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  1. admin

    Las distancias de las cosas

    Unidades de distancia ¿Cuáles son las unidades de distancia que se utilizan en Astronomía? Kilómetro.Año Luz (AL) : 10 billones de kilómetros. Parsec : 3,26 A.L. (3 años luz, algo más de 32 billones de kilómetros). Unidad Astronómica: 150 millones de kilómetros. Hay otra unidad más que se llama Tiempo Luz. Es el equivalente a considerar la distancia recorrida por la luz en un tiempo determinado. Por ejemplo, se utiliza para medir el mes luz (distancia recorrida por la luz en un mes) o el día luz (distancia recorrida por la luz en día) o el segundo luz. Todo esto da una idea de distancia. Cuanto mayor es el número en tiempo (cuanto mayor es la cifra que yo estoy tomando) más lejos está el objeto que estoy considerando. Hay algunas otras unidades de distancia pero no se utilizan en Astronomía. Todo el mundo utiliza estas unidades de distancia y no otras, por suerte. Distancias Ahora vamos a ver cuáles son las distancias, cuánto tarda la luz en llegar a determinado lugar. Vamos a poner un ejemplo que se utiliza muchísimo porque es muy claro para entender las distancias y los tamaños de las cosas en el universo, que en verdad son muy grandes. El ejemplo es muy simple: vamos a pensar que tenemos una nave espacial que puede viajar a la velocidad de la luz (cosa que no puede suceder). Vamos a pensar cuánto tiempo tarda esta nave en llegar a cada lugar para darnos una idea de las distancias y los tamaños de estos sitios. Desde la Tierra a la Luna: 1, 3 segundos Desde la Tierra Al Sol: 8 minutos 18 segundos Desde el Sol A Plutón: 5 horas 30 minutos Desde el Sol A Alfa Centauro: 4 años y 4 meses Datos: La luz viaja a 300 mil kilómetros por segundo La luna está a 380 mil kilómetros promedio de distancia de la Tierra. La luz podría dar casi ocho vueltas completas alrededor de la Tierra en un segundo. Viendo estas cifras, podemos comprender lo difícil que es dimensionar estos tiempos para la mente humana. Imaginémonos viajando en esta nave espacial: en cinco horas y media llegamos a los confines del Sistema Solar. Después giro la nave hacia Alfa Centauro (la estrella mas cercana después que el Sol) y viajo dos días, tres, cuatro días, una semana, quince días; un mes, dos, tres; dos años, tres años. Recién a los cuatro años y cuatro meses llego a la estrella más cercana! Esto les da una idea de lo minúsculo que es nuestro Sistema Solar con respecto a la distancia que hay a las estrellas. Nuestro Sistema Solar es muy pequeño en relación a todo el sistema de estrellas que tenemos alrededor. La Vía Láctea Nuestro Sistema Solar y alfa Centauro están dentro de un sistema mayor que se llama la Vía Láctea, que es una galaxia. Una galaxia es un grupo de estrellas muy grande que viven y se mueven todas juntas. Nuestra Vía Láctea tiene 100 mil millones de estrellas y su forma es espiral, como se ve en este dibujo a la izquierda. Imaginémonos nuevamente en nuestra situación teórica: viajamos con nuestra nave espacial 25.000 años ¿hasta dónde llegamos? Sólo hasta el centro de nuestra galaxia. Si queremos recorrerla desde desde una lado al otro tenemos que viajar 100.000 años. Y estamos hablando solamente de viajar dentro de nuestra propia galaxia, ni siquiera de salir más allá o de visitar otras galaxias! (acuérdense siempre que estamos viajando a la velocidad de la luz). Las galaxias tienen muchas formas. La nuestra –como dijimos- tiene forma espiral. La galaxia espiral más cercana a la nuestra se llama Andrómeda, que es muy conocida. ¿Cuánto tardamos en llegar con nuestra nave desde la Vía Láctea hasta Andrómeda? Más de 2 millones de años (2.300.000 años exactamente). Como ven –y como decíamos- no hay manera de hacerse un criterio de estas distancias. Por eso se utiliza la velocidad de la luz como referencia. A simple vista, podemos ver tres objetos externos a la Vía Láctea: la galaxia de Andrómeda (hacia el norte) y dos galaxias pequeñas, enanas, que están alrededor de la nuestra, llamadas Las nubes de Magallanes. Las nubes de Magallanes son dos galaxias que giran alrededor de nuestra Vía Láctea como si fueran dos satélites. Algo similar a lo que sucede con nuestra Luna. En rigor, son lunas de la Vía Láctea, y se ven a simple vista. Pero imagínense lo que debe ser Andrómeda para que podamos verla a 2 millones de A.L.. Es un monstruo. Las galaxias tienen la costumbre de estar en familias. No les gusta estar solas. Están siempre en grupos que se llaman cúmulos de galaxias. El cúmulo de galaxia más cercano a nosotros se llama Virgo porque casualmente está en dirección a la constelación de Virgo. Para llegar a ese cúmulo de galaxias hay que viajar 60 millones de años. Y es el cúmulo más cercano! La Vía Láctea, Andrómeda y Las nubes de Magallanes están en un cúmulo llamado Grupo Local, que es un sistema pequeño de casi 30 galaxias. En otro "barrio", cerca del Grupo Local, se encuentra el cúmulo Virgo . Para recorrer de punta a punta todo el universo conocido, visible, hay que viajar 28 mil millones de años. La vida de la Tierra y del Sol –para que tengan una idea- es de 5 mil millones de años, es decir que habría que viajar 6 vidas del Sol a la velocidad de la luz para recorrer el universo completo. Desde la Tierra hasta el límite visible del universo hay 14 mil millones de años luz promedio. Imagen: Estructura de nuestro Universo. Cada punto es una galaxia de 100 mil millones de estrellas. Las partes mas concentradas son cumulos de galaxias. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos!
