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miércoles, 30 de julio de 2014

¿Una vía láctea descremada?

La masa de la Vía Láctea podría ser más ligera de lo que se creía hasta ahora, según ha revelado un estudio de científicos británicos que da a conocer hoy la revista "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society".
Según sostiene la investigación de expertos de la Universidad de Edimburgo, la masa de la Vía Láctea es en torno a un 50% más ligera que, por ejemplo, Andrómeda, la galaxia más cercana a la nuestra, situada a 2,5 millones de años luz.

Ambas presentan su característica forma de espiral y son, además, las de mayor tamaño dentro del llamado "Grupo Local de galaxias".

No obstante, apuntó el estudio, se cree que Andrómeda presenta una mayor masa que la Vía Láctea debido a su "materia oscura", una sustancia invisible a la que se atribuye la capacidad de mantener a las galaxias unidas a su fuerza de gravedad.

De acuerdo con los científicos de la universidad escocesa, Andrómeda podría contener el doble de materia oscura que nuestra galaxia, a pesar de que ambas tienen más o menos un tamaño similar.

Estudios anteriores solo pudieron medir la masa encerrada en las regiones interiores de las galaxias, mientras que este último ha logrado incluir en sus cálculos la masa invisible de las regiones exteriores. Previamente, también se usaban las distancias conocidas entre las galaxias del Grupo Local para calcular la masa total de Andrómeda y de la Vía Láctea.

"Siempre sospechamos que Andrómeda era más pesada que la Vía Láctea, pero resultaba muy difícil medir simultáneamente el peso de ambas galaxias", declaró a la citada publicación el responsable de la investigación, Jorge Penarrubia.

"Para hacer esto posible –dijo el experto–, nuestro estudio combinó las últimas mediciones del movimiento relativo entre nuestra galaxia y Andrómeda con el mayor catálogo de galaxias cercanas jamás compilado". Fuente : emol.com


viernes, 25 de julio de 2014

Cometa C/2014 E2 Jacques visible antes del amanecer

El cometa C/2014 E2 (Jacques) alcanzó el perihelio el día de 2 Julio a 0,7 U.A. del Sol , su máximo brillo aparente se mantiene estable durante el resto de Julio y parte de Agosto entre la magnitud 6 y la 7, visible con binoculares y pequeños telescopios. Al igual que su cola iónica  también observable mediante binoculares y con una longitud que iría aumentando tal como se abre su ángulo de fase.
El cometa Jacques  observable a partir de mediados de Julio sobre el horizonte Noreste antes del inicio del crepúsculo matutino. Si lo observamos desde latitudes boreales o ecuatoriales el cometa irá ganando rápidamente altura hasta finalizar el mes, entonces ya saldrá en la segunda mitad de la noche y subirá hasta unos 30º sobre el horizonte con las primeras luces del día. Desde el Hemisferio Sur será muy difícil de observar pues apenas se alzará por encima de los 5º de altura sobre el horizonte antes del crepúsculo matinal.          Fuente: JJ chambó.
 Según las estimaciones visuales que se pudieron obtener durante los primeros días del pasado mes de Junio el cometa C/2014 E2 (Jacques) siguió aumentando de brillo con un bajo coeficiente de n=3,3 hasta una magnitud de 7,5. Su coma osciló alrededor de los 400.000 Km. de diámetro con una condensación moderada y estable en DC=4,5. En las últimas fotografías obtenidas se ha podido registrar una importante cola iónica de más de medio grado de longitud.

