El Universo Núm.8

Sociedad Astronómica de México, A.C.ISBN 0189-0577 Núm 8 N$ 12 (precio PECE) US $ 5.00 (extranjero)

PORTADAIndiceEL UNIVERSO NUM. 8Nueva épocaJulio-Septiembre 1993

El mensajero sideral

Protagonistas

El Observatorio LowellAlberto Levy

Personajes 13

Lothar M. Loske.Vida y obraAchim M. Loske

-Reportaje 20

Un nuevo telescopiopara MéxicoFrancisco Mandujano

Introducción a la astronomía 24

El planeta Venus

Constelaciones 30

La osa menorBulmaro Alvarado

2 Construya su telescopio 34

"HorumMexicum"reloj solarhorizontal de46 cms. dediámetro queindica la horasolar.

El aficionado y sutelescopioAlberto González Solís

3

Efemérides 39

Mapa estelar 42

Observatorio 43

Las perseidasFernando Correa

46

Astrología en el planetarioGeorgeReed

Traducción: Santiago de la Macorra

9

El mensajero sideral

Carta de un colega de Brasil.

Aosamigos:

Venho por medio oeste, solicitar informa9óes de como procederpara ficar sócio desta institui98.0 e desfrutar de seus cotrecimentos,ben como adquirir publiyacóes e boletines esuonomicos com efemé-rides que forem de sus ediceo.

Agradeco emeccecememe sus etenceo,

Aten9iosamente

José Luis PereiraRua Rio Grande do Sul 808Sao Caetano do Sul, Brasil

Amigo José Luís:

Gracias por su carta, usted puede disfrutar desde ahora de las publi-caciones de la Asociación. Le estamos enviando el presente número de ELUNIVERSO, sin cargo.

La Redacción.

Carta de un colega de Monterrey, N.L.

A quien corresponda:

Primeramente quiero felicitarles por su magnífica idea de crearesta Sociedad, pues en un país como este es de gran importanciaincrementar el número de personas, que tienden o se inclinan hacia laactividad científica, ya que indudablemente nuestro país se supera díacon día integrándose en el mundo de los paises desarrollados.

El motivo por el cual les escribo, va con el fin de pedirles, si esposible, que me asesoren acerca de como pertenecer a esta suSociedad, o que debería hacer para formar parte de ella, pues laastronomía es para mi como una de las ciencias mas interesantes queme gustaría conocer a fondo.

Ricardo Uresti

Compañero Ricardo:

Por conducto de correo estamos enviándote una solicitud de inscrip-ción a nuestra Institución. Desde el día de su fundación en Marzo de 1902,fue creada con el fin de reunir a todos los interesados en las ciencias delcielo, para superar la cultura de nuestro país.

La Redacción.

Aclaración: Por un error en el número 7 de El Universo, aparecieronpublicadas dos fotos con el pie invertido.

La Redacción.

2

Fundada en 1902Sociedad Astronómica de México A C.

PresidenteManuel Holguín V.VicepresidenteLeopoldo Urrea R.TesoreroRafael Jorge ZaldoSecretario AdministrativoArmando Higareda L.Primer VocalJorge Gabriel P.Segundo VocalDionisio Valdés

UNIVERSOEditorAntonio LamadridEditor TécnicoFrancisco Mandujano O.Formación de ComputadoraGuillermo A1ducinNegativos e ImpresiónLitográfica Oro S.A.

••••..~:~..••...~...•• •••••••••••••••••••••••La Sociedad Astronómica de Méxicoagradece el apoyo CONACYT de la SEP, dela Subsecretaría de Educación Científica yEducación Superior para la publicación deEl Universo.

El Universo, revista trimestralcoleccionable de la Sociedad Astronómicade México A.C., fundada en 1902 Registrode la Administración de Correos comoartículo de 2a. Clase otorgado en Diciembrede 1941.Los artículos expresan la opinión de losautores y no necesariamente el punto devista de la Sociedad Astronómica de MéxicoA.C. Se autoriza la reproducción parcial ototal de los artículos siempre y cuando secite la fuente. Num. 7, Epoca III, AñoLXXXVIII, Julio-Septiembre de 1993.Toda la correspondencia puede dirigirse a:El Universo, Apartado postal M9647,06000MéxicoD.F.o a la Sociedad Astronómica deMéxico¡ Parque Felipe S. Xicoténcatl,Colonia Alamos, 03400, México, D.F. Tel.519-47-30.

El Universo, Julio - Septiembre 1993

El ObservatorioLowell

Protagonistas

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Alberto Levy, S.A.M.

ffiulta de enorme interés retornar aun lugar, 25 años después de ha-

rlo visitado por primera vez; re-vivir aquel momento y comparar su evo-lución a esta época. En aquella ocasión,en 1967, Francisco Diego y yo subimos apie la "Colina de Marte" de la ciudad deF1agstaff, Arizana, la que alberga los te-lescopios con los que Percival Lowell,Clyde Tombaugh y otros famosos astró-nomos, produjeron grandes descubri-mientos astronómicos.

Durante esta nueva visita de los miem-bros de la Sociedad Astronómica de Mé-xico: María Elena y Alejandro Cervantesy la familia Levy, fuimos atendidos porWilliam Buckinham, actual Director deProgramas del Observatorio quien; a pe-sar de ser ese un día feriado, nos recibiócon extraordinaria hospitalidad de "cole-gas mexicanos".

El observatorio fue fundado en el mesde Junio de 1894 por Percival Lowell(1855-1916), quien fue autor, diplomáti-co y astrónomo; envió a los astrónomosde la Universidad de Harvard, AndrewDouglas y William Pickering al Estado deArizona para localizar un lugar adecuadoa la observación que reuniera las condi-ciones óptimas de cielos despejados yobscuros. Como un dato interesante, encierto momento, se consideró instalar elobservatorio en territorio mexicano. Deahí que Lowell emigra desde su ciudadnatal, Bostón a Flagstaff, Arizana.