  2. Unidades de distancia ¿Cuáles son las unidades de distancia que se utilizan en Astronomía? Kilómetro.Año Luz (AL) : 10 billones de kilómetros. Parsec : 3,26 A.L. (3 años luz, algo más de 32 billones de kilómetros). Unidad Astronómica: 150 millones de kilómetros. Hay otra unidad más que se llama Tiempo Luz. Es el equivalente a considerar la distancia recorrida por la luz en un tiempo determinado. Por ejemplo, se utiliza para medir el mes luz (distancia recorrida por la luz en un mes) o el día luz (distancia recorrida por la luz en día) o el segundo luz. Todo esto da una idea de distancia. Cuanto mayor es el número en tiempo (cuanto mayor es la cifra que yo estoy tomando) más lejos está el objeto que estoy considerando. Hay algunas otras unidades de distancia pero no se utilizan en Astronomía. Todo el mundo utiliza estas unidades de distancia y no otras, por suerte. Distancias Ahora vamos a ver cuáles son las distancias, cuánto tarda la luz en llegar a determinado lugar. Vamos a poner un ejemplo que se utiliza muchísimo porque es muy claro para entender las distancias y los tamaños de las cosas en el universo, que en verdad son muy grandes. El ejemplo es muy simple: vamos a pensar que tenemos una nave espacial que puede viajar a la velocidad de la luz (cosa que no puede suceder). Vamos a pensar cuánto tiempo tarda esta nave en llegar a cada lugar para darnos una idea de las distancias y los tamaños de estos sitios. Desde la Tierra a la Luna: 1, 3 segundos Desde la Tierra Al Sol: 8 minutos 18 segundos Desde el Sol A Plutón: 5 horas 30 minutos Desde el Sol A Alfa Centauro: 4 años y 4 meses Datos: La luz viaja a 300 mil kilómetros por segundo La luna está a 380 mil kilómetros promedio de distancia de la Tierra. La luz podría dar casi ocho vueltas completas alrededor de la Tierra en un segundo. Viendo estas cifras, podemos comprender lo difícil que es dimensionar estos tiempos para la mente humana. Imaginémonos viajando en esta nave espacial: en cinco horas y media llegamos a los confines del Sistema Solar. Después giro la nave hacia Alfa Centauro (la estrella mas cercana después que el Sol) y viajo dos días, tres, cuatro días, una semana, quince días; un mes, dos, tres; dos años, tres años. Recién a los cuatro años y cuatro meses llego a la estrella más cercana! Esto les da una idea de lo minúsculo que es nuestro Sistema Solar con respecto a la distancia que hay a las estrellas. Nuestro Sistema Solar es muy pequeño en relación a todo el sistema de estrellas que tenemos alrededor. La Vía Láctea Nuestro Sistema Solar y alfa Centauro están dentro de un sistema mayor que se llama la Vía Láctea, que es una galaxia. Una galaxia es un grupo de estrellas muy grande que viven y se mueven todas juntas. Nuestra Vía Láctea tiene 100 mil millones de estrellas y su forma es espiral, como se ve en este dibujo a la izquierda. Imaginémonos nuevamente en nuestra situación teórica: viajamos con nuestra nave espacial 25.000 años ¿hasta dónde llegamos? Sólo hasta el centro de nuestra galaxia. Si queremos recorrerla desde desde una lado al otro tenemos que viajar 100.000 años. Y estamos hablando solamente de viajar dentro de nuestra propia galaxia, ni siquiera de salir más allá o de visitar otras galaxias! (acuérdense siempre que estamos viajando a la velocidad de la luz). Las galaxias tienen muchas formas. La nuestra –como dijimos- tiene forma espiral. La galaxia espiral más cercana a la nuestra se llama Andrómeda, que es muy conocida. ¿Cuánto tardamos en llegar con nuestra nave desde la Vía Láctea hasta Andrómeda? Más de 2 millones de años (2.300.000 años exactamente). Como ven –y como decíamos- no hay manera de hacerse un criterio de estas distancias. Por eso se utiliza la velocidad de la luz como referencia. A simple vista, podemos ver tres objetos externos a la Vía Láctea: la galaxia de Andrómeda (hacia el norte) y dos galaxias pequeñas, enanas, que están alrededor de la nuestra, llamadas Las nubes de Magallanes. Las nubes de Magallanes son dos galaxias que giran alrededor de nuestra Vía Láctea como si fueran dos satélites. Algo similar a lo que sucede con nuestra Luna. En rigor, son lunas de la Vía Láctea, y se ven a simple vista. Pero imagínense lo que debe ser Andrómeda para que podamos verla a 2 millones de A.L.. Es un monstruo. Las galaxias tienen la costumbre de estar en familias. No les gusta estar solas. Están siempre en grupos que se llaman cúmulos de galaxias. El cúmulo de galaxia más cercano a nosotros se llama Virgo porque casualmente está en dirección a la constelación de Virgo. Para llegar a ese cúmulo de galaxias hay que viajar 60 millones de años. Y es el cúmulo más cercano! La Vía Láctea, Andrómeda y Las nubes de Magallanes están en un cúmulo llamado Grupo Local, que es un sistema pequeño de casi 30 galaxias. En otro "barrio", cerca del Grupo Local, se encuentra el cúmulo Virgo . Para recorrer de punta a punta todo el universo conocido, visible, hay que viajar 28 mil millones de años. La vida de la Tierra y del Sol –para que tengan una idea- es de 5 mil millones de años, es decir que habría que viajar 6 vidas del Sol a la velocidad de la luz para recorrer el universo completo. Desde la Tierra hasta el límite visible del universo hay 14 mil millones de años luz promedio. Imagen: Estructura de nuestro Universo. Cada punto es una galaxia de 100 mil millones de estrellas. Las partes mas concentradas son cumulos de galaxias. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos! Ver artículo
  3. admin

    ¿Qué es una galaxia?

    Las galaxias son enormes conjuntos de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitacionalmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la Tierra. Las galaxias son enormes conjuntos de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitacionalmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la Tierra pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. El Sol es solamente una estrella de esta galaxia. Además de estrellas y planetas, las galaxias contienen cúmulos de estrellas, hidrógeno atómico, hidrógeno molecular, moléculas complejas compuestas de hidrógeno, nitrógeno, carbono y silicio entre otros elementos, y rayos cósmicos. Las galaxias adoptan formas determinadas, y se clasifican según esa forma figure {display: block; padding: 10px; font-variant: small-caps; background-color: #304d66; text-align:center; color:white; width:40%; margin: auto;} Clasificacion de galaxias segun su morfologia Las hay espirales (Sa, Sb, Sc), espirales barradas (SBa, SBb, SBc), elípticas (E0 hasta E7), SO (intermedias entre S y E) e irregulares. Nosotros pertenecemos a una galaxia Espiral (una Sb), que contiene polvo oscurecedor, y gas interestelar, con muchas estrellas jóvenes azules en los brazos espirales, y estrellas viejas rojizas en el núcleo. Las elípticas en cambio poseen poco material interestelar, y pocas estrellas jóvenes. Suelen tener tamaños de varias decenas de miles de años-luz. Sus distancias se miden por varios métodos, entre ellos, las estrellas variables Cefeidas. Estas estrellas cambian de brillo de una manera tal que es posible calcular si distancia, y por ende, la de la galaxia que las contiene. En el núcleo aparentemente todas contienen un agujero negro enorme. La Via Lactea contiene uno de varios cientos de millones de veces mas masa que nuestro Sol. Las galaxias suelen asociarse en familias, llamadas cúmulos de galaxias. La Via Lactea pertenece, junto con las Nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, al denominado “Grupo Local”, que cuenta con casi 30 galaxias. Hay cúmulos de galaxias de docenas de miles de componentes. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos!