En un contacto via twitter con el observador español experto en cometas JJ Chambó pude confirmar la observación de éste astro errante a una latitud de 10° con el binocular 10 x70 , esperando que las condiciones climaticas puedan permitir la busqueda.
Es interesante la observación tanto binocular como telescópica que se pueda hacer a éstas rocas heladas, en la que prevalece una coma con su caracteristico color verde propio de la emisión gaseosa de carbono diatómico C2  

                  
                           Carta de localización del cometa C/2014 E2 (Jacques) en julio de 2014


                                        Trayectoria del cometa Jacques en julio/agosto




sábado, 19 de julio de 2014

Oculares



              

Características generales

Los oculares son los dispositivos ópticos que proporcionan la ampliación a las imágenes. Se diferencian entre sí por los diferentes modelos (diseños ópticos) y distancias focales. Una distancia focal corta proporciona gran ampliación (ideal para objetos brillantes, campo visual reducido y para objetos ténues una vez ubicada la zona de observación), una distancia focal larga proporciona menor ampliación (mas campo visual, ideal para búsquedas)
El tipo de diseño caracteriza a los oculares. Los de mayor calidad poseen gran cantidad de piezas, son muy sofisticados, otorgando el mayor campo visual, luminosidad y pupila de salida (el diámetro del "cilindro" de luz que se desprende el ocular)
Los mas buscados son los de diseño Plössl, con unos 50º de campo aparente dependiendo el modelo y el fabricante (para obtener el capo real se debe dividir el campo aparente por la ampliación utilizada). Existen oculares mas especializados, como los reticulados, utilizados para el preciso seguimiento de una estrella en la toma de una fotografía, por ejemplo.
Las características de un ocular en particular son principalmente la distancia focal (en milímetros), el campo aparente (en grados), el relieve del ojo ("eye relief", en milímetros) y el diámetro para el cual fue diseñado (los mas utilizados por los aficionados son los de 31.8 mm, pero los hay de calidad inferior en 24.8 mm y de diseño superior de 50.8 mm). En ocasiones los fabricantes proponen diseños alternativos, modelos de oculares híbridos o formatos mejorados.
También es importante que el ocular posea la rosca interna para colocar filtros, muy utilizados en observación (colores, filtros de polución, nebulosas, etc.)
Las características mas importantes al tener en cuenta un ocular son la distancia focal del mismo (con la cual varia la ampliación obtenida), el diámetro externo (usualmente 31.8 mm = 1.25"), el campo aparente, y el relieve del ojo.

Distancia Focal

La distancia focal del ocular se mide en milímetros. Al variar la distancia focal, varia la ampliación obtenida, lográndose mayor aumento con distancias focales cortas. Usualmente al utilizar mayor aumento, la imagen disminuye su brillo y el campo visual se reduce, limitándose su uso a objetos brillantes (Luna, planetas, estrellas dobles, ect.) y para objetos del espacio profundo que requieran mayor ampliación, como nebulosas planetarias, cúmulos globulares y galaxias.
Al aplicar mayor aumento, el fondo del cielo también reduce su brillo, de esa forma puede aumentar el contraste en objetos del espacio profundo difíciles de observar (más que nada los que no son muy extensos)
Para calcular los aumentos hay que dividir la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular utilizado, usando las mismas unidades. También puede utilizar las fórmulas de la sección telescopios, incluyendo el programa interactivo de cálculo.

Diámetro Externo

El diámetro externo esta referido a la sección que irá insertada dentro del porta ocular del telescopio. Los estándares establecidos son tres: 24.4 (0.96 pulgadas), 31.8 milímetros (1.25 pulgadas) y 50.8 milímetros (2 pulgadas). La medida mas popular es la de 31.8 mm (1.25") No se recomienda adquirir ningún intrumentos que tenga oculares de 24.4 mm (0.96") ya que no se suelen conseguir oculares de calidad para ese diámetro.

Campo Aparente

Se mide en grados y es una referencia del campo real que se obtendrá al ser utilizado. A mayor campo aparente, mayor será el campo real. Para calcular el campo visual real debe dividirse el campo aparente por los aumentos utilizados (ver sección telescopios)

Relieve del ojo (eye relief)

El relieve del ojo es la distancia a la cual debe situarse el ojo del observador al ocular para mirar la imagen confortablemente. A mayor relieve del ojo (o distancia de trabajo) es mas cómoda suele ser la observación. Los oculares normales de focal muy corta (8 mm, 4 mm...) suelen tener un eye relief muy bajo, de solo unos milímetros, lo que hace que el ojo se deba ubicar muy cerca de la primer cara óptica del ocular.