Tan pronto como se instala el observa-torio con un telescopio de 24 pulgadas (61centímetros) construido por el famoso ex-perto en óptica Alvan Clark, Percival Lo-well publica sus primeras investigacionessobre el planeta Marte, convirtiéndose enun vocero de la búsqueda de vida fuera denuestro planeta. A partir de 1902 Lowellestudia las alteraciones observadas en laórbita del planeta Urano, concluyendoque lo afectaban fuerzas diferentes a las

Comparador óptico de intermitencias con las placas originales donde sedescubrió el planeta Plutón.

Mausoleo donde reposan los restos de Percíval LoweIl con forma decúpula de observatorio.

3 El Universo, Julio - Septiembre 1993

conocidas por la proximidad de Neptuno.De esta teoría se desprende la intensabúsqueda del Planeta X.

Aún después del fallecimiento de Per-cival Lowell en 1916, se continuó con lainvestigación para el descubrimiento delplaneta X, en la "Colina de Marte" y paraello, con la aportación económica deLawrence Lowell (1856-1942). El obser-vatorio instala un refractor fotográfico de13 pulgadas de diámetro el año de 1928,con el que se redobla el trabajo de inves-tigación.

Antes de su muerte Percival Lowelldesigna como Director del observatorio aVesto M. Slipher, quien logra analizar elcorrimiento al rojo en los espectros de luzprovenientes de galaxias distantes. En susrazonamientos indicaba que la mayoríade las galaxias distantes se están alejandode la Vía Láctea a mayor velocidad, deallí que sus trabajos contribuyen al nuevoconcepto del universo en expansión.

Clyde Tombaugh asistente del obser-vatorio en 1929, revisando unas antiguasplacas fotográficas de la región de Gerni-ni, descubre un pequeño punto en movi-miento al emplear un nuevo comparadorintermitente fabricado por Zeiss. Reanu-dó el trabajo fotográfico en el mes deenero de 1930 y así Tombaugh descubreel ansiado planeta X, nombrándolo poste-riormente como PLUTON. De esa formael observatorio Lowell es el único deAmérica donde se descubre un planeta delSistema Solar.

Otro de los trabajos fue el de establecerel periodo de rotación del planeta Venusa pesar de la densa capa de nubes quecubre su superficie, también se descubreel periodo de rotación de Urano, la com-posición atmosférica de los principalesplanetas y se establecen las temperaturassuperficiales de Venus, Marte, Júpiter ySaturno.

De enorme interés para la fuerza aéreade los EEU, fueron los mapas Lunares.Los primeros astronautas tuvieron laoportunidad de conocer por medio de lostelescopios del observatorio, los posibleslugares del descenso.

En este observatorio se han descubier-to el mayor número de asteroides delmundo. En la actualidad, el equipo es másmoderno y sofisticado para la solución deproblemas de física cometaria, de asteroi-des, evolución estelar, etc. Los avancesastronómicos ya no son medibles en basea "descubrimientos" como antaño, sinoson importantes por el trabajo que se de-


Astrocámara de placas de 32 cms. de diámetro con el queClyde Tombaugh descubrió Plutón.

sarrolla para la comprensión del origen yevolución del universo.

Debido al crecimiento de la ciudad deFlagstaff, a partir de 1961 las instalacio-nes del observatorio se expanden a unalocalidad situada a 18 km. al sureste y semontan 4 telescopios de gran diámetro,situados bajo cielos obscuros. El observa-torio es muy visitado por astrónomos quevienen de distintos lugares del mundo, loscuales son atendidos por el personal cien-tífico, administrativo y de mantenimien-to, que forman el cuerpo de empleadoscon más de cuarenta personas. Los gastosse sostienen por medio de donativos pri-vados, subsidios de la NASA, de la Fun-dación Nacional de la Ciencia y de laFundación Lowell. El público que lo visi-ta puede hacer observaciones directas conel telescopio refractor Clark de 24 pulga-das que permanece dentro de la cúpula demadera donde trabajo su fundador Perci-val Lowell.

4

El Centro de Visitas a unos cuantosmetros del telescopio, expone los instru-mentos originales, tales como, el Espec-trógrafo de Slipher, el Comparador foto-gráfico con las placas fotográficas origi-nales utilizadas en el descubrimiento dePlutón y muchos otros que en su épocafueron novedosos para lograr sus objeti-vos. Hoy en día son solamente piezas dela historia de la astronomía y reliquias demuseo.

Siempre resulta interesante e ilustra-tivo para cualquier astrónomo aficiona-do o profesional la visita a un observa-torio. Mucho se aprende de la maneracomo se hacen las cosas en otros paísesy de como se las ingenian para resolverlos problemas técnicos. Para nuestrosanfitriones también resultó de muchointerés conocer el desarrollo astronómi-co y de la divulgación en México, asícomo establecer nuevas relacionescientíficas y amistosas. O

J

Universo

Unidades de Medida en la Astronomía.

UNIDAD ASTRONOMICA-ANO LUZPARSEC

•••

En los variados aspectos del saberhumano, es de gran importanciael poder medir distancias. A tra-

vés de la historia, el hombre ha estable-cido una serie de unidades de medida;algunas sin mayor fundamento que elcapricho de algún personaje importantey en otras, realmente fundamentadocientíficamente.

Como es bien sabido, la unidad demedida para dimensionar con el sistemamétrico decimal, es el METRO, cuyadefinición dada en la Conferencia Ge-neral de Pesas y Medidas celebrada enla Ciudad de París en 1960 es:1'650,763.73 veces la longitud de ondaen el vacío de la radiación anaranjadadel Criptón 86. Como una unidad bási-ca de medición de distancias, el metroes sumamente útil y adecuado pues nosda una idea muy clara de dimensionali-dad, es decir, si alguien dice que unterreno tiene 50 metros de frente por100 de fondo, aún sin tenerlo a la vista,se puede dar una idea bastante clara dela dimensión exacta.

Para medidas pequeñas, todos cono-cemos el decímetro (0.1 m.), el centí-metro (0.01 m.) y el milímetro (0.001m.). Para medidas microscópicas tene-mos la micra 001סס0.0) m. = a 1 milé-sima de milímetro) y el Angstrom0000001ס0.0) m. = 1 diezmillonésimade milímetro). Tratándose de distanciasmayores, si se habla en términos demetros, se pierde el sentido de dimen-sión, por ejemplo, si se dice que la dis-tancia entre la ciudad de Monterrey yAcapulco es de un millón de metros enlínea recta resulta incomprensible, encambio, si se dice que dicha distanciaes de 1,000 Km. ya resulta entendible.Cuando hablamos de distancias en el

Carlos R. Gaitán (SAM)

espacio exterior, resulta algo análogo sise utiliza la unidad de kilómetros. Launidad en kilómetros es muy útil paramedir distancias terrestres, pero resultainadecuado para medir distancias inter-planetarias, interestelares o intergalác-ticas, en las cuales se requiere de otrasunidades de medida.