  4. El Sol SOL Es centro de nuestro Sistema Solar y fuente fundamental de energía, funciona como un reactor de fusión nuclear, transformando el hidrógeno en helio. En su superficie de gas caliente se observan zonas oscuras, llamadas manchas solares. Se debe destacar la peligrosidad de su observación sin la protección adecuada. La exposición del ojo en forma directa , aunque sea solo por una fracción de segundo produce ceguera irrecuperable. figure {display: block; padding: 10px; font-variant: small-caps; background-color: #304d66; text-align:center; color:white; width:40%; margin: auto;} PLANETAS INTERNOS Llamamos planetas internos a aquellos cuyas órbitas se encuentran entre la de la Tierra y el Sol. Por ser los mas cercanos a nuestra estrella, nunca se observan muy lejos de ella. Tanto Mercurio como Venus pueden verse solamente al amanecer o al atardecer, aunque Venus, siempre es mas espectacular, por acercarse mas a nuestro planeta y ser mas grande que Mercurio. Es tan brillante que se lo conoce como el Lucero matutino o vespertino. LUNA es nuestro satélite natural y solamente cuatro veces mas pequeña que nuestro planeta. Su superficie se encuentra llena de cráteres debidos al impacto de rocas (meteoritos) sobre su superficie. Con un telescopio de solo 10 cm de diámetro, pueden verse mas de 3 mil impactos. Se pueden observar, a simple vista, zonas oscuras, llamadas mares, los cuales se han formado por la presencia de lava seca. LOS ECLIPSES Los eclipses de Sol se producen cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol, proyectando su sombra sobre nuestro planeta. Si lo cubre totalmente, se llama eclipse Total de Sol. Cuando la Tierra es la que se interpone entre la Luna y el Sol, se puede observar un eclipse de Luna, momento en que esta toma una coloración rojiza. PLANETAS EXTERNOS Son los planetas que se encuentran más allá de la órbita de la Tierra. Dentro de este grupo se encuentran los llamados planetas gigantes, como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. (son al menos 6 veces mas grandes que nuestro planeta). Todos tienen anillos y varias decenas de satélites, y su composición química es principalmente de gas. Los otros dos externos, Marte y Plutón, son pequeños, con dos y un satélite respectivamente. LOS ASTEROIDES Y COMETAS Cometa Trozos mucho mas pequeños, de roca y hierro, mayoritariamente de forma irregular, se denominan asteroides. En total, son varios miles, cuyo miembro mas importante se llama Ceres, con mas de 1000 km. de diámetro. Objetos mas pequeños, del tamaño de una montaña, y principalmente compuestos por hielo, se los denomina cometas. Al acercarse al Sol, se calientan, evaporandose lentamente. Finalmente, la energía que viene desde nuestra estrella, denominada viento solar, barre ese gas, formando la cola. El Halley es el más famoso. ESTRELLAS FUGACES No son otra cosa que pequeñas rocas que viajan por el espacio, que al entrar muy rápidamente en la atmósfera de la Tierra, se queman, viendose como trazos en el cielo. En algunas épocas del año, se producen lluvias meteróricas. LAS ESTRELLAS Son soles extremadamente lejanos. Las estrellas tienen colores, que corresponden a la temperatura que poseen. Las mas calientes son azules y las mas frías rojas. Las estrellas suelen estar en familias, que se denominan estrellas dobles o múltiples, como Alfa Centauro. Siempre se ven como puntos, aun con el telescopio más poderoso, por su gran distancia. CÚMULOS ABIERTOS Y GLOBULARES Como indica el punto anterior, son grupos de estrellas. El Abierto, tienen varias cientos a miles de estrellas jóvenes. Los Globulares son esféricos, contando con varios cientos de miles de estrellas, todas viejas. NUBES DE GAS Y POLVO Existen también en el espacio nubes muy importantes de gas y polvo, principalmente compuestas de hidrógeno. Estas nubes, al condensarse, dan nacimiento a las estrellas. GALAXIAS Todos los objetos descriptos hasta ahora forman, sumados, una galaxia. Nosotros vivimos en una que se denomina Vía Láctea, que cuenta con 100 mil millones de estrellas. Ademas, existen otras galaxias, con cantidades de estrellas similares a la nuestra. Tienen formas variadas, como espirales, elípticas e irregulares. Finalmente, las galaxias se agrupan en Cúmulos de Galaxias, habiendo en el Universo visible al menos 100 mil millones de galaxias. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos! Ver artículo
  5. Antes de comprar un telescopio, es conveniente saber que se puede observar con el. Obviamente cuanto mas grande sea el telescopio, mejor podrá mostrar los objetos del cielo. ¿Qué se puede ver? EL SOL Es fundamental recordar que es peligroso ver el Sol sin la protección adecuada. Con un telescopio normal, pueden verse manchas solares, zonas brillantes llamadas fáculas, y estructuras finas denominadas gránulos. Solo se pueden utilizar para la observación por proyección los oculares de la serie H (puede hallarlo en el ocular). Si utilizan otros, pueden estropearse. También para esto puede utilizar la pantalla solar. figure {display: block; padding: 10px; font-variant: small-caps; background-color: #304d66; text-align:center; color:white; width:40%; margin: auto;} Fotografía del sol realizada por Eduardo Pulver. San Pedro, Bs As, Argentina. MERCURIO y VENUS Ambos muestran fases, similares a las de la Luna. Venus se ve de un tamaño importante. Es conveniente mirarlos con un mínimo de 50x al máximo posible. Con filtros azules, se mejoran los detalles de las nubes de Venus, aunque siempre son difíciles de ver. MARTE Es un planeta pequeño, por lo que también se ve pequeño al telescopio. Se pueden ver, principalmente durante las oposiciones (mínima distancia a la Tierra), algunas manchas superficiales, y los polos blancos de nieve de agua y hielo seco. El aumento mínimo para la observación es 100x. Con un filtro azul se mejora la visión de las nubes. Con un filtro rojo, los detalles superficiales. JÚPITER Este planeta se ve “achatado”. Normalmente, se ven al menos dos bandas, que son nubes paralelas al ecuador jupiteriano. Aumento mínimo: 80x. Con un filtro azul, se pueden realzar detalles en las nubes, y detectar más fácilmente la Mancha Roja. Se Pueden ver 4 de sus satélites, aun con binoculares. SATURNO Después de la Luna, es lo más espectacular para ver. Con sólo 50x, ya se empiezan a ver los anillos, aunque para verlo correctamente, se requieren al menos 100x. Con telescopios de más de 70 mm de diámetro, se ve una de las divisiones del anillo, la División de Cassini. Su satélite más grande Titán, ya es visible con 60 mm. de diámetro. Con 110 mm., se ven 5 satélites más. URANO, NEPTUNO y PLUTÓN Se ven muy pequeños, con telescopios de mas de 50 mm. (de hecho Urano puede lograr ser visible a simple vista, en condiciones excepcionales). Son de color azul-verdoso. Plutón solo es visible con telescopios de más de 200 mm. de diámetro. En ninguno de los tres es posible ver detalles superficiales ni sus lunas. ASTEROIDES Se ven como estrellas, que lentamente se mueven contra el fondo del cielo. Con un telescopio de 110 mm se pueden ver 300. COMETAS Los hay visibles, como el Halley, a simple vista. Lo ideal es verlos con bajo aumento o con binoculares. Los débiles -son mayoría- requieren telescopios para su correcta observación. LA LUNA Es lo que mejor se ve, con cualquier telescopio y con cualquier aumento. El mejor momento para verla es en cuarto creciente o menguante, no en Luna Llena. Tiene cráteres de hasta 200 km de tamaño. Con un telescopio de 114 mm., se pueden ver detalles de hasta 3 km. de tamaño. LAS ESTRELLAS Siempre se ven como puntos, aún con el telescopio Espacial. A pesar de que no se ven como discos, se pueden notar fácilmente los colores, estrellas dobles (dos o mas muy juntas, muchas de las cuales giran una alrededor de la otra, como un sistema solar pero de estrellas) y variables (cambian de brillo en el tiempo). CÚMULOS DE ESTRELLAS Y NEBULOSAS y GALAXIAS Se los llama 'objetos de espacio profundo'. Se pueden ver perfectamente, siempre y cuando no nos den luces directamente a los ojos, siempre como manchas luminosas. Las galaxias también son visibles, principalmente si estamos alejados de las luces de la ciudad. Las nebulosas mas fáciles de ver son la de Orion, y la Nebulosa Laguna, en Sagitario. Los cúmulos abiertos mas fáciles son Las Pleyades y la Hyades. Los cúmulos Globulares Omega Centaruri, 47 Tucan, y M13. Las Galaxias, Andromeda, las Nubes de Magallanes y la Galaxia del Sombrero. Finalmente, los astros visibles con un telescopio son tantos, que si quisiéramos verlos a todos los accesibles a un instrumento de 70 mm. de diámetro, nos tomaría TODA LA VIDA. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos! Ver artículo
  6. admin

    Artículo - ¿Qué es una galaxia?