Diseños de los oculares

Huygens

Este diseño se compone de 2 elementos (dos lentes plano convexas), con ambas caras planas del lado del observador. Ofrece corrección lateral del color (corrección cromática). Es un ocular económico por su simplicidad, pero la calidad del mismo es reducida.

Ocular Huygenian

Ramsden

Este ocular consiste en dos lentes plano convexas dispuestas con las caras convexas enfrentadas. La corrección cromática no es completa. Es un diseño muy simple y económicos pero de baja calidad.

Ocular Ramsden

Kellner

Posee tres elementos, basado en el diseño Ramsden, donde fue remplazada la lente mas cercana al ojo por un par apocromático, brindando una mejor corrección cromática. A partir de este modelo mejoran muchas de las características tecnicas de los oculares.

Ocular Kellner

Ortoscópico

Compuesto de 4 elementos, tres de ellos dispuestos como una unidad. Ofrece muy buena corrección cromática, definición y contraste. Es un diseño mejorado del Kellner.

Ocular Ortoscópico

Plössl




Uno de los diseños mas populares entre los aficionados por su gran desempeño. Su construcción es simétrica, compuesta de dos lentes acromáticas con las caras planas en los extremos. Posee un campo visual y un relieve del ojo superior a la del modelo Ortoscópico. En mi caso poséo de 4, 9 y 32 mm

Ocular Plössl

Erfle

Posee un gran campo visual. Usualmente consiste en 5 o 6 elementos, ofreciendo un gran relieve del ojo con una distancia de trabajo relativamente corta. La distorsión (para campos similares) es comparable a la del diseño Ortoscópico.

                                      Ocular Erfle      Fuente : AstronomiaSur

Leyes de Kepler

Leyes de Kepler

El astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) formuló las tres famosas leyes que llevan su nombre después de analizar un gran número de observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601) de los movimientos de los planetas, sobre todo de Marte.
Kepler, haciendo cálculos sumamente largos, encontró que había discrepancias entre la trayectoria calculada para Marte y las observaciones de Tycho, diferencias que alcanzaban en ocasiones los 8 minutos de arco (las observaciones de Tycho poseían una exactitud de alrededor de 2 minutos de arco)
Estas diferencias lo llevaron a descubrir cual era la verdadera órbita de Marte y los demás planetas del Sistema Solar.

1ra Ley - Órbitas Elípticas

Las órbitas de los planetas son elipses que presentan una pequeña excentricidad y en donde el Sol se localiza en uno de sus focos.
Una elipse es básicamente un círculo ligeramente aplastado. Técnicamente se denomina elipse a una curva plana y cerrada en donde la suma de la distancia a los focos (puntos fijos, F1 y F2) desde uno cualquiera de los puntos M que la forman es constante e igual a la longitud del eje mayor de la elipse (segmento AB). El eje menor de la elipse es el segmento CD, es perpendicular al segmento AB y corta a este por el medio.

elipses

La excentricidad es el grado de aplastamiento de la elipse. Una excentricidad igual a cero representa un círculo perfecto. Cuanto más grande la excentricidad, mayor el aplastamiento de la elipse. Órbitas con excentricidades iguales a uno se denominan parabólicas, y mayores a uno hiperbólicas.
La excentricidad de la elipse puede calcularse de la siguiente manera:

e = F1F2 / AB

Donde e es la excentricidad, F1F2 es a distancia entre los focos y AB es el eje mayor de la elipse. Si la distancia entre los focos F1F2 es cero, como en el caso del círculo, la excentricidad da como resultado cero.
Las órbitas de los planetas son elípticas, presentando una pequeña excentricidad. En el caso de la Tierra el valor de la excentricidad es de 0.017, el planeta de mayor excentricidad es Plutón con 0.248, y le sigue de cerca Mercurio con 0.206.

