EL PLANISFERIO, CATÁLOGOS ESTELARES Y MAGNITUDES

EL PLANISFERIO CELESTE.

El planisferio nos permite localizar para una determinada fecha el cielo visible sobre elhorizonte. Consta de un mapa estelar en proyección esférica sobre el que hay un disco de plástico conuna ventana ovalada transparente en la que aparece el cielo visible para un determinado momento.Con el fin de que aparezca a través de dicha ventana el cielo para el día y hora en que estemosobservando, habrá que girar el circulo horario (disco superior de plástico que en su borde tienemarcadas las 24 horas del día) hasta hacer coincidir la hora (en Tiempo Universal T.U) con el día delmes en que se observa según aparece en el borde del mapa celeste inferior. Haciendo coincidir lasdiversas marcas tendremos la situación estelar en ese momento.

Ejemplo de Planisferio celeste. Se puede apreciar la base con el mapa celeste y la fecha en elborde y la cubierta giratoria con la ventana transparente y las horas en su borde.

El Tiempo Universal en la península varía en verano y el resto del año. A pesar de quenosotros estamos sobre el meridiano de Greenwich (donde coincide la hora oficial y el T.U) se tomaen invierno T.U=Hora oficial -1h. Sin embargo en verano se le añade a la hora oficial una hora más demodo que la diferencia de tiempo es de dos horas. Así para pasar a Tiempo Universal le quitaremosdos horas cuando estemos en el calendario de verano y sólo 1 durante el resto del año.

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Planisferio celeste que muestra el cielo visible el 1 de febrero a las 19h TU.

Al observar nos situaremos frente a la estrella Polar (que localizaremos a partir de laOsa Mayor o Casiopea, por ejemplo) o, en su defecto mirando al Norte. Una vez hayamoscolocado (mediante la fecha) la ventana celeste visible en ese momento, situaremos elPlanisferio en alto colocando el punto cardinal hacia donde miremos abajo (en este caso elNorte). Comenzando por la estrella Polar iremos localizando las demás estrellas empezandopor las brillantes teniendo en cuenta que desde el punto indicado como cenit hacia abajo (lamitad inferior de la ventana señalará la mitad de la bóveda celeste (la que tenemos delante) yla otra mitad (del cenit hacia arriba de esa ventana) aparecerá a nuestra espalda. El cenitmarca el punto más alto sobre nuestras cabezas, lo cual nos puede servir como referencia paralocalizar alguna estrella brillante que en el momento de nuestra observación se encuentreencima de nosotros. En el planisferio vemos que están señaladas las estrellas más brillantes(hasta aproximadamente 5a magnitud aunque depende del modelo) donde son de mayordimensión aquellas que son más brillantes. Las más brillantes poseen un nombre(generalmente de origen árabe, griego o latino) y suelen estar unidas por líneas para delimitarlas constelaciones tal como las inventaron en su mayor parte nuestros antepasados. Las letrasgriegas indican las estrellas por orden de luminosidad (α la más brillante de esa constelación,β la segunda, γ la tercera, y así sucesivamente para todo el alfabeto griego).

Vemos también que aparecen la eclíptica y las otras líneas que ya vimos que nos sirvenpara localizar las estrellas como son los meridianos y paralelos celestes (son coordenadasecuatoriales). Las líneas radiales que parten del Polo Norte celeste y terminan en el borde del

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mapa se denominan de Ascensión Recta (A.R. = α) y son la proyección en el cielo de losmeridianos terrestres que dividen la bóveda celeste en 24 horas, el giro completo de la Tierra.Además existen círculos con centro en la estrella polar que señalan la Declinación (Dec = δ).Se cuentan 0° desde el plano ecuatorial hasta 90° en los ejes polares, indicándose delante +para la parte del Hemisferio Norte Celeste y - para el Hemisferio Sur Celeste. La estrellaPolar por ejemplo está a +89°, casi en el Polo Norte Celeste (proyección del eje de rotación dela Tierra en el cielo). Por medio de estas coordenadas sabemos ya que es posible localizarcualquier astro en el cielo, por ejemplo, la estrella más brillante de la Osa Mayor (por tanto:α, también denominada Dubhe) la localizaremos aproximadamente en 11h de A.R. y +62° deDec (compruébenlo siguiendo la graduación indicada en el borde del planisferio (A.R.) y laque aparece radial para Declinación partiendo de las 0h y 12h de A.R.).