    Las galaxias son enormes conjuntos de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitacionalmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la Tierra. Las galaxias son enormes conjuntos de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitacionalmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la Tierra pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. El Sol es solamente una estrella de esta galaxia. Además de estrellas y planetas, las galaxias contienen cúmulos de estrellas, hidrógeno atómico, hidrógeno molecular, moléculas complejas compuestas de hidrógeno, nitrógeno, carbono y silicio entre otros elementos, y rayos cósmicos. Las galaxias adoptan formas determinadas, y se clasifican según esa forma figure {display: block; padding: 10px; font-variant: small-caps; background-color: #304d66; text-align:center; color:white; width:40%; margin: auto;} Clasificacion de galaxias segun su morfologia Las hay espirales (Sa, Sb, Sc), espirales barradas (SBa, SBb, SBc), elípticas (E0 hasta E7), SO (intermedias entre S y E) e irregulares. Nosotros pertenecemos a una galaxia Espiral (una Sb), que contiene polvo oscurecedor, y gas interestelar, con muchas estrellas jóvenes azules en los brazos espirales, y estrellas viejas rojizas en el núcleo. Las elípticas en cambio poseen poco material interestelar, y pocas estrellas jóvenes. Suelen tener tamaños de varias decenas de miles de años-luz. Sus distancias se miden por varios métodos, entre ellos, las estrellas variables Cefeidas. Estas estrellas cambian de brillo de una manera tal que es posible calcular si distancia, y por ende, la de la galaxia que las contiene. En el núcleo aparentemente todas contienen un agujero negro enorme. La Via Lactea contiene uno de varios cientos de millones de veces mas masa que nuestro Sol. Las galaxias suelen asociarse en familias, llamadas cúmulos de galaxias. La Via Lactea pertenece, junto con las Nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, al denominado “Grupo Local”, que cuenta con casi 30 galaxias. Hay cúmulos de galaxias de docenas de miles de componentes. Artículo gentileza de Telescopios Duoptic.com, distribuidor oficial de Sky-Watcher, iOptron, GSO, William Optics, Tele Vue, Orion, QHY CCD Visítenos! Ver artículo
  7. Existen dos tipos fundamentales: totales y parciales. Un eclipse total de Luna es un fenómeno impresionante para aquellos que pueden observarlo con un buen cielo despejado. Las observaciones pueden ser realizadas con binoculares, o con un telescopio utilizando pocos aumentos. El borde de la sombra de la Tierra es difuso, y se hace tanto mas difuso cuanto mayor sea el aumento. El aumento adecuado es aquel en el que toda la Luna cabe dentro del campo del ocular. En un eclipse total, nuestro satélite se encuentra por algún tiempo sumergido en su totalidad en el cono de sombra de la tierra. Pese a ello, la luna no desaparece por completo. Esto se debe a un efecto de refracción en nuestra atmósfera, y como la luz roja refracta mas que la azul muchos eclipses la Luna toma la coloración rojiza. Pero el efecto anterior depende de las condiciones atmosféricas de aquellas zonas de la tierra donde los rayos solares son refractados: los lugares donde amanece y anochece en el momento del eclipse. Y además, de la pureza de las capas superiores de la atmósfera, las cuales en ocasiones están contaminadas con polvo cósmico o terrestre. Se sabe, por ejemplo, que en el eclipse de luna de 16 de junio de 1816, la luna desapareció por completo. La razón era que en la primavera de 1815, el volcán Tambora, de la Isla de Sumbawa, en Indonesia, había explotado, lanzando a la atmósfera, unos 150 Km. cúbicos de cenizas. ¡Una de las mas grandes explosiones de la historia!. A diferencia de los eclipses totales, en los parciales siempre queda iluminada una parte de nuestro satélite Para observar los eclipses de Luna, no existe ningun peligro para los ojos. Es posible registrar estos fenómenos en video, sin telescopio. Es importante dar a la cámara un buen aumento, necesario para que sea de un tamaño interesante. La observación es ideal realizarla a traves de binoculares, a simple vista o con telescopio, este ultimo con el minimo aumento posible. Visita nuestro foro sobre eclipses lunares en http://www.espacioprofundo.com.ar/forum/22-eclipses/ Ver artículo
  8. admin

    Los Asteroides

    Historia, fisica y clasificacion de los asteroides. (Nivel: Intermedio) 1- Introducción históricaEl día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco. Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa. Posteriormente, al analizar las distintas posición y calcular la órbita, tarea que fue realizada por un joven matemático desconocido todavía, llamado Gauss, con unas pocas posiciones, en un arco de 9 grados, y un periodo de 41 días, estaba claro que la orbita era casi circular, con una escasa inclinación, a una distancia de aproximadamente 2,77 UA. Esta órbita era mas parecida a la de un planeta que la de un cometa, y la colocaba entre las orbitas de Marte y Júpiter, en un lugar muy cercano a la predicción de la famosa Ley de Bode-Titius. Se lo denominó Ceres, en honor a la divinidad protectora de Sicilia. Posteriormente, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas. A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad son varias decenas de miles. (hasta principios de 2004, 80 mil descubiertos, 11 mil con nombre). Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos. Como no pueden patrullar hasta aquí, todavía esperanzas de descubrir algún cometa o asteroide desde nuestro hemisferio. 2 – Definición de Asteroide y OrígenesCuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques 'gentiles' entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas. Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos. De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroide. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una orbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III). Fotografía de 1949 donde el cometa Wilson-Harrington mostraba cola. En el medio, con aspecto puntual, el ahora asteroide 1979VA (4015 Wilson-Harrington). Igualmente puede decirse que son 'rocas' de unos miles kilómetros para abajo. Su composición es o rocosa, metálica, una mezcla de ambas en los pertenecientes al Sistema Solar interno, y de hielo los externos, mas parecidos a cometas que a asteroides. Los mas grandes son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente irregulares. Existen mas de dos docenas de asteroides mas grandes de 200 km. Es probable que conozcamos el 99% de los de más de 100 km. Los de 10 a 100 km., nuestro conocimiento llega al 50%, pero conocemos pocos de los pequeños. Es probable que de menos de 1 km haya mas de 1 millón de ellos. Sumando a todos los que se encuentran dentro de la órbita de Neptuno, no llegan a superar la masa de nuestra Luna. Existen pocos datos acerca de la densidad de los asteroides. Se puede conocer la misma cuando uno es desviado por un planeta, ya que eso permite por las leyes de Newton, medir su masa y finalmente, su densidad. Con estos métodos el error de la determinación es bastante grande, ya que el tamaño, y por lo tanto, el volumen del asteroide no es normalmente bien conocido. Las única medición directa, es por la desviación de las naves espaciales que llegaron hasta algunos asteroides, y que pudieron fotografiarlos. Sorprendentemente, con estos datos se llega a la conclusión que tienen una densidad apenas superior a la del agua, lo que significa que mas bien son acumulaciones de rocas, mas que objetos compactos. Si fueran compactos, su densidad debería ser muy superior. Tienen enorme cantidad de cráteres, y su estructura parece apoyar mas la idea de que ha sido un planeta que no logró formarse, fundamentalmente debido a la influencia gravitacional de Júpiter. Aún así, veremos mas adelante que están divididos en familias, principalmente por sus orbitas, lo que en algunos casos significa un origen común de la familia. Modelo de Vesta en base a las fotografias del HST, donde puede verse un enorme cráter oscuro. Vesta ha sido recientemente estudiado por el Telescopio Espacial Hubble (HST). Es interesante debido a que parece ser un cuerpo con una estructura diferencial en capas, como los planetas terrestres. Esto implica que tuvo algún tipo calor interno de origen desconocido que fundió a Vesta (el calor natural producido por la desintegración de isótopos no es suficiente), para lograr esa estructura interna. Esto se sabe porque en la imágenes del HST se ve un enorme cráter, que permite observar zonas expuestas del manto. Es posible que colisiones con otros cuerpos a baja velocidad hayan logrado este calor adicional. Muchos asteroides se han encontrado como pertenecientes a un sistema doble, con un satélite orbitando, o a veces, en dos asteroides en contacto. Su gravedad es tan débil que pueden 'apoyarse' un sobre otro, y quedar visto a la distancia, como un solo asteroide muy elíptico. En algunos aspectos, el conocimiento de estos astros recién está empezando, con las misiones espaciales, el HST y los telescopios con Opticas Adaptativas(*). (*) Es un sistema que permite compensar los efectos distorsionantes de la atmósfera, logrando llegar a la resolución teórica del telescopio (6). 3 – Curvas de LuzLos asteroides, justamente por ser irregulares, a veces poseen una variación importante de su magnitud. Estas determinaciones permiten saber tanto la proporción de sus ejes mayor y menor, en primera aproximación como un elipsoide de revolución, su período de rotación, la dirección de su polo, etc. La curva de luz es similar a la de una estrella variable, pero no es igual, ya que depende de objetos que no emiten luz, por lo que presentan sombras, y adicionalmente si el asteroide esta más cerca al Sol que la Tierra, presentará fases. Aparte, la curva va cambiando en distintos momentos, ya que depende de la configuración con presente con respecto a nosotros. Estos datos permiten calcular con relativa dificultad, la orientación de su polo, ya que cuando la variación de luz es mínima, normalmente el polo esta señalando al observador. Izquierda: Explicación del motivo de la variación luminosa de los asteroides.Derecha: Curva real del asteroide 2001OE84. Medición del tamañoLa enorme mayoría de los asteroides no tienen un 'disco' visible, como el caso de Vesta. Por su tamaño y distancia, normalmente no presentan una imagen mas que de una estrella. La determinación de su tamaño real es por medio del método fotométrico, que depende de su magnitud absoluta (M). La idea fundamental es que la M de un objeto, va a depender fundamentalmente de su tamaño, ya que al ser mas grande, mayor cantidad de luz va a reflejar. En realidad primero hay que determinar cual es su albedo (la cantidad de luz que refleja del Sol), ya que si el objeto refleja mucha luz, tendrá que tener un tamaño menor que si la superficie es oscura, a igual M. En los más lejanos, se utiliza un método térmico, que es dependiente de la radiación infrarroja que emite el asteroide. Suele tener gran error.Si puede determinarse su espectro, con otras consideraciones orbitales, es posible clasificar al asteroides, y según esa clasificación se puede saber cual es su albedo promedio. (ver clasificación taxonómica mas abajo). Esta determinación suele tener un error importante, que puede llegar al 40%. La forma mas precisa para esta medición es por medio de la ocultación de estrellas por asteroides, ya que esto permite medirlos con un error pequeño. En la ocultación por el asteroide Deira, el 9 de mayo de 2004, desde Santa Fe, en el Observatorio Géminis Austral, José Luis Sánchez, observó una desaparición de 8,2 segundos, y desde el Observatorio Cristo Rey, Gustavo Mazalan y Victor Buso, la midieron en 8,6 seg., cuando la predicción era de 7,1 segundos como máximo. La ocultación se predijo con el tamaño del asteroide por medios fotométricos, (unos 30 km – jamás fue medido de una forma directa), cuando por la medición realizada, mas bien parece que tuviera 40 o más km., o que sea muy elíptico. 4. Las ocultaciones La ocultación de estrellas por asteroides es una de las maneras de obtener el tamaño y forma proyectada en el momento de la ocultación del asteroide, con una precisión muy alta. Con telescopios de pequeño tamaño es posible medir estos parámetros con un error mínimo. Arriba: Ocultación por 216 Kleopatra. Observadores: a) Alex Amorín (Brasil)b) Eduardo Pulver- San Pedroc) OCR: Julio Nardon, Luis Mansilla y Victor Angel Buso Obs. Astr. del Colegio Cristo Rey de Rosariod) Juan Seguel – Chile - Este ultimo no registro tiempos, pero si vio la ocultación. En la ocultación observada por miembros de la LIADA de 216 Kleopatra, todos trabajaron con telescopios de 20 cm de diámetro. Por el control de tiempos, el asteroide fue medido con una precisión de 0,008'. Para llegar a esa resolución, se requeriría un telescopio de al menos 14 metros de diámetro!!!. Aproximadamente el error obtenido es de unos 7 kilómetros, duplicando la calidad de las anteriores determinaciones, logradas con la técnica de radar, con el radiotelescopio de 300 metros de diámetro de Arecibo. 5. ClasificaciónLos Asteroides están divididos en varios grupos. No todos los astrónomos coinciden en la clasificación. Normalmente tomamos la utilizada por la IAU. Entre ellos:Anillo Principal:Este grupo es el conocido desde el principio, y es el grupo de asteroides que están fundamentalmente entre Marte y Júpiter. Están divididos en familias, que normalmente reciben el nombre del primero que se descubrió de esa familia (ver mas abajo). También hay una distribución ordenada de los asteroides por efecto gravitacional de Júpiter. El planeta gigante permite o no determinadas orbitas en sus cercanías. Es por eso que en un análisis de la distribución de estos cuerpos, hay zonas faltantes, llamadas 'Lagunas de Kirkwood'. Sucede con los asteroides que tienen orbitas cuyo período es una fracción entera del de Júpiter, particularmente 1/3, 2/5 y 3/7. Los Near Earth Objects (NEOs) Estos objetos están clasificados simplemente por que nosotros habitamos la Tierra, y nos interesan particularmente este tipo de asteroides, que pueden acercarse mucho a nuestro planeta (y eventualmente chocar con la Tierra), pero no tienen ninguna característica particular que permita clasificarlos físicamente. Eventualmente, si viviéramos en Marte, haríamos una subdivisión de NMO, o Near Mars Objects!!.Están subdivididos en grupos:a) Atenas: Tienen semiejes mayores de menos de 1,0 UAb) Apolos: Tienen perihelios menores de 1,0 UA.c) Amor: Distancia al Perihelio de menos de 1,3 UA.Los Troyanos La mayoría están localizados cerca de Júpiter, en los denominados puntos de Lagrange. Estos lugares son de estabilidad gravitacional suficiente como para mantener orbitas por períodos largos. Los más importantes son los puntos L4 y L5, los que están a 60 grados por delante y por detrás del planeta, siguiendo su misma órbita. En este momento se conocen unos 1200 Troyanos, la mayoría pertenecientes a Júpiter. El primero fue descubierto por Max Wolf en 1906, en el punto L4, y se lo llamó 588 Aquiles. Existen también troyanos de otros planetas, como Venus, Marte (5261 Eureka) y casi todos los planetas grandes, por ej Neptuno tiene a 2001 QR322. Aunque no son troyanos, nuestro planeta tiene asociados en orbitas inusuales a 3753 Cruithne, y a 2002AA29, que casi pueden considerarse lunas. Centauros:Hay algunos objetos de este grupo en la parte externa del Sistema Solar. El más famoso es 2060 Chiron, que está en orbita entre Saturno y Urano. 5335 Damocles orbita desde cerca de Marte hasta mas allá de Urano. 5145 Pholus orbita desde Saturno hasta pasado Neptuno. Es seguro que debe haber muchos Centauros, pero no son fáciles de ver, y con seguridad tienen orbitas muy perturbadas, ya que cruzan a todos los planetas gigantes. Su composición química probablemente es mas parecida a la de cometas que asteroides, y de hecho 2060 Chiron hace unos años mostró emisión de material, por lo que está clasificado en este momento como cometa. TNOs (Trans Neptunian Objetcts) –Objetos mas allá de Neptuno.Un grupo final de objetos son los TNOs, objetos de hielo que se mueven principalmente más allá de la orbita de Neptuno, entre 30 y 50 UA (esta definición no es definitiva). Simulaciones por computadora sugieren que el jóven Júpiter, con su enorme gravedad, expulsó a estos objetos que no escaparon completamente. Las mismas simulaciones sugieren que podría haber objetos de la masa de Marte o inclusive, la Tierra aunque si existieran en nuestro Sistema Solar, ya deberían haber sido descubiertos. Suelen ser grandes (aunque como recién se están descubriendo, es probable que haya muchos pequeños). Hasta ahora –2004- se conocen unos 800. Los mayores son mas grandes que 1 Ceres, aunque como están medidos térmicamente, por la cantidad de radiación IR, el error aun es grande. A pesar de ello, son