2da Ley - Ley de las Áreas

Las áreas barridas por el radio vector que une a los planetas al centro del Sol son iguales a tiempos iguales.
La velocidad orbital de un planeta (velocidad a la que se desplaza por su órbita) es variable, de forma inversa a la distancia al Sol: a mayor distancia la velocidad orbital será menor, a distancias menores la velocidad orbital será mayor. La velocidad es máximo en el punto más cercano al Sol (perihelio) y mínima en su punto más lejano (afelio).
El radio vector de un planeta es la línea que une los centros del planeta y el Sol en un instante dado. El área que describen en cierto intervalo de tiempo formada entre un primer radio vector y un segundo radio vector mientras el planeta se desplaza por su órbita es igual al área formada por otro par de radio vectores en igual intervalo de tiempo orbital.

áreas

En el gráfico superior: el tiempo que le toma al planeta recorrer del punto A al punto B de su órbita es igual al tiempo que le toma para ir del punto C al D, por tanto, las áreas marcadas OAB y OCD son iguales. Para que esto suceda, el planeta debe desplazarse más rápidamente en las cercanías del Sol (en el foco de la elipse, punto O del gráfico)

3ra Ley - Ley Armónica

Los cuadrados de los períodos orbitales sidéreos de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol.
El período sidéreo se mide desde el planeta y respecto de las estrellas: está referido al tiempo transcurrido entre dos pasajes sucesivos del Sol por el meridiano de una estrella.

Ley Armónica

Donde T1 y T2 son los períodos orbitales y d1 y d2 las distancias a las cuales orbitan del cuerpo central. La fórmula es válida mientras las masas de los objetos sean despreciables en comparación con la del cuerpo central al cual orbitan.
Para dos cuerpos con masas m1 y m2 y una masa central M puede usarse la siguiente fórmula:

Ley Armónica

Esta ley fue publicada en 1614 en la más importante obra de Kepler, "Harmonici Mundi", solucionando el problema de la determinación de las distancias de los planetas al Sol. Posteriormente Newton explicaría, con su ley de gravitación universal, las causas de esta relación entre el período y la distancia.

Ejemplo:

Supongamos que queremos calcular la distancia entre Sol y Marte. Sabemos que su período orbital es de 1.8809 años. Luego necesitamos tener una referencia conocida, la cual puede ser la Tierra (ya que también órbita al Sol), con un período orbital de 1 año y a una distancia de 1 U.A. (Unidad Astronómica, distancia media entre el Sol y la Tierra).
Utilizando la tercera ley de Kepler y sin tomar en cuenta las masas de los cuerpos involucrados, podemos calcular el semieje de la órbita de Marte en U.A.:

Ley de Kepler

Despejando D2 tenemos que:

Ley de Kepler

El cálculo nos da como resultado 1.5237 U.A. De la misma manera puede calcularse la distancia o el período orbital de los demás planetas.

Ley de Kepler

Pero la órbita de Marte es una elipse, por tanto el cálculo nos da el semieje de la órbita (ver gráfico de ejemplo, excentricidad exagerada para mayor claridad). Para calcular el perihelio y el afelio debe introducirse la excentricidad en la ecuación:
  Perihelio = a . (1 - e)
  Afelio = a . (1 + e)
Donde a es el resultado de nuestro cálculo anterior (semieje), y e representa la excentricidad orbital del planeta, 0.093 en el caso de Marte. Reemplazando y calculando:
  • Perihelio = 1.5237 . (1 - 0.093) = 1.3819 U.A.
  • Afelio = 1.5237 . (1 + 0.093) = 1.6654 U.A.
El calculo se acerca bastante a los datos reales del planeta (1.381 y 1.666 para el perihelio y afelio, respectivamente)
Podemos calcular también la longitud de los ejes. El eje mayor es, lógicamente, la suma entre la distancia en el perihelio y el afelio: unas 3.0473 U.A. La longitud del eje menor puede calcularse de la siguiente manera:

Ley de Kepler

Donde b es la longitud del semieje menor (o sea, la mitad del eje menor), a el semieje de la órbita y e la excentricidad orbital. Calculando con los datos anteriores, tenemos que la longitud del semieje menor es de 1.5171 U.A., lo cual parece lógico al pensar que debe ser mayor que la distancia en el perihelio y menor que la distancia en el afelio. La longitud del eje menor es 1.5171 x 2 = 3.0342 U.A.
Debe notarse que al calcular el semieje, se está calculando la distancia entre los centros de ambos cuerpos. En el caso de los planetas la diferencia es mínima (un radio planetario más un radio solar) entre el cálculo de la distancia entre los centros y las superficies, pero en el caso de un satélite artificial, la diferencia entre la distancia en el perigeo y el radio vector en ese momento es de un radio planetario (6378 km. en el caso de la Tierra), algo bastante significativo en comparación con la altitud de la órbita del satélite.