Dado que el movimiento de rotación de la Tierra es de un giro completo en unas 24hde oeste a este, el movimiento aparente de la bóveda celeste hace un giro en sentido contrario.Así las estrellas saldrán por el horizonte este y se ocultarán por el oeste indicados en lasorillas de la ventana de visibilidad. Si movemos lentamente, por tanto la venta de observaciónen el sentido de las agujas del reloj veremos como irán pasando por la ventana las estrellassegún cambia la hora de la noche. Pero, debemos tener en cuenta que el Sol el día en queobservemos estará sobre la eclíptica en un punto determinado por la intersección de esta líneacon una trazada desde la fecha en que observemos y el, Polo Norte celeste. De este modo parauna fecha determinada en el momento en que este punto asome por el borde del horizonte estedel mapa tendremos en la realidad que ya no se observarán estrellas puesto que estarásaliendo el Sol por el horizonte. Si miramos en ese momento la hora en que esto se producetendremos aproximadamente la hora de salida del Sol. De manera similar si una vez tengamosvisible este punto donde se situaría el Sol en este día en nuestra ventana de visibilidad vamosgirándola para hacer pasar las horas, cuando se sitúe tocando el borde de la ventana (en el horizonteOeste) tendremos aproximadamente la hora en que el Sol se oculta. Más o menos 1 hora después,dependiendo de la época del año en que realicemos la observación, comenzaremos a ver estrellas asimple vista.

Por último, recordar que siempre deberemos llevar a una observación una ' linterna queproporcione luz roja tenue. Un simple celofán rojo doblado varias veces y colocado delante de labombilla sería en principio suficiente para conseguir atenuar la luz de nuestra linterna.

LA NECESIDAD DE LOS CATÁLOGOS ESTELARES

El planisferio es nuestro primer encuentro con un mapa celeste, sin embargo, éste contienemuy pocas estrellas, ni tan siquiera todas las que podemos ver a simple vista y nos será útil en unprincipio hasta que seamos capaces por nosotros mismos de identificar las "siluetas" de lasconstelaciones en el cielo. Pero después si miramos con prismáticos o telescopios necesitaremos usarcatálogos estelares que en forma de cartas reproducen las estrellas más brillantes que hay en undeterminado sector. En cuanto a las estrellas y los objetos celestes en general, hay que mencionar deentrada el problema de la definición de las constelaciones. Inicialmente, las estrellas más brillantesde cada región celeste fueron agrupadas y se les asignó el nombre de un ser mitológico o de unobjeto terrestre cuya forma parecían recordar. En la astronomía moderna, las constelaciones sonsimplemente regiones o parcelas de la esfera celeste arbitrarias que sirven para orientarnos. Porejemplo, cuando terminemos el curso si nos dicen de localizar la galaxia de Andrómeda M31,sabremos dirigir nuestra mirada hacia la "parcela" de Andrómeda y allí a partir de las estrellas que laforman llegaremos hasta el objeto buscado. Debe advertirse que en las figuras se han simplificado loslímites de las constelaciones pero que éstas se extienden con bordes imaginarios que aparecen enmapas estelares. A priori si nos dicen de encontrar una estrella de Tauro ya sabemos que la podremoslocalizar en esa constelación (si en ese momento está visible sobre el horizonte).