La unidad astronómica (VA).Por definición, la Unidad Astronó-

mica es igual al promedio de la distan-cia del centro de la Tierra al centro delSol. Aquí es preciso recordar que laórbita de nuestro planeta alrededor delSol es elíptica, existiendo un punto don-de se encuentra más próxima al Solllamado perihelio y otro opuesto llama-do afelio, que es la distancia más lejana.El promedio de estas dos distancias esprecisamente el equivalente de la Uni-dad Astronómica: 149' 597,870 kilóme-tros = 1 UA. Esta unidad de medida esmuy útil cuando se trata de distanciasdentro del sistema solar. Por ejemplo:El 28 de febrero de 1993, el planetaVenus se encontraba a 0.406 UA de laTierra; Saturno a 9.852 UA del Sol yNeptuno a 30.187 UA del Sol. Bastaríamultiplicar estas medidas en UA por suequivalente en kilómetros para obtenerfIJ'736,735 kms., 1,473'838,200 kms.y 4,515'910,900 kms. sucesivamente.Como puede observarse en los casos deSaturno y Neptuno se está hablando demiles de millones de kilómetros lo cualya resulta hasta difícil de imaginar.

El Año- Luz (A.L.)Para medir distancias entre las estre-

llas o entre las galaxias se utiliza elAño-Luz que es la distancia que recorrela luz durante un año, viajando a una

5

El Parsec (pSC)El Parsec es utilizado ampliamente

por los astrónomos profesionales y sedefine de la siguiente manera: Distanciaa la cual una estrella tendrá un paralajede un segundo de arco, observado desdela Tierra. De allí su nombre de las pala-bras en el idioma inglés "PARallax -SECond" (paralaje - segundo). Un se-gundo de arco es un ángulo muy peque-ño: aproximadamente 1/1800 del diá-metro aparente de la Luna. Esta defini-ción si bien es precisa, puede resultarleal principiante difícil de entender, porlo cual daremos unos ejemplos: El Par-sec es igual a 3.26 AL Distancia a la.Galaxia de Andrómeda = 2'200,000 AL= 700,000 PSc.= 700 Kpsc. (En elejemplo se utilizó el KILOP ARSEC(Kpsc) equivalente a 1,000 PSC.) Elconocimiento de estas tres unidades demedida de distancia le serán muy valio-sas para la comprensión de la grandezadel Universo, o inversamente para en-tender en un concepto justo de la peque-ñez del planeta en el cual vivimos, quevisto desde el espacio exterior se apre-ciaría como un grano de arena, simple-mente comparado con el diámetro delSol. O

velocidad de 300,000 Km. por segundo.Para conocer su equivalente en kilóme-tros habría que hacer la multiplicaciónsiguiente: 300,000 X fIJ X fIJ X 24 X365 = 9'460,000'000,000 kms. = 1 AL(Nueve billones cuatrocientos sesentamil millones de kilómetros) o también= 63,240 UA. Esta unidad de medida dedistancia causa confusión entre el co-mún de la gente, debido a su nombre"Año-Luz" donde tal vez la palabra"Año" les da idea de medida de enor-mes cantidades de tiempo. Con losejemplos siguientes se comprenderá lovalioso y útil que resulta el Año-Luz:

La distancia de la Tierra al Sol149'597,870 Kms = 1 UA = 8 Minutos-Luz La distancia del Sol a la estrellamás cercana Alfa del Centauro = 4.3AL, A la nebulosa de la Constelaciónde Orión, = 1,600 AL. Al centro de laVía Láctea (nuestra galaxia), = 30,000AL. Diámetro de la Vía Láctea =100,000 AL A Andrómeda, la GalaxiaEspiral más cercana = 2'200,000 AL.* * Nótese que las distancias intergalác-ticas son de miles o de millones deAños-Luz.


Francisco Mandujano SAM

Noticias

El misterio de Gemingase desvanece

Durante un poco más de veinteaños (1972), la fuente estelar ea-nacida como Geminga se man-

tuvo como algo misterioso. Se sabía quees una de las tres fuentes de radiacióngamma más intensas del espacio, hastaque hace poco se descubrió que se tratade una fuente de rayos X y Gammacuyo período es de 0.237 segundos; lo

que indica que se trata de una estrellaneutrónica que gira sobre sí misma amás de 4 revoluciones por segundo. Setrata del primer pulsar que no emiteninguna señal de radio. Esto fue posi-ble gracias a los satélites ROSAT yGRO. Las otras dos fuentes (Vela yCangrejo) fueron identificadas por losradio astrónomos como pulsares debido

a la observación de las pulsaciones quemodulan la señal de radio, pero Gemin-ga no emite en ninguna de tales frecuen-cias.

Está situada a una distancia de 140años luz del Sol, se trata del remanentede la supernova que estalló hace300,000 años.

La Geminga


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Nueva Galaxia


¿Qué sucede conlas galaxia selípticas?

Las galaxias elípticas sonobjetos que resultan

intracendentes para elaficionado a la astronomía:

no tienen ni brazos nibarra de estrellas, sinoúnicamente miles de

millones de estrellas (en sumayoría viejas) agrupadas

en un elipsoide. En lamorfología de las galaxiasestablecida por E. Hubble

en los años treinta, semarca una frontera muyprecisa entre este tipo degalaxias y las demás. Sin

embargo, lasobservaciones realizadas

en fechas recientesmuestran que, debido a su

contenido de gas y depolvo tienen formación de

estrellas y además quetambién tienen estructura

en forma de barra o dedisco. Estas nuevas

observaciones, analizandola forma de la imágen delas galaxias a diferentesluminosidades muestranque ésta frontera es máspermeable de lo que se

suponía.