Fuente : Astronomiasur

La nebulosa planetaria NGC 2818 desde el Hubble

NGC 2818 es una atractiva nebulosa planetaria, es decir, es la mortaja gaseosa de una estrella moribunda similar al Sol. Podría ser una visión del futuro de lo que le espera al Sol después de pasar otros 5 mil millones de años consumiendo sin parar como combustible la fusión nuclear del hidrógeno de su núcleo y, por último, el helio. Curiosamente, NGC 2818 parece encontrarse dentro de un cúmulo estelar abierto, NGC 2818, que se encuentra a unos 10.000 años luz en la constelación austral Pyxis (la brújula). A la distancia del  cúmulo estelar, la nebulosa tendría unos 4 años luz de diámetro. Pero las mediciones precisas muestran que la velocidad de la misma nebulosa es muy diferente de la de las estrellas que forman parte del cúmulo, lo que prueba que NGC 2818 se encuentra sólo por casualidad a lo largo de la línea de visión al cúmulo estelar, por tanto, no puede compartir la distancia ni la edad del cúmulo. La imagen del Hubble es una composición de exposiciones hechas con filtros de banda estrecha que muestran las emisiones de los átomos de  nitrógeno, de hidrógeno y de oxígeno de la nebulosa en colores rojo, verde y azul.
Portal astronómico.Crédito de la Imagen: NASA,ESA,Hubble Heritage Team(STScI /AURA)


El Telelescopio Reflector Newtoniano

Ningún invento ha cambiado tanto nuestra visión del universo como el telescopio. Los primeros telescopios simplemente eran dos lentes de cristal colocadas en ambos extremos de un tubo. El más antiguo que se conoce fue construido por el fabricacte de lentes holandés Hans Lipperhay, en 1608. Al poco tiempo, el científico italiano Galileo Galilei construyó un telescopio perfeccionado y con el que descubrió lunas alrededor de Júpiter y obtuvo pruebas de que la Tierra orbitaba en torno al Sol. Desde entonces, los telescopios cada vez han sido más potentes; el paso a telescopios reflectores, radiotelescopios y telescopios espaciales nos ha permitido profundizar aún más en el Universo y esclarecer sus orígenes.


Pese a no ser el inventor, Galileo, según muchas fuentes, el 25 de agosto de 1.609, utilizaba por primera vez en sus observaciones del cielo un telescopio. No está claro que realmente fuera el inventor del telescopio, pero al menos, la de Galileo, es la primera prueba documentada que existe sobre la invención de este instrumento, que desde entonces revolucionó la astronomía, permitiendo al hombre acercar de una manera asombrosa las maravillas del cosmos para su observación. Galileo popularizó el telescopio y sus obverbaciones cambiaron para siempre la manera de ver el Universo.
El artefacto en cuestión era un telescopio de refracción, con lente convexa en el objetivo y una lente ocular cóncava que le ofrecían alrededor de 8 aumentos con una calidad de imagen borrosa. Aún así, con él descubrió las fases de Venus, lo que le indicó que el planeta giraba alrededor del Sol, observó la Luna y los anillos de Saturno, descubrió cuatro lunas de Júpiter (Ío, Europa, Ganímedes y Calisto), las conocidas como lunas galileanas, nombre que se les otorgó en honor del astrónomo italiano nacido en Pisa en 1.564.
En 1668, Sir Isaac Newton construyó el primer telescopio reflector utilizando una combinación de espejos y lentes. Este telescopio utiliza un espejo curvo para enfocar la luz. La luz de objetos lejanos, como las estrellas, entran en el tubo del telescopio en rayos paralelos, que se reflejan en el espejo cóncavo hacia un espejo plano diagonal. El espejo diagonal refleja la luz a través de una abertura en un lado del tubo del telescopio a una lente del ocular. Los telescopios reflectores pueden ser mayores que los refractores porque el espejo curvo se puede apoyar en toda su superficie, mientras que una lente grande sólo se puede apoyar en sus extremos. Los espejos más grandes tienen ventajas porque pueden recoger más luz.
El tipo de telescopio astronómico refractor más sencillo tiene dos lentes. Ambas son convexas, es decir, más gruesas en el centro que en los extremos. La lente más cercana al objeto se llama objetivo. La luz de una fuente distante pasa por esta lente y llega a un foco como una imagen ‘real’ e invertida dentro del tubo del telescopio. La lente del ocular aumenta la imagen formada por el objetivo. En un telescopio astronómico, la imagen ‘virtual’ formada por el ocular queda invertida. Los oculares incluyen a menudo varias lentes, pero su acción es esencialmente la misma que la de las lentes convexas sencillas. En un telescopio para observación terrestre se inserta una tercera lente para invertir la imagen por segunda vez, de modo que se pueda ver un objeto distante de forma correcta.
Los equipos con que cuento en la actualidad son dos telescopios reflectores newtonianos, de 76mm, y el que hace honor al nombre de éste blog de 114mm, con ambos he tenido grandes observaciones y magnificas vistas de estrellas, cúmulos abiertos, globulares, nebulosas planetarias, planetas, cometas, galaxias,..y muchos objetos más. 



viernes, 18 de julio de 2014

Midamos a Saturno !

Determinar el radio externo máximo de los anillos del planeta saturno y la inclinación de éstos con respecto a su eje fueron ejercicios propuestos en el curso de astrofisica y técnicas de observación astronómica.
Mediante el uso de técnica astrofotográfica que hice al planeta anillado con mi telescopio reflector newtoniano pude hacer el cálculo de dichas medidas que detallo brevemente a continuación.

Todos conocemos el planeta saturno asociandolo con sus anillos, menos conocido es el hecho que esos anillos no se ven siempre de la misma manera desde la tierra, en éste ejercicio se detallan cálculos matemáticos para tales fines.
 Consideremos los anillos observados desde la tierra:; para calcular la iclinacion del eje de rotación del planeta el "Efecto Doppler Fizeau" es una herramienta de múltiples usos en astrofísica.
Los anillos de saturno se encuentran en el plano ecuatorial del planeta, el eje de rotación tiene ina inclinación de 27° con el plano de la orbita y esa orbita esta inclinada de 2,5° sobre el plano de traslación de la tierra, el plano de la ecliptica, y por eso saturno nos ofrece aspectos variados.
Los anillos de saturno nos dan la oportunidad de calcular fácilmente la inclinación del planeta.
La inclinación aparente de los anillos cambia de un valor máximo de 27° a 0° y en ese caso los anillos no se ven.




Para calcular el radio externo máximo del anillo del planeta Saturno, se compara el diámetro de la esfera de Saturno y el diámetro externo del anillo, que para la fotografía son aproximadamente:
Diámetro de la Esfera : 10mm
Diámetro del anillo Externo : 23mm
Conocido el valor del  Radio de Saturno  R= 6,04 X 10⁴ , Calculamos el Radio Externo del anillo o radio máximo como:   R(Max) = D ext del anillo x R / D de la esfera ;  nos queda entonces :
R(Max) = 23 x 6,04x10⁴Km /10
R(Max) 1,39 x 10 Km




Para calcular la inclinación de los anillos de la figura se tiene que :
m = MSENa                                                                
De donde :   a = arcsen (m/M)
Sustituyendo los valores medidos de la fotografía :
a = arcsen (9/23) 
    a = 23,03°

          Planeta saturno la noche del 23 de mayo con Telescopio Reflector Newtoniano Celestron 114mm desde San Diego, Venezuela