objetos de 1500 km aproximadamente. Entre ellos pueden destacarse Varuna de 1000 km, Ixion de 1000 km tambien, o 2002AW197, de 900 km. Uno de los últimos descubiertos es Sedna (1600 km), con una orbita muy estirada, que la recorre en 10.500 años, pero todavía está en discusión si Sedna es o no un TNOs, ya que está a más de 70 UA, fuera del area de clasificación. Dentro de esta definición, Plutón y su satelite, Caronte, serían los mayores TNOs conocidos.Hay otras subdivisiones, como los 'plutinos' o 'cubewanos', pero todavía no están aceptadas por todos. A mayor distancia de las 50UA, están los objetos de la Nube de Oort interna (tambien conocidos como Scattered-Disk Objects (SDOs) 'Objetos de disco disperso', que todavía se mantienen orbitando cerca de la eclíptica. A Mucha mayor distancia, comienza a dominar la Nube de Oort tradicional, cuyos componentes ya no respetan las orbitas en el plano del Sistema Solar. A estas distancias, nada está perfectamente definido. Seguramente con el tiempo se irán ajustando las definiciones de cada cuerpo.Clasificación Taxonómica La clasificación Taxonómica depende del espectro. Obviamente el espectro fundamental es el del Sol, con el agregado o falta de las rayas espectrales solares, debida a la composición general del asteroide. Todos los asteroides están clasificados dentro de estos tipos. A pesar de que la clasificación es muy extensa, la enorme mayoría de estos cuerpos caen dentro de tres categorías: • Tipo C, incluye mas del 75% de los asteroides conocidos. Con albedo bajo (0,03); Composición: similar a los meteoritos tipo condritas carbonaceas. • Tipo S, aproximadamente el 17%: relativamente brillantes (albedo: 0,10-0,22); Composición: metálicos (níquel-hierro, o mezclas con magnesio y silicatos) • Tipo M, Casi todo el resto. Brillantes (albedo: 0,10-0,18); Composición: níquel-hierro puro. Los demás de la clasificación son extremadamente raros. A continuación se da la Clasificación Taxonómica de Tholen - 1987: (de datos aportados por el satélite IRAS). Albedo geométrico: cantidad de luz calculada reflejada (0,00=negro –ideal- 1,00=reflector perfecto) – Espectro: Clasificación espectral de la luz reflejada del Sol por el asteroide. (*) unidad nanómetro: la luz visible azul esta en 400nm. El rojo en 700 nm. Las familias A pesar de que se sabe que la distribución general en el Sistema Solar es al azar, se ha determinado en 1918 (el japonés Hirayama) que si además del semieje mayor se tienen en cuenta la excentricidad y la inclinación, analizando la distribución de los asteroides en un espacio tridimensional, se encuentran zonas especialmente densas a las que denominó familias, sugiriendo que los miembros de una misma familia es probable que tengan un origen común. La idea fundamental es que si una familia comenzó como un solo objeto que colisionó y fracturó en varias partes, estas, por las influencias gravitacionales de los otros objetos del Sistema Solar, se irán separando, pero no cambiarían su excentricidad, ni su inclinación, ni su semieje mayor. Según últimas investigaciones con los datos del SDSS (1-4), los asteroides de cada familia son muy parecidos, y cada familia es bastante diferente, apoyando la idea de un objeto inicial fragmentado como origen de cada una. Un Asteroide originario, se fractura en tres partes. Al pasar el tiempo, por la influencia gravitacional de los otros astros, se van desplazando. Aparentemente, en el ultimo diagrama, son tres asteroides que no tienen nada que ver, pero simplemente tienen casi la misma orbita rotada, y se los puede descubrir porque conservan el mismo semieje mayor, la inclinación y la excentricidad. Distribución por familias en el Sistema Solar.Son 6612 asteroides del SDSS. Están distribuidos por colores. En el eje horizontalesta el semieje mayor en UA, en el vertical la inclinación. Se pueden ver perfectamente definidas las distintas familias. Las líneas verticales negras sin asteroides son las Lagunas de Kirkwood. (la de 2,5 UA corresponde a la resonancia 1/3). (1-4). 7- Método para la denominación de los asteroides Ni bien se descubre un nuevo asteroide, recibe un número preliminar de clasificación, otorgado por el Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC) compuesto por una clave que consta de un número, (el año), y de dos letras: la primera indica la quincena en que se descubrió y la segunda reflejando la secuencia de descubrimiento dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC, (4179 Toutatis) fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero © descubierto en ese período. Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir sus futura trayectoria, se les asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité -la división III- de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU). Al principio, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se terminaron. Por ese motivo se decidió continuar con denominaciones menos rígidas, que ahora incluyen ciudades, actores, inventores, cantantes, etc. (2745 San Martín – 2738 Viracocha – 293 Brasilia – 7850 Buenos Aires - 4147 Lennon, etc). Referencias: 1) COLOR CONFIRMATION OF ASTEROID FAMILIESZeljko Ivezic, Robert H. Lupton, Mario Juric, Serge Tabachnik, Tom Quinn, James E. Gunn, Gillian R. Knapp, Constance M. Rockosi, and Jonathan Brinkmann The Astronomical Journal, 124:2943…2948, 2002 November2) IOTA – Ocultaciones de estrellas por asteroides. Datos, predicciones, etc. http://www.asteroid-occultation.com/iota/ 3) Sección Asteroides – Liada – http://www.kappacrucis.com.uy/observatorio/asteroides.htm4) SDSS – enorme catalogo de objetos - http://www.sdss.org/5) MPC – Minor planet Center - http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html6) Opticas Adaptativas - http://www.xtec.es/recursos/astronom/oa/indexs.htm#oa7) Base de Datos muy interesante, con asteroides de todas las clases.http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html *Claudio Martínez es Coordinador de la Sección Ocultaciones Liga Iberoamericana de Astronomía. Es Director del Instituto Superior de Ciencias Astronomicas (ISCA). Da cursos de Astronomia General y Avanzada desde hace 23 años. Fue Director del Observatorio de la Asociacion Argentina Amigos de la Astronomia. Su especialidad es el área observacional.
  9. Con el modelo estandar se ha podido unificar las fuerzas electromágnetica, nuclear débil y nuclear fuerte, pero hasta el momento no se pudo lograr incorporar a la cuántica la fuerza de gravedad. Desde los últimos veinte años se viene desarrollando y analizando teorías de cuerdas y unificando las cinco màs importantes se logró resumir en las llamadas Teorías de Supercuerdas. Las teorías de Supercuerdas enfocan a la idea de eliminar las singularidades del modelo estandar y proponen la intervención de cuerdas vibrando en múltiples dimensiones. Utiliza el tiempo de plank para poder hacer intervenir al gravitón y así con un carácter teórico y aún no comprobado se podrían unir las cuatro grandes fuerzas del universo. Pero éste es solamente un paso previo a la Teoría M. El incentivo para recorre el duro camino de comprender las teorías de cuerdas y de supercuerdas es que si las supercuerdas realmente constituyen una explicación cuantitativa de todas las partículas e interacciones de la naturaleza, representarán uno de los mayores éxitos científicos de la historia. Teoría M Además de cuerdas, la Teoría M contiene otros objetos extendidos de mayores dimensiones como membranas de dos dimensiones y objetos de tres o mas dimensiones espaciales. Constituye una mejora con respecto a una viabilidad matemática basándose en que la teoría de cuerdas es consistente en un espacio de nueve dimensiones, mas el tiempo es decir diez dimensiones espacio-temporales y la Teoría M vive en en un espacio de diez dimensiones o sea once dimensiones espacio-temporales. Para poder entender diremos que seis o siete de estas dimensiones son invisibles y que solo se manifiestan cuatro, tres espaciales mas tiempo. La aparición de un número mayor de dimensiones no es nuevo. Dado que el primer intento de unificación basada en la gravedad y el electromágnetismo se resolvia en cinco dimensiones espacio-temporales. Pero para que la unificación de las cuatro grandes fuerzas del universo y las once dimensiones espacio-temporales funcionara como la superfuerza en la dimensionalidad del espacio, tendríamos que limitarnos a una energía equivalente a 10+19 veces la masa del proton denominada energía de Plank.
  10. Historia, fisica y clasificacion de los asteroides. (Nivel: Intermedio) 1- Introducción históricaEl día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco. Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa. Posteriormente, al analizar las distintas posición y calcular la órbita, tarea que fue realizada por un joven matemático desconocido todavía, llamado Gauss, con unas pocas posiciones, en un arco de 9 grados, y un periodo de 41 días, estaba claro que la orbita era casi circular, con una escasa inclinación, a una distancia de aproximadamente 2,77 UA. Esta órbita era mas parecida a la de un planeta que la de un cometa, y la colocaba entre las orbitas de Marte y Júpiter, en un lugar muy cercano a la predicción de la famosa Ley de Bode-Titius. Se lo denominó Ceres, en honor a la divinidad protectora de Sicilia. Posteriormente, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas. A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad son varias decenas de miles. (hasta principios de 2004, 80 mil descubiertos, 11 mil con nombre). Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos. Como no pueden patrullar hasta aquí, todavía esperanzas de descubrir algún cometa o asteroide desde nuestro hemisferio. 2 – Definición de Asteroide y OrígenesCuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques 'gentiles' entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas. Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos. De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroide. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una orbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III). Fotografía de 1949 donde el cometa Wilson-Harrington mostraba cola. En el medio, con aspecto puntual, el ahora asteroide 1979VA (4015 Wilson-Harrington). Igualmente puede decirse que son 'rocas' de unos miles kilómetros para abajo. Su composición es o rocosa, metálica, una mezcla de ambas en los pertenecientes al Sistema Solar interno, y de hielo los externos, mas parecidos a cometas que a asteroides. Los mas grandes son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente irregulares. Existen mas de dos docenas de asteroides mas grandes de 200 km. Es probable que conozcamos el 99% de los de más de 100 km. Los de 10 a 100 km., nuestro conocimiento llega al 50%, pero conocemos pocos de los pequeños. Es probable que de menos de 1 km haya mas de 1 millón de ellos. Sumando a todos los que se encuentran dentro de la órbita de Neptuno, no llegan a superar la masa de nuestra Luna. Existen pocos datos acerca de la densidad de los asteroides. Se puede conocer la misma cuando uno es desviado por un planeta, ya que eso permite por las leyes de Newton, medir su masa y finalmente, su densidad. Con estos métodos el error de la determinación es bastante grande, ya que el tamaño, y por lo tanto, el volumen del asteroide no es normalmente bien conocido. Las única medición directa, es por la desviación de las naves espaciales que llegaron hasta algunos asteroides, y que pudieron fotografiarlos. Sorprendentemente, con estos datos se llega a la conclusión que tienen una densidad apenas superior a la del agua, lo que significa que mas bien son acumulaciones de rocas, mas que objetos compactos. Si fueran compactos, su densidad debería ser muy superior. Tienen enorme cantidad de cráteres, y su estructura parece apoyar mas la idea de que ha sido un planeta que no logró formarse, fundamentalmente debido a la influencia gravitacional de Júpiter. Aún así, veremos mas adelante que están divididos en familias, principalmente por sus orbitas, lo que en algunos casos significa un origen común de la familia. Modelo de Vesta en base a las fotografias del HST, donde puede verse un enorme cráter oscuro. Vesta ha sido recientemente estudiado por el Telescopio Espacial Hubble (HST). Es interesante debido a que parece ser un cuerpo con una estructura diferencial en capas, como los planetas terrestres. Esto implica que tuvo algún tipo calor interno de origen desconocido que fundió a Vesta (el calor natural producido por la desintegración de isótopos no es suficiente), para lograr esa estructura interna. Esto se sabe porque en la imágenes del HST se ve un enorme cráter, que permite observar zonas expuestas del manto. Es posible que colisiones con otros cuerpos a baja velocidad hayan logrado este calor adicional. Muchos asteroides se han encontrado como pertenecientes a un sistema doble, con un satélite orbitando, o a veces, en dos asteroides en contacto. Su gravedad es tan débil que pueden 'apoyarse' un sobre otro, y quedar visto a la distancia, como un solo asteroide muy elíptico. En algunos aspectos, el conocimiento de estos astros recién está empezando, con las misiones espaciales, el HST y los telescopios con Opticas Adaptativas(*). (*) Es un sistema que permite compensar los efectos distorsionantes de la atmósfera, logrando llegar a la resolución teórica del telescopio (6). 3 – Curvas de LuzLos asteroides, justamente por ser irregulares, a veces poseen una variación importante de su magnitud. Estas determinaciones permiten saber tanto la proporción de sus ejes mayor y menor, en primera aproximación como un elipsoide de revolución, su período de rotación, la dirección de su polo, etc. La curva de luz es similar a la de una estrella variable, pero no es igual, ya que depende de objetos que no emiten luz, por lo que presentan sombras, y adicionalmente si el asteroide esta más cerca al Sol que la Tierra, presentará fases. Aparte, la curva va cambiando en distintos momentos, ya que depende de la configuración con presente con respecto a nosotros. Estos datos permiten calcular con relativa dificultad, la orientación de su polo, ya que cuando la variación de luz es mínima, normalmente el polo esta señalando al observador. Izquierda: Explicación del motivo de la variación luminosa de los asteroides.Derecha: Curva real del asteroide 2001OE84. Medición del tamañoLa enorme mayoría de los asteroides no tienen un 'disco' visible, como el caso de Vesta. Por su tamaño y distancia, normalmente no presentan una imagen mas que de una estrella. La determinación de su tamaño real es por medio del método fotométrico, que depende de su magnitud absoluta (M). La idea fundamental es que la M de un objeto, va a depender fundamentalmente de su tamaño, ya que al ser mas grande, mayor cantidad de luz va a reflejar. En realidad primero hay que determinar cual es su albedo (la cantidad de luz que refleja del Sol), ya que si el objeto refleja mucha luz, tendrá que tener un tamaño menor que si la superficie es oscura, a igual M. En los más lejanos, se utiliza un método térmico, que es dependiente de la radiación infrarroja que emite el asteroide. Suele tener gran error.Si puede determinarse su espectro, con otras consideraciones orbitales, es posible clasificar al asteroides, y según esa clasificación se puede saber cual es su albedo promedio. (ver clasificación taxonómica mas abajo). Esta determinación suele tener un error importante, que puede llegar al 40%. La forma mas precisa para esta medición es por medio de la ocultación de estrellas por asteroides, ya que esto permite medirlos con un error pequeño. En la ocultación por el asteroide Deira, el 9 de mayo de 2004, desde Santa Fe, en el Observatorio Géminis Austral, José Luis Sánchez, observó una desaparición de 8,2 segundos, y desde el Observatorio Cristo Rey, Gustavo Mazalan y Victor Buso, la midieron en 8,6 seg., cuando la predicción era de 7,1 segundos como máximo. La ocultación se predijo con el tamaño del asteroide por medios fotométricos, (unos 30 km – jamás fue medido de una forma directa), cuando por la medición realizada, mas bien parece que tuviera 40 o más km., o que sea muy elíptico. 4. Las ocultaciones La ocultación de estrellas por asteroides es una de las maneras de obtener el tamaño y forma proyectada en el momento de la ocultación del asteroide, con una precisión muy alta. Con telescopios de pequeño tamaño es posible medir estos parámetros con un error mínimo. Arriba: Ocultación por 216 Kleopatra. Observadores: a) Alex Amorín (Brasil)b) Eduardo Pulver- San Pedroc) OCR: Julio Nardon, Luis Mansilla y Victor Angel Buso Obs. Astr. del Colegio Cristo Rey de Rosariod) Juan Seguel – Chile - Este ultimo no registro tiempos, pero si vio la ocultación. En la ocultación observada por miembros de la LIADA de 216 Kleopatra, todos trabajaron con telescopios de 20 cm de diámetro. Por el control de tiempos, el asteroide fue medido con una precisión de 0,008'. Para llegar a esa resolución, se requeriría un telescopio de al menos 14 metros de diámetro!!!. Aproximadamente el error obtenido es de unos 7 kilómetros, duplicando la calidad de las anteriores determinaciones, logradas con la técnica de radar, con el radiotelescopio de 300 metros de diámetro de Arecibo. 5. ClasificaciónLos Asteroides están divididos en varios grupos. No todos los astrónomos coinciden en la clasificación. Normalmente tomamos la utilizada por la IAU. Entre ellos:Anillo Principal:Este grupo es el conocido desde el principio, y es el grupo de asteroides que están fundamentalmente entre Marte y Júpiter. Están divididos en familias, que normalmente reciben el nombre del primero que se descubrió de esa familia (ver mas abajo). También hay una distribución ordenada de los asteroides por efecto gravitacional de Júpiter. El planeta gigante permite o no determinadas orbitas en sus cercanías. Es por eso que en un análisis de la distribución de estos cuerpos, hay zonas faltantes, llamadas 'Lagunas de Kirkwood'. Sucede con los asteroides que tienen orbitas cuyo período es una fracción entera del de Júpiter, particularmente 1/3, 2/5 y 3/7. Los Near Earth Objects (NEOs) Estos objetos están clasificados simplemente por que nosotros habitamos la Tierra, y nos interesan particularmente este tipo de asteroides, que pueden acercarse mucho a nuestro planeta (y eventualmente chocar con la Tierra), pero no tienen ninguna característica particular que permita clasificarlos físicamente. Eventualmente, si viviéramos en Marte, haríamos una subdivisión de NMO, o Near Mars Objects!!.Están subdivididos en grupos:a) Atenas: Tienen semiejes mayores de menos de 1,0 UAb) Apolos: Tienen perihelios menores de 1,0 UA.c) Amor: Distancia al Perihelio de menos de 1,3 UA.Los Troyanos La mayoría están localizados cerca de Júpiter, en los denominados puntos de Lagrange. Estos lugares son de estabilidad gravitacional suficiente como para mantener orbitas por períodos largos. Los más importantes son los puntos L4 y L5, los que están a 60 grados por delante y por detrás del planeta, siguiendo su misma órbita. En este momento se conocen unos 1200 Troyanos, la mayoría pertenecientes a Júpiter. El primero fue descubierto por Max Wolf en 1906, en el punto L4, y se lo llamó 588 Aquiles. Existen también troyanos de otros planetas, como Venus, Marte (5261 Eureka) y casi todos los planetas grandes, por ej Neptuno tiene a 2001 QR322. Aunque no son troyanos, nuestro planeta tiene asociados en orbitas inusuales a 3753 Cruithne, y a 2002AA29, que casi pueden considerarse lunas. Centauros:Hay algunos objetos de este grupo en la parte externa del Sistema Solar. El más famoso es 2060 Chiron, que está en orbita entre Saturno y Urano. 5335 Damocles orbita desde cerca de Marte hasta mas allá de Urano. 5145 Pholus orbita desde Saturno hasta pasado Neptuno. Es seguro que debe haber muchos Centauros, pero no son fáciles de ver, y con seguridad tienen orbitas muy perturbadas, ya que cruzan a todos los planetas gigantes. Su composición química probablemente es mas parecida a la de cometas que asteroides, y de hecho 2060 Chiron hace unos años mostró emisión de material, por lo que está clasificado en este momento como cometa. TNOs (Trans Neptunian Objetcts) –Objetos mas allá de Neptuno.Un grupo final de objetos son los TNOs, objetos de hielo que se mueven principalmente más allá de la orbita de Neptuno, entre 30 y 50 UA (esta definición no es definitiva). Simulaciones por computadora sugieren que el jóven Júpiter, con su enorme gravedad, expulsó a estos objetos que no escaparon completamente. Las mismas simulaciones sugieren que podría haber objetos de la masa de Marte o inclusive, la Tierra aunque si existieran en nuestro Sistema Solar, ya deberían haber sido descubiertos. Suelen ser grandes (aunque como recién se están descubriendo, es probable que haya muchos pequeños). Hasta ahora –2004- se conocen unos 800. Los mayores son mas grandes que 1 Ceres, aunque como están medidos térmicamente, por la cantidad de radiación IR, el error aun es grande. A pesar de ello, son objetos de 1500 km aproximadamente. Entre ellos pueden destacarse Varuna de 1000 km, Ixion de 1000 km tambien, o 2002AW197, de 900 km. Uno de los últimos descubiertos es Sedna (1600 km), con una orbita muy estirada, que la recorre en 10.500 años, pero todavía está en discusión si Sedna es o no un TNOs, ya que está a más de 70 UA, fuera del area de clasificación. Dentro de esta definición, Plutón y su satelite, Caronte, serían los mayores TNOs conocidos.Hay otras subdivisiones, como los 'plutinos' o 'cubewanos', pero todavía no están aceptadas por todos. A mayor distancia de las 50UA, están los objetos de la Nube de Oort interna (tambien conocidos como Scattered-Disk Objects (SDOs) 'Objetos de disco disperso', que todavía se mantienen orbitando cerca de la eclíptica. A Mucha mayor distancia, comienza a dominar la Nube de Oort tradicional, cuyos componentes ya no respetan las orbitas en el plano del Sistema Solar. A estas distancias, nada está perfectamente definido. Seguramente con el tiempo se irán ajustando las definiciones de cada cuerpo.Clasificación Taxonómica La clasificación Taxonómica depende del espectro. Obviamente el espectro fundamental es el del Sol, con el agregado o falta de las rayas espectrales solares, debida a la composición general del asteroide. Todos los asteroides están clasificados dentro de estos tipos. A pesar de que la clasificación es muy extensa, la enorme mayoría de estos cuerpos caen dentro de tres categorías: • Tipo C, incluye mas del 75% de los asteroides conocidos. Con albedo bajo (0,03); Composición: similar a los meteoritos tipo condritas carbonaceas. • Tipo S, aproximadamente el 17%: relativamente brillantes (albedo: 0,10-0,22); Composición: metálicos (níquel-hierro, o mezclas con magnesio y silicatos) • Tipo M, Casi todo el resto. Brillantes (albedo: 0,10-0,18); Composición: níquel-hierro puro. Los demás de la clasificación son extremadamente raros. A continuación se da la Clasificación Taxonómica de Tholen - 1987: (de datos aportados por el satélite IRAS). Albedo geométrico: cantidad de luz calculada reflejada (0,00=negro –ideal- 1,00=reflector perfecto) – Espectro: Clasificación espectral de la luz reflejada del Sol por el asteroide. (*) unidad nanómetro: la luz visible azul esta en 400nm. El rojo en 700 nm. Las familias A pesar de que se sabe que la distribución general en el Sistema Solar es al azar, se ha determinado en 1918 (el japonés Hirayama) que si además del semieje mayor se tienen en cuenta la excentricidad y la inclinación, analizando la distribución de los asteroides en un espacio tridimensional, se encuentran zonas especialmente densas a las que denominó familias, sugiriendo que los miembros de una misma familia es probable que tengan un origen común. La idea fundamental es que si una familia comenzó como un solo objeto que colisionó y fracturó en varias partes, estas, por las influencias gravitacionales de los otros objetos del Sistema Solar, se irán separando, pero no cambiarían su excentricidad, ni su inclinación, ni su semieje mayor. Según últimas investigaciones con los datos del SDSS (1-4), los asteroides de cada familia son muy parecidos, y cada familia es bastante diferente, apoyando la idea de un objeto inicial fragmentado como origen de cada una. Un Asteroide originario, se fractura en tres partes. Al pasar el tiempo, por la influencia gravitacional de los otros astros, se van desplazando. Aparentemente, en el ultimo diagrama, son tres asteroides que no tienen nada que ver, pero simplemente tienen casi la misma orbita rotada, y se los puede descubrir porque conservan el mismo semieje mayor, la inclinación y la excentricidad. Distribución por familias en el Sistema Solar.Son 6612 asteroides del SDSS. Están distribuidos por colores. En el eje horizontalesta el semieje mayor en UA, en el vertical la inclinación. Se pueden ver perfectamente definidas las distintas familias. Las líneas verticales negras sin asteroides son las Lagunas de Kirkwood. (la de 2,5 UA corresponde a la resonancia 1/3). (1-4). 7- Método para la denominación de los asteroides Ni bien se descubre un nuevo asteroide, recibe un número preliminar de clasificación, otorgado por el Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC) compuesto por una clave que consta de un número, (el año), y de dos letras: la primera indica la quincena en que se descubrió y la segunda reflejando la secuencia de descubrimiento dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC, (4179 Toutatis) fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero © descubierto en ese período. Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir sus futura trayectoria, se les asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité -la división III- de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU). Al principio, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se terminaron. Por ese motivo se decidió continuar con denominaciones menos rígidas, que ahora incluyen ciudades, actores, inventores, cantantes, etc. (2745 San Martín – 2738 Viracocha – 293 Brasilia – 7850 Buenos Aires - 4147 Lennon, etc). Referencias: 1) COLOR CONFIRMATION OF ASTEROID FAMILIESZeljko Ivezic, Robert H. Lupton, Mario Juric, Serge Tabachnik, Tom Quinn, James E. Gunn, Gillian R. Knapp, Constance M. Rockosi, and Jonathan Brinkmann The Astronomical Journal, 124:2943…2948, 2002 November2) IOTA – Ocultaciones de estrellas por asteroides. Datos, predicciones, etc. http://www.asteroid-occultation.com/iota/ 3) Sección Asteroides – Liada – http://www.kappacrucis.com.uy/observatorio/asteroides.htm4) SDSS – enorme catalogo de objetos - http://www.sdss.org/5) MPC – Minor planet Center - http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html6) Opticas Adaptativas - http://www.xtec.es/recursos/astronom/oa/indexs.htm#oa7) Base de Datos muy interesante, con asteroides de todas las clases.http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html *Claudio Martínez es Coordinador de la Sección Ocultaciones Liga Iberoamericana de Astronomía. Es Director del Instituto Superior de Ciencias Astronomicas (ISCA). Da cursos de Astronomia General y Avanzada desde hace 23 años. Fue Director del Observatorio de la Asociacion Argentina Amigos de la Astronomia. Su especialidad es el área observacional. Ver artículo
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