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Las estrellas más brillantes de una constelación se designan por letras del alfabeto griegoseguidas del genitivo de la designación latina de la constelación; así, β Cefeo es la segunda estrellamás brillante de la constelación Cefeo (situada junto al asterismo "W" de Casiopea). Algunas estrellastambién tienen su nombre propio, en su mayoría nombres árabes como Betelgeuse, también conocidapor γ Orionis. También las estrellas de menor brillo se identifican por un número (de Flamsteed) y elnombre de la constelación (como 40 Eridani, sección 13.4). Por último, una estrella variable sedistingue por una o más letras mayúsculas delante del nombre de la constelación, como por ejemplo, TTauri y las estrellas RR Lyrae. Como algunas de estas estrellas constituyen un modelo decomportamiento variable bien conocido que caracteriza un tipo de estrellas variables, posteriormenteestos nombres se adoptan para identificar esa clase de estrellas variables

Existen extensos catálogos estelares preparados en los últimos cien años que recogen decenasde miles de estrellas individuales, según sus coordenadas (ascensión recta y declinación para una"época" determinada; generalmente el año 1950.00 ó 2000.00). Otros catálogos se especializan en lasestrellas brillantes, o en las estrellas situadas a menos de una determinada distancia del Sol. Porúltimo, existe un atlas fotográfico del cielo, llamado Palomar Sky Atlas, al que nos hemos referido yaen ocasiones. Este trabajo consiste en una colección de fotografías a gran escala de regiones celestesbien definidas y tomadas con el telescopio Schmidt de 48 pulgadas. Para especificar un objeto celeste,los astrónomos utilizan a menudo una reproducción de una pequeña región de dichas fotografías;indican simplemente la posición del objeto mediante una flecha.

También existen catálogos de nebulosas gaseosas, cúmulos y galaxias. Por regla general asignan atales objetos números correlativos. Mencionaremos aquí el clásico catalogo de Messier del que sederivan los "nombres" M 31, M 33, etc., de galaxias brillantes; el posterior New General Catalogue(NGC); y el Index Catalogue (IC). En general existen catálogos para prácticamente todo tipoespecializado de objetos. En los Atlas estelares actuales como el Sky Atlas 2000.00 o el Uranometría2000.00 (este último ideal para observaciones con telescopio) aparecen dibujados los márgenes ydimensiones de los objetos de cielo profundo junto con su número de NGC ó IC.

Los tipos de objetos que aparecen en estos catálogos son:

• Nebulosas de emisión: son nubes de gas interestelar (hidrógeno principalmente) y polvo. Enlas cercanías de estrellas calientes que emiten radiaciones ultravioleta intensas, las nubesgaseosas se ionizan y aparecen como resplandecientes nebulosas de emisión. Las radiacionesque emiten son intensas, principalmente en la región roja del espectro.

• Nebulosas de reflexión: son nubes de polvo que dispersan la luz de las estrellas próximas ylas vemos como brillantes nebulosas. El color que predomina en la luz dispersa por laspartículas de polvo cósmico es con frecuencia el azul. Las nebulosas contienen generalmentegas y polvo, razón por la cual se encuentran a menudo juntas las nebulosas de emisión yreflexión.

• Nebulosas obscuras: son nubes de materia interestelar alejadas de las estrellas y que por tantono brillan sino que impiden el paso de la luz de las estrellas que se encuentran detrás de ellas.Estas enormes pantallas de polvo cósmico absorben la luz de las estrellas más distantes,formando manchas obscuras, aparentemente sin estrellas, que son visibles principalmentecuando tienen por fondo los ricos campos estelares de la Vía Láctea.

• Nebulosas planetarias: en forma anular, son las capas exteriores de gas expulsadas desde laatmósfera de ciertos tipos de estrellas próximas al término de sus vidas. Observadas a travésdel telescopio, suelen tener la forma de un pequeño disco parecido a un planeta, configuracióna la que deben su nombre.

• Cúmulos estelares: son sistemas de estrellas de origen y evolución común, ligadas unas a

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otras por la gravedad. Hay tres tipos: cúmulos abiertos, globulares y asociaciones. Loscúmulos abiertos contienen varias decenas, centenares e incluso millares de estrellas, y suverdadero diámetro oscila generalmente entre 5 y 50 años luz. Se conocen más de 1.000 deestos cúmulos próximos al plano de la Vía Láctea, como por ejemplo las Pléiades. Loscúmulos globulares son concentraciones de estrellas, de forma regular, esférica que contienendesde cientos de miles hasta millones de estrellas; el número de éstas decrece hacia el exteriordel enjambre, mientras que aumenta con la proximidad al centro. Los diámetros verdaderos delas agrupaciones tienen diámetros entre 100 y 300 años luz. Hay más de 120 de estasagrupaciones, que forman parte del halo galáctico, siendo las más antiguas de la Galaxia. Unejemplo es el cúmulo globular M13 de Hércules. Las asociaciones son grupos de 10 a 100estrellas muy luminosas que se han'formado en los brazos espirales de la galaxia. Susdiámetros están entre 100-500 años luz. Un ejemplo lo constituyen las estrellas más brillantesde la Osa Mayor o de Orion.

• Galaxias: son enormes sistemas de miles de millones de estrellas que constituyen los bloquesbásicos de construcción del Universo. Algunas de ellas se parecen a la nuestra, mientras otrasdifieren notablemente en masa y estructura. En los catálogos aparecen señaladas paradistinguirlas como tenues nebulosidades a través del telescopio.

Los objetos radio están catalogados en listas como los Cambridge Catalogues. Los objetoscuasiestelares (cuásares) y las radiogalaxias se designan por el número de la edición de tales catálogos(3C, 4C y 5C) seguido, o bien de un número correlativo, como el conocido cuásar visible contelescopios de amateur 3C-273. Finalmente, los pulsares se denominan según sus coordenadas,precedidas por una letra característica de alguna lista, como por ejemplo CP o NP; la C corresponde aCambridge, la N a National Radio Astronomy Observatory de West Virginia, y la P se refiere a púlsar.Por ejemplo, NP 0532 es el púlsar del Cangrejo.

BRILLO, LUMINOSIDAD, MAGNITUD

INTRODUCCIÓN A LA NOCIÓN DE MAGNITUD

Ya desde hace unos 2000 años se emplea la clasificación de las estrellas en magnitudes. Fue elgenial Hiparco de Alejandría (160-119 a.C.) el que introdujo la primera escala de magnitudes queestablecía 6 clases de estrellas desde la 1a magnitud (las más brillantes) hasta las más débiles de 6a

magnitud. Esta clasificación no es casual ya que se ha tomado así ya que el ojo humano tiene unarespuesta casi logarítmica al flujo de luz que le llega de un objeto celeste.

Hoy en día se ha establecido una escala casi logarítmica para seguir la tradición de nuestrosantepasados. Así el investigador Pagson (1856) estableció una relación entre magnitudes (m) y brillosaparentes (L) imponiendo:

• Las magnitudes dependen del logaritmo del brillo.• El factor de escala es negativo de manera que una mayor magnitud corresponde a un menor

brillo.

• Un cambio de 5 unidades en la magnitud corresponde a una variación de 100 en el brillo.

Será más correcto decir que una determinada estrella tiene cierta magnitud que "un ciertobrillo". La razón es que el concepto de brillo sólo puede emplearse para objetos extensos, como porejemplo, planetas, Sol y Luna.

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Reproducción de una parte de una carta del Sky Atlas 2000.00 que está referido portanto al equinoccio del 2000. La magnitud límite (estrellas mas débiles que recoge) esaproximadamente +8. Se puede reconocer Casiopea y el doble cúmulo de Perseo.

Las diferencias en magnitud se deben a diferencias intrínsecas de las cantidades deenergía liberadas por las estrellas, es decir, de sus luminosidades, pero también del hecho deque las estrellas se encuentran a diferentes distancias de nosotros. Así, nuestras observacionesya sean las obtenidas a simple vista como las que requieren un telescopio o una placafotográfica, o cualquier otro instrumento análogo, son una mezcla de cantidades físicaspropias de las estrellas y de atributos accidentales tales como sus distancias. Por otra parte,siempre se absorbe parte de la luz en el recorrido entre la estrella y la Tierra; a menudo esnecesario efectuar correcciones de cierta importancia sobre los datos originales. El brilloobservado no corregido de una estrella se denomina magnitud aparente. Sepamos que lasestrellas más tenues que podemos observar a simple vista en una noche clara tienen unamagnitud aparente de +6.5.

La magnitud absoluta del Sol, es decir, el brillo que tendría el Sol si estuviese a 32.6 años luz de nosotros y si se pudiese detectar toda la luz incluyendo la porción invisible del ultravioleta es de + 4,6m. Una estrella a la misma distancia pero 100 veces más brillante tendría una magnitud de 4,6-5,0 = -0,4m; a una estrella 10 veces más brillante le corresponde

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una magnitud de+2,1 m.

Las luminosidades estelares varían considerablemente. Las estrellas blanco-azuladasmás brillantes del cielo lo son sobre un millón de veces más que el Sol, mientras que éste escerca de un millón de veces más luminoso que las estrellas rojas más tenues. Así pues el Soles una estrella de luminosidad intermedia como existen millones en nuestra galaxia.

RADIOS Y MASAS ESTELARES: El cálculo de los radios estelares.

El Sol es la única estrella cuyas características son accesibles a la observación directa;en ninguna otra estrella, ni siquiera con los mayores telescopios, pueden observarse lascaracterísticas superficiales. Como ejemplo tomemos el Sol; llevándolo hasta la distancia a lacual se encuentran las estrellas más próximas, su diámetro angular sería inferior a 0,00001''(segundos de arco). Este tamaño es ínfimamente pequeño, muy lejos del poder de resoluciónde cualquier telescopio óptico o de cualquier radiotelescopio.

Sin embargo, existen técnicas interferométricas útiles para medir los radios estelares,siempre que las estrellas sean intrínsecamente brillantes y tengan radios cuya medida angularsea mayor que el actual límite instrumental, algo menor que 0,001'' . Por ejemplo, según estosmétodos, se dedujo que el radio de Sirio es de 0,0058'', lo cual a una distancia de 2,7pccorresponde a unos 25 radios solares. En total se han medido los radios de varias decenas deestrellas. Aunque las técnicas interferométricas sólo proporcionan la dimensión angular de lafotosfera estelar y únicamente pueden aplicarse a un pequeño conjunto de estrellas bastanteespeciales, son muy importantes pues constituyen las únicas medidas verdaderamente directasde los radios estelares.

Las demás determinaciones son más o menos indirectas y se basan en hipótesis amenudo difíciles de comprobar. Por ejemplo, se utilizan estrellas dobles (ó binarias) de untipo especial, las llamadas binarias eclipsantes, para la determinación de los radios. Sinembargo, el método más extendido se basa en la definición de la luminosidad L.

Cálculos utilizando el brillo, la luminosidad, la magnitudaparente y la absoluta.

Supongamos una fuente de luz puntual con luminosidad L que ilumine igual en todaslas direcciones. Una esfera centrada en esa fuente tendría la superficie interior iluminada. Siel radio de la esfera crece, crece su superficie interior y la luminosidad de la fuente tiene mássuperficie que cubrir y por tanto en cada punto de la esfera el brillo que se observa serámenor:

siendoA el área de la superficie iluminada, F el flujo 'de luz' en la superficie y L la

luminosidad de la fuente.

Para las estrellas y 'otras fuentes puntuales de lúz0, A = 4πr2, siendo r la distancia delobservador a la fuente luminosa, por lo que el Flujo F será

Considerando que una estrella tiene una radiación similar al 'cuerpo negro' para una

determinada temperatura se puede relacionar la luminosidad L con la temperatura T y el radio

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de la estrella mediante la ecuación:

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann (5.67×10−8 W·m-2·K-4)

Si utilizamos como referencia al Sol (dividiendo por la luminosidad del Sol, )obtendremos la relación:

. Y para estrellas que se encuentran en la secuencia principal la luminosidad también

está relacionada con su masa:

Las magnidudes están relacionadas con las luminosidades, concretamente se trata de la

medida logarítmica del brillo visible observado. La magnitud aparente es el brillo visibleobservado desde la tierra mientras que la magnitud absoluta es la magnitud aparente parauna distancia de 10 parsecs desde la estrella considerada.

Dada la luminosidad visible (no la total) se puede calcular la magnitud aparente a unadistancia cualquiera:

donde mstar y msun es la magnitud aparente de la estrella y del Sol respectivamente (sin

unidades) , Lstar y es la luminosidad visible de la estrella y del Sol respectivamente, rstar y

rsun son las distancias a la estrella y al Sol.

Utilizando msol = −26.73 y rsol = 1.58 × 10−5 años-luz:

mstar = − 2.72 − 2.5 · log(Lstar/rstar2)

Como puede verse mientras que la magnitud aparente es función tanto de laluminosidad como de la distancia la mangnitud absoluta lo es solo de la Luminosidad (ya quefijamos las distancias):

Dado que solo se puede medir la magnitud aparente se requiere una estimación de ladistancia para determinar la luminosidad de un objeto.

Utilizando la magnitud aparente y la distancia a la estrella (obtenida por otros medios)podríamos determinar la Luminosidad y con ella finalmente (sea comparando con el Sol outilizando la Temperatura de la estrella) podremos calcular el radio de la estrella.

Teniendo presente la definición de L en función de la temperatura efectiva, elproblema de la determinación del radio puede reducirse al problema de determinar unatemperatura efectiva apropiada a partir de los datos de observación y teóricos disponibles.

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Los resultados combinados de todas estas determinaciones directas e indirectasdemuestran que existen estrellas cuyos radios son varios centenares de veces mayores que elradio solar; incluso la órbita terrestre alrededor del Sol se encontraría en el interior de talesestrellas.

NOCIONES SOBRE FORMACIÓN ESTELAR Y ESTRELLASPECULIARES.

Las estrellas son cuerpos extremadamente calientes, cuya forma suele ser esférica. Susmasas son mucho mayores que las masas de los planetas y poseen en su interior fuentespropias de energía termonuclear. El brillo se expresa en magnitudes estelares aparentes. Paracomparar objetivamente la luminosidad de las estrellas, se usan sus magnitudes aparentes conobjeto de calcular la magnitud absoluta (M), es decir, aquélla que tendrían a una distanciaestándar de 32,6 años luz. Para hacer este cálculo es necesario saber la distancia a que seencuentra la estrella.

Las estrellas están formadas por la concentración gravitatoria de nubes de polvointerestelar y gas. Una estrella comienza a brillar intensamente tras la "ignición" delhidrógeno existente en su núcleo (producida por medio, de una reacción de fusión nuclear). Eldestino de las estrellas viene determinado en el comienzo mismo de su existencia, por sumasa inicial. Cuanto mayor es la masa de la estrella, con más rapidez se consume elhidrógeno, más alta es su temperatura y luminosidad, y más pronto se agota ese gascombustible para convertirse en estrella gigante o supergigante durante algún tiempo. Laestrella pasa después por reacciones nucleares más complejas, y su etapa de evolución finalsurge cuando se ha agotado también el combustible que hace posible estas últimas reacciones.La radiación del interior de la estrella no ofrecerá en adelante resistencia alguna; es, pues,sustituida por la contracción gravitatoria y en poco tiempo tiene lugar la consiguientedesintegración. Esta va en ocasiones acompañada por una explosión, que dispersa en elespacio parte del material estelar. En función de la masa de la estrella en proceso dedesintegración, la contracción gravitatoria continuada puede ocasionar que evolucione haciauna "enana blanca" o estrella de neutrones. Las estrellas de masas extremadamente grandes,se convierten en "agujeros negros".

Estrellas dobles y múltiples. Son sistemas de varias estrellas que describen órbitasalrededor de un centro de gravedad común. Si los componentes de una estrella doble puedenresolverse mediante un telescopio, se dice que estamos ante una doble visual.

Estrellas variables son aquéllas cuyo brillo varía a intervalos regulares o irregulares.Un ejemplo de estas razones son los cambios de diámetro y de la temperatura de superficie, laexistencia de una compañera en órbita que las eclipsa, etc...

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