Nuevo RadiotelescopioEl Reino Unido de Gran Bretaña cuenta ya con un nuevo radioteJescopio. Se trata de un equipo

cuya antena mide 32 metros de diámetro con lo que la red MERLIN (Red InterferométricaMultielemento Radioenlazada) llega a un diámetro efectivo de 200 kilómetros. Esto le permitirá unpoder de separación semejante a observar los faros de un carro a 8,000 kilómetros de distancia. Suprecisión superficial llega a los 0.14 mm. Al incorporarse la red MERLIN a la Red InterferométricaEuropea, ésta última tendrá un diámetro de antena efectivo de 2,000 kilómetros, que unidas a la red

mundial la incrementarán a un diámetro efectivo de 7,000 kilómetros.

Fondo Cosmológico

Las olas del fondo cosmológico.En las observaciones realizadas por el satélite COBE aprincipios del año pasado, se han encontrado por fin

fluctuaciones en el fondo cosmológico. Hasta antes de esto, sesuponía una uniformidad de los 3K del fondo de radiación

cosmológica, remanente de la Gran Explosión que escapó deella 10,000 años después del gran origen, que ocurrió

supuestamente hace 15,000 millones de años. Estauniformidad hacia suponer que el origen del Universo había

sido homogéneo hasta un punto que resultaba inquietante paralos cosmólogos: se requerían ínfimas fluctuaciones de la

densidad para que se originasen las galaxias, los cúmulos degalaxias, etc. Estas fluctuaciones se han encontrado y

corresponden al valor de 30+5 millonésimas de grado. Conesto, se ha evitado una revisión a fondo no sólo de la teoría

cosmológica sino de la misma relatividad general.

El Universo, Julio - Septiembre 1993 10

Arcos Luninosos

Nllevas galaxias enanas.La hipótesis de la formación de galaxias enanas, motivada enparte por las observaciones en la Nube Menor de Magallanes,

se ha visto favorecida por observaciones recientes decolisiones entre galaxias espirales. En efecto, se ha encontrado

que la interacción debida a la marea gravitatoria entre dosgalaxias da como resultado la formación de unas zonas

brillantes que son el resultado de una cantidad considerable deestrellas de reciente formación. Estas regiones contienen tantohidrógeno atómico como la mayoría de las galaxias llamadas

enanas irregulares. Esto nos convierte en testigos de laformación de una nueva galaxia cuya presencia será realidad

dentro de varios millones de años.


por: Achim M. Loske

Personajes

LOTHAR M. LOSKE,Vida y obra.

Lothar Max Kuhnert,

hijo de una familia

humilde, nació en el

pequeño pueblo de

Deuben en Sajonia,

Alemania, el 26 de

Abril de 1920.

Desde pequeño, la ciencia y latecnología despertaron en él unacuriosidad poco común y era ra-

ro el juguete que no desarmaba paraanalizarlo y tratar de entender su meca-nismo. La fascinación por los relojessolares, misma que lo acompañaría du-rante toda su vida, surgió cuando a los

Lothar Loske (centro) con su amigo el Dr. Jaime Torres Bodet(Izquierda), en aquél entonces Secretario de EducaciónPública y con el Sr. Embajador de Suiza en México, Dr.

Fernando Bernoullll, en el Centro Relojero Suizo en 1964.

seis años, observó por vez primera, elmovimiento de la sombra del marco dela ventana, sobre el piso de su cuarto, altranscurrir el día. El fenómeno lo intri-gó tanto que hizo perforaciones en estemarco de madera, con el fin de seguirmes tras mes la trayectoria de los puntosluminosos, que con ello pretendía for-

mar en la sombra del marco. Lamenta-blemente estos puntos nunca se forma-ron, ya que no había hecho las perfora-ciones con el ángulo correspondiente ala inclinación del Sol sobre el horizonte.Su madre, quien no creyó que estosagujeros fueran producidos por la poli-lla, impidió que por ensayo y error, el


.' -"'- ....-. ~ - -,~ ...

Lothar Loske durante la construcción del calendario solarmonumental "Hellotempus" en el Parque de la Pólvora en

Villahermosa, Tabasco en 1988.pequeño "científico" encontrara el án- comenzar con estudios profesionales,gulo adecuado. Sin conocer aún las ba- de modo que muy joven dejó la casa deses teóricas, estaba jugando ya con un sus padres y cursó la carrera de técnicocalendario solar. Este juego posterior- relojero, demostrando gran habilidad.mente se transformaría en estudio serio Casi paralelamente comenzó a cursar lay dedicado, que 10 convertiría muchos carrera de ingeniería y mecánica de altaaños más tarde en el diseñador de relo- precisión y cronometría en el "Polyte-jes solares más famoso del mundo. Su chnikum" de Leipzig y en la Universi-interés en los fenómenos astronómicos dad Militar de Aviación y Navegacióny sobre todo en la medición del tiempo en Berlín Adlershof, especializándosefue nutrido en 1932 con una visita al además en física y astronomía en Gót-"Mathematisch Physikalischer Salon" tingen, Alemania.(Museo de Ciencias Físico-Maternáti- como parte de su servicio militarcas) en Dresden, Alemania, al observar fue designado a los 22 años paraaquella impresionante colección de re- realizar investigación en el carn-lojes solares e instrumentos astronórni- po de la navegación aérea, inventandocos antiguos. un novedoso sistema electroautomático

Al cumplir 15 años, su madre le de localización nocturna de aviones,regaló un libro con el título "Das Stern- acoplado a un radar. Gracias a su inge-zelt und seine Wunder" (El cielo estre- nio, tuvo la gran fortuna de ser seleccio-lIado y sus maravillas), que tuvo un nado para trabajar en diversos centrosgran impacto en el curioso joven. En la de investigación, de la Fuerza Aérea enportada de este querido libro, a un lado Alemania y en la Holanda ocupada porde la dedicatoria de su madre muchos los nazis, con un reducido grupo deaños más tarde escribió: "Con este libro científicos, que gozaban del privilegiocreció mi interés en la astronomía y la y la tranquilidad de no estar en contactomedición del tiempo, especialmente en directo con el fanatismo nazi, y de nolos relojes solares. En aquél entonces yo tener que participar activamente en latenía 15 años de edad. 1.othar M. Los- Segunda Guerra Mundial.ke." En esa época, sin embargo, era Dentro de este grupo, adquirió sucostumbre que los jóvenes aprendieran madurez como científico, diseñador yuna carrera técnica u oficio antes de constructor, de los más variados equi-


pos mecánicos y electro-automáticos.La pérdida de innumerables prototiposexperimentales, que se destruyeron du-rante la guerra y fueron extraviados enlos años de la postguerra, hace imposi-ble citar cada uno de ellos. En el Insti-tuto de Aeronáutica de Amsterdam,Holanda, diseñó sistemas electroauto-máticos de cronometraje para la nave-gación e intercomunicación internacio-nal, posteriormente trabajó en el Insti-tuto de Aeronáutica de Bruselas, Bélgi-ca como ingeniero de vuelo bajo lasórdenes del Dr. Ing. Kindermann. Afinales de la guerra fue diseñador yconstructor de contadores y calculado-ras mecánicas para la compañía Sie-mens en Den Haag, Holanda y poste-riormente vivió como refugiado en Ho-landa y Bélgica hasta 1948.

A su regreso a Alemania se lenombró en 1949 Profesor del Estado deHessen. En esa época se dedicó ademása la instalación de equipo de navega-ción aérea para la aviación comercial enFrankfurt (Lufthansa), Schipool(KLM) y Zurich (Swiss Air).

Durante su estancia como profe-sor en Wiesbaden, Alemania.Diseñó y construyó el reloj solar

monumental más complejo y completodel mundo para la ciudad de Frankfurt,Alemania, mismo que hasta la fecharepresenta uno de los símbolos y orgu-llos de aquella ciudad. Todas las piezaspequeñas de este reloj, que tiene formade esfera anular de más de una tonelade peso y 3.6 metros de diámetro, seejecutaron a mano. Su manufactura,que concluyó en 1951, requirió de 6000horas de trabajo, sin contar el tiempodel diseño y los cálculos correspondien-tes.

Este fue el primer reloj solar delmundo capaz de determinar la hora so-lar verdadera, la hora media solar, y lahora normal del sitio de colocación, asícomo la de las 200 ciudades más impor-tantes del mundo. Conociendo la posi-ción geográfica del sitio de interés esincluso posible determinar la hora decualquier lugar sobre la Tierra. Cuentaademás con un calendario y múltiplesindicaciones, diversas.

En 1952 la compañía Tuerler AGle ofreció un puesto como diseñador desistemas de cronometría en Zurich, Sui-za, mismo que ocupó durante cincoaños, diseñando un gran número de ins-trumentos, aparatos de precisión, relo-jes, planetarios, mecanismos de medi-ción y maquinaria de precisión, en ge-

I

"Gnomopolos", reloj solar ecuatorial de dos carátulas de latónmontadas sobre mármol negro. Indica la hora solar verdadera del

sitio de colocación. Diseñado en 1971.

neral. Se le atribuye, por ejemplo, elinvento del sistema para equilibrar lafuerza del muelle real en los relojes debolsillo y de pulso, la creación de unmecanismo de relojería con duración decuerda de 100 años y el péndulo desegundos con auto-impulso por mediode circuito eléctrico, con mercurio. EnSuiza construyó además dos relojes so-lares ecuatoriales monumentales, unopara la ciudad de Zurich, de 1.85 m dediámetro y otro para Basilea, de 2.5 mde diámetro, inaugurados en 1957 y1956 respectivamente. Hasta la fechaambas obras se conservan en perfectoestado como patrimonio de estas bellasciudades.

Su ingenio técnico le permitióidear además el escape de relojería "ro-tativ-magnetique" totalmente silencio-so, el cronómetro registrador de dura-ción de sismos, relojes con indicacionesastronómicas, un globo terráqueo conmecanismo de relojería, mecanismospara la indicación de las fases de la

Luna, un novedoso sistema mecánicode cuerda automática para relojes depulso, que permitió reducir su espesorsignificativamente, cronómetros monu-mentales para eventos deportivos, co-mo por ejemplo, el gigantesco marca-dor instalado en el Estadio Azteca antesde su inauguración, cuya carátula prin-cipal medía 4 x 4 metros, una máquinacon doble minutería para relojes monu-mentales, relojes universales electro-mecánicos con planetario, relojes eléc-tricos con indicaciones de las horas nor-males, horas universales y calendariosautomáticos, así como máquinas herra-mentales, para la fabricación de engra-nes especiales y maquinaria para la in-dustria en general, como por ejemplo,molinos, hornos, componentes paramaquinaria textil y de imprenta, dobla-doras automáticas de alambre y varilla,máquinas de producción de perfiles,maquinaria para empaquetamiento demercancía, fresadores, prensas, tornosy equipo para la industria petrolera.

Visitó México por primera vez enel año de 1955 por mediacióndel Gral. P.A. Alberto Salinas

Carranza, de la entonces Secretaría deAeronáutica Civil, con el cargo de ase-sor técnico en el campo de la navega-ción aérea y la cronometría, fundandoademás la empresa Saloske S.A., enfo-cada a la construcción de relojes paraaeropuertos, fábricas, edificios públi-cos e instalaciones deportivas.

En 1963 fundó el Centro RelojeroSuizo, patrocinado por la Secretaría de

Pequeño planetario didáctico electromecánicoconstruido alrededor de 1950.


"Horologium Solarium Esfericum", reloj solar ecuatorial de 6Scm de diámetro fabricado en acero, cobre y latón. En sus

carátulas pueden leerse directamente la hora solar verdadera ysolar media de todo el mundo, así como la fecha. Su instalaciónes posible en cualquier latitud geográfica y merced a la ecuación

del tiempo en su carátula, permite calcular la hora legal.Diseñado y construído en 1982.

Educación Pública y la "FederationHorlogiere Suisse", posteriormente, elInstituto Mexicano de Cronometría, delcual fue director y profesor, así comoun laboratorio de desarrollo tecnológi-co privado, estando además a cargo dela instalación y automatización de laseñal de la hora por radio en la estaciónXEQK en colaboración con la UNAMy el Observatorio de la Hora Normal enWashington, E.U.A. A partir de 1969fue Director Técnico de la Fábrica Na-cional de Relojes Eléctricos y Cronó-metros, S.A.

Durante los últimos cincuentaaños publicó más de 900 artículos cien-


tíficos, técnicos y de divulgación, granparte de ellos traducidos a cuatro e in-cluso seis idiomas, en materia de astro-nomía, cronometría, historia, navega-ción, mecánica de precisión, relojería ygnomónica, así como varios libros, fun-giendo además como colaborador de larevista "Journal Suisse D' Horlogerie".

Su habilidad para el dibujo 10llevóa realizar en forma personal todos susdiseños e ilustraciones para sus libros yartículos e incluso ilustrar textos deotros autores.

Como gnomonista y artista de lacronometría es mundialmenteconocido por sus obras públicas

que unen ciencia y arte como esculturasdidácticas "con vida". Además de losya mencionados relojes monumentalesen Europa, cabe mencionar el reloj solarecuatorial construído en 1977 para elparque de la residencia presidencial de"Los Pinos", el reloj solar multifacéticode 22 carátulas instalado en 1988 en laciudad de Villahermosa, Tabasco, quedesgraciadamente ha sufrido las conse-cuencias del vandalismo y de la falta demantenimiento y protección, así comoel monumental reloj solar ecuatorialinaugurado en la Macroplaza de Mon-terrey, N.L., en septiembre de 1990y elreloj solar más grande del mundo, ubi-cado en la hacienda de Zuazua en Nue-vo León, sobre cuya carátula horizontalde 18 metros de diámetro se puede in-cluso caminar.

Su obra fue parcialmente reporta-da y dada a conocer en México, porconducto de dos programas de televi-sión (Cronometría 1y 11),que dentro dela serie Ciencia y Desarrollo, se filma-ron bajo el patrocinio del Consejo Na-cional de Ciencia y Tecnología en elaño de 1982.

LotharM. Loske fue, antes quenada, un idealista, un autodidac-ta, un amante de la armonía, la

ciencia, la tecnología y el arte, con lIPagran sensibilidad, siempre optimista ybromista, con una personalidad muy es-pecial, pero a la vez sencillo y en algu-nos aspectos introvertido: "Soy un pro-fesionista de tiempos pasados, porquesé poco de mucho, en contraste con losexpertos actuales, que saben mucho,pero sobre poco". Con su filosofía deque "los cien primeros años son los másdifíciles" impidió que los problemasque se le presentaban alteraran su esta-do de ánimo y su tranquilidad, que ins-piraba a los demás con su presencia.Dominó el alemán, español, inglés yholandés. Se distinguió por ser una per-sona con talentos muy variados, de laque brotaban ideas nuevas a cada ins-tante, generalmente adelantado a laépoca en que vivía. Su trabajo 10hacíacon gusto y energía, era su "hobby"preferido. Al respecto, una vez escribió:"Si has encontrado tu vocación y amastu trabajo serás feliz. Trabajar sin ale-gría es denigrante y triste. Piensa en 10que vas a crear, no en la ganancia quede ello resultará."

Además de las actividades men-cionadas, fue traductor técnico, diseñóaparatos para la topografía, geodesia ymeteorología, y practicó el dibujo téc-

i

nico, la pintura, la escultura, además dela reconstrucción y reparación de relo-jes antiguos. Gracias a su amplia expe-riencia en la ingeniería, se desempeñódurante más de 25 años como peritoindependiente, dictaminando sobrecontroversias e indemnizaciones paracompañías de seguros y reaseguradorasen México y en el extranjero, emitiendomás de 700 dictámenes periciales, so-bre daños de transporte, incendio y ca-tástrofe. Por otro lado demostró tam-bién talento e interés como autor de

Fue un idealista, unautodidacta, un amante dela armonía, la ciencia, la

tecnología y el arte, con unagran sensibilidad, siempreoptimista y bromista, con

una personalidad muyespecial, pero a la vez

sencillo.

temas filosóficos y problemas de la vidacotidiana, publicando numerosos ensa-yos, dejando además inconclusos dosmanuscritos sobre estos temas.

Sus diseños artísticos dejan entre-ver una singular fusión, entre lo abstrac-to y lo futurista por un lado, y unainfl uencia renacentista, por el otro. Car-gados con detalles, acabados minucio-sos y un sinnúmero de figuras, muestranuna inclinación especial por la astrono-mía, así como por los signos del Zodia-co, mismos que en forma abstracta serepiten en casi la totalidad de sus obrasde arte.

~

' n cuando sus actividades cien-tíficas y artísticas ocuparon la

ayor parte su vida, practicó elvuelo en planeadores, construídos porél junto con sus colegas, ganando elcampeonato mundial de duración devuelo en 1937. Ganó también importan-tes torneos en esgrima y a la edad de 62años comenzó con la práctica del Kara-te.

Durante sus últimos años de vidadiseñó material didáctico para museos.Una de sus últimas creaciones es el relojde agua monumental "Klepsydra", quese instalará en el Museo del Niño "ElPapalote" en la Ciudad de México afines de 1993. Sus dos hijos, de nacio-

nalidad mexicana, uno abogado y elotro ingeniero físico, laboran actual-mente en la Cámara México Alemanade Industria y Comercio y en el Institutode Física de la UNAM, respectivamen-te.

EI6 de mayo de 1992, a la edad de72 años, la muerte lo sorprende en plena

actividad, dejando inconclusas variasobras y proyectos.

Nota: Todos los relojes, equipos yobras que aparecen ilustradas en estetexto fueron diseñadas y construídaspor L. M. Loske. Las fotos fueron toma-das por L. M. Loske a menos que seindique lo contrario. b

Acercamiento de las carátulas del reloj solar ecuatorial de Frankfurt. Laescala superior con números romanos muestra la hora solar verdadera de

Frankfurt. En el borde inferior de la carátula principal (carátula ancha) losnúmeros arábigos indican la hora solar verdadera para el meridiano 15

grados este, seleccionado para determinar la hora legal en Alemania. Ya quela posición geográfica del reloj, 8 grados 40 minutos este, no coincide con el

meridiano, existe una diferencia temporal de 25 minutos y 20 segundos entrela hora solar verdadera de Frankfurt y la hora solar verdadera del

meridiano IS grados este. Los valores de la ecuación del tiempo para cadames aparecen como 12 franjas a lo ancho de la carátula principal. La franja

superior corresponde a enero, la inferior a diciembre. En el exterior delanillo móvil pueden apreciarse los nombre de 200 ciudades. Con esta

carátula es posible determinar la hora solar verdadera y la hora solar mediao legal en cada una de estas ciudades. Foto: Max Goellner, Frankfurt,

Alemania.


Reloj solarecuatorial y esfera

anular de bronce de1.85 m de diámetrocon indicaciones de

la hora solarverdadera (númerosromanos), ecuación

del tiempo, horanormal de Europa

(números arábigos) yestaciones del año,todo ello por mediode la sombra que.

proyecta la pequeñaestrella suspendidaen el centro de la

esfera. Esta obra fuedonada a la ciudad

de Zurich, Suiza porFranz Tuerler en

1957.

Reloj solar ecuatorial inaugurado en septiembre de 1990 en la Macroplaza deMonterrey, Nuevo León. Dos enormes medias lunas soportan la carátula y unanillo ecuatorial de 3.2 metros con los signos del Zodiaco. La sombra delindicador marca la hora solar verdadera de Monterrey la carátula connúmeros romanos y la hora legal, sobre la de números arábigos. La sombraproyectada por los discos en el centro del anillo se desplaza a lo ancho de lacarátula en el curso del año, e indica, de este modo, la fecha, los equinoccios ylos solsticios.

Sección de una carátula de un marcadorpara un estadio de fútbol, diseñado y

construído en México en 1960.


"Ecllptícum", reloj solar ecuatorial dedos carátulas montadas sobre mármol

blanco, ajustable para todos loslugares del hemisferio norte. Sobre el

anillo móvil exterior con 40 cm dediámetro se pueden apreciar

representaciones de los signos delZodiaco y de las constelaciones en la

eclíptica. Diseñado en 1985.

Cronómetro de mesa con máquinaelectromecánica de batería y reloj

solar ecuatorial, elaborado encaoba y latón. Diseñado en 1972.

"Olmeca", reloj solar ecuatorial conindicaciones de la hora solar verdadera y

hora solar media sitio de colocación.Diseñado en 1985.


Report~~e _

UN NUEVO TELESCOPIO

Dra. Gloria KOenisberger Directora del Instituto deAstronomía de la U.N.A.M.

La Doctoray

nuestrareportera

20

ENTREVISTA CONlA DOCTORA

GLORIAKÓENISBERGERDIRECTORA DELINSTITUTO DE

ASTRONOMIA DElA U.N.A.M.

LaUniversidad Nacional Autóno-ma de México, tiene un gran in-terés en participar en el proyecto

multinacional para la instalación de unnuevo telescopio dentro de las instala-ciones que ocupa el Observatorio As-tronómico Nacional en la cumbre delcerro de San Pedro Mártir en el estadode Baja California Norte.

¿Cómo está formado elObservatorio AstronómicoNacional?

México ha contribuido grande-mente al progreso de la astronomía através de su historia siendo la calidad delos trabajos realizados por los astróno-mos mexicanos de reconocido presti-gio. En la década de los años setentas,el Instituto de Astronomía (IAUNAM)inició la construcción del ObservatorioAstronómico Nacional en San PedroMártir (OANSPM) adquiriendo el


PARA MEXICO

compromiso de desarrollo y operacióndel observatorio. Esto incluye el Centrode Operación e Investigaciones ubica-do en Ensenada en donde se cuenta con12 astrónomos y 22 técnicos los cualeshan logrado que el desarrollo de la as-tronomía conlleve al crecimiento deotras áreas. Es importante hacer notarque el OANSPM es el observatorio másgrande de Latinoamérica operado y de-sarrollado por un sólo país. Existen te-lescopios de 2.1 m, 1.5m y 0.84m. Eltelescopio de 2.1 m está equipado contres sistemas CCD para imagen directa,espectroscopia echelle de alta resolu-ción, espectroscopia de resolución me-dia a baja y fotometría. Adicionalmen-te, este telescopio ha sido optimizadopara fotometría IR en 2.5 micrones. Pa-ra finales del presente año se tendránequipados los otros dos telescopios conequipos modernos CCD así como siste-mas de guiado y control. En colabora-ción con la Universidad de Massachus-setts, se está desarrollando un nuevosistema NICMOS3 IR que operará en eltelescopio de 2.1m en un periodo decorto tiempo. También se está desarro-llando la adaptación de un interferóme-tro Fabry-Perot. El OANSPM está co-municado vía satélite, tanto con la Ciu-dad de México como con la Red Inter-nacional NSF, permitiendo el accesoremoto de computadoras y la transfe-rencia de información de la propia red.

¿Cuándo se comenzó a gestar laidea de un nuevo telescopio?

En 1988, diversos miembros delIAUNAM comenzaron a estudiar lasposibilidades de crecimiento y desarro-llo de la astronomía en México. A me-diados de 1991, se decidió concentrarlos esfuerzos en la construcción de un


telescopio IR de nueva tecnología, de-finiendo los parámetros para su diseñoy construcción de la siguiente forma:

1.- Se daría prioridad a los siste-masque:

a.-permitan que nuestra investiga-ción sea competitiva en áreas de mayorinterés e impacto entre los años 2000 y

2010 Y que sirvan como bases para laastronomía mexicana del siglo XXI.

b.- nos permita reforzar lineas deinvestigación realizadas en en Méxicoy que tengan un gran impacto.

2.- El diseño del telescopio deberáincluir aquellos aspectos que permitan

21

I la operación eficiente del telescopio yde su instrumentación.

3.- Se deberá dar especial atencióna la optimización de esfuerzos de todoslos miembros de nuestra comunidadque se involucren en el proyecto. Estoimplica que desarrollaremos en Méxicosolamente aquellos aspectos del pro-yecto donde se tenga experiencia previa(tales como en sistemas de control) odonde los esfuerzos puedan ser aplica-dos de manera más eficiente.

4.- Aquellas condiciones que per-mitan complementar los mejores siste-mas de telescopio en otras partes delmundo.

5.- Deberá existir una fuerte cola-boración con cuando menos una insti-tución extranjera.

6.- Buscaremos el lugar más ade-cuado en el OANSPM para ubicar eltelescopio.

¿Qué objetivos científicos sepersiguen?

Los objetivos científicos que de-berán ser logrados por este telescopioson:

a).- elevada resolución espacial;b).- excelente calidad de imagen;c).- optimización tanto en el visi-

ble como en IR;d).- elevada resolución espectros-

cópica.

¿Qué alternativas se hancontemplado?

Cuando comenzamos el estudio delas opciones disponibles para este pro-yecto, revisamos muchos de los dife-rentes proyectos existentes: (Gemini,Columbus, VLT Magallanes, Conver-sión MMT, Galileo, WYIN, ARC,SOAR, VISA, SST, CHARA). Los ob-jetivos del estudio fueron dos:

1.- Determinar si cualquiera de losgrupos responsables de estos dos pro-yectos consideraría construir el telesco-pio en México.

2.- Identificar las característicasde aquellos telescopios que fueran deinterés adoptar para el diseño de untelescopio mexicano así como los mo-delos que serían aplicados para las eta-pas de construcción del telescopio.

Excepto para el Columbus, (du-rante el corto periodo desde finales de1991 hasta el comienzo de 1992), no hasido posible considerar la construcción

de cualquier otro tipo de telescopio enMéxico. Las actividades realizadas du-rante 1992 con relación a la definicióndel proyecto incluyen:

A.- Para la definición del diseño:1.- El estudio de la óptica (tama- •

ños, características y disponibilidad dealuminio, panal, VLE, Zerodur, Beri-lio);

2.- Contacto con las empresas quehan tenido experiencia en la construc-ción de monturas de telescopios (L&F,Ansaldo, Contravia);

3.- Visitas a los centros de desarro-llo de los siguientes telescopio: Galileo(Milán, Arceti, Padua), VLT (ESO),VISA (Grenoble, WYN (V. de Wiscon-sin, NOAO), Magellan (Carnegie, LasCampanas, V. de Arizona), Columbus(Florencia, U. de Arizona). 4.- Invita-ciones a México para reuniones y colo-quios: P. Rafaneli, P. Srittmatter, C.Barbieri, J. Gallagher, H. MacAllister,W. Gallieni, B. Atwood.

5.- Reuniones con representantesde Zeiss, Schott, Ansaldo, L&F, ADS,REOSC, para obtener estimaciones decostos.

B.- Para el programa de recursoshumanos

1.- Comenzamos a trabajar congrupos de bachillerato con estudiantesque posteriormente estudiarán física eingeniería. Se hace énfasis en los aspec-tos relacionados con la construcción detelescopios de nueva tecnología.

2.- Tres estudiantes se encuentranactualmente estudiando su doctoradoen Francia en áreas relacionadas conprocesamiento de señales y que son ne-cesarias para el desarrollo de un sistemaóptico adaptativo.

3.- Dentro del programa de gra-duados de astronomía, estamos comen-zando a considerar la importancia deldesarrollo de instrumentos e introdu-ciendo a los estudiantes a las nuevastécnicas de observación.

c.- Otras actividades 1.- La pruebadel lugar se inició formalmente a prin-cipios de 1992, con la colaboración dela U. de Arizona, la U. de Massachus-setts y el Carnegie Institute/Observato-rio de las Campanas a continuación sepresentan en una forma breve los resul-tados. 2.- Se realizó el cómputo preli-minar de las características de los siste-mas de soporte activo considerando untelescopio de 4.2 metros. 3.- Se consi-guió el apoyo para la primera fase del

22

Telescopio principal de12.10 m. enel observatorio de San Pedro

Mártir, Baja California.

desarrollo de un sensor de frente deonda para un sistema de óptica adapta-tiva.

EL LUGAREl OANSPM está situado a 2800

metros sobre el nivel del mar y a 2,300metros sobre el nivel del desierto de SanFelipe que se encuentra justo al norestedel observatorio. El OANSPM se en-cuentra ubicado dentro del parque na-cional con 100 kilómetros de eje norte-sur y 50 kilómetros de eje este-oeste.Las únicas construcciones existentesson las de los guardabosques y las pro-pias del observatorio. Esto implica laausencia total de cualquier tipo de con-taminación: luminosa, humana, vehicu-lar, etc. Desde que se realizaron losprimeros estudios, SPM es el mejor lu-gar como observatorio de Norteaméri-ca. Las condiciones meteorológicas sonidénticas a las de Chile, excepto que lospatrones están corridos 6 meses. Entre1982 y 1992, solamente se tuvo 27.4 denoches con condiciones adversas. Entre1984 y 1991, el 56.7% de las nochesfueron de calidad fotométrica y el80.4% de calidad espectroscópica.

El contenido de vapor de agua tie-ne un valor promedio de 2.5 mm. Elporcentaje de días excelentes es de 22%(mm) mientras que el valor de los díasmuy malos es de (lOmm) 7%. Es impor-


tante hacer notar que estos valores fue-ron tomados de enero a mayo de 1992.

Las mediciones del "seeing" reali-zadas mediante tres formas distintas re-portaron un promedio de 0.65 segundosde arco, con los mejores valores cerca-nos a 0.4 segundos de arco. La brillan-tez del cielo en el visible se encuentracercana a magnitud 22/arcseg2.

PROYECTO PROPUESTOLas tres opciones identificadas co-

mo deseables son las siguientes: 1.- Untelescopio de Nueva Tecnología con unespejo primario de 4.2 metros.

2.- Un telescopio de Nueva Tecno-logía con un espejo primario de 6.5metros, como el Magallanes.

3.- Un arreglo interferométrico co-moel VISA.

Las primeras dos opciones satisfa-cen la mayoría de las necesidades im-puestas por los programas científicospostuladas por nuestras comunidades.Es importante hacer notar que dadas lasexcelentes condiciones c1imáticas deSPM, el telescopio de 4.2 metros escompetitivo con uno de 8 metros enotros lugares de la tierra con condicio-nes no tan buenas. El diseño, tanto del4.2 metros como del 6.5 metros inclu-yen un primario tipo NTT rígido y óp-tica activa e incorpora innovacionesque permiten una reducción en cuantoa costos permitiendo la más alta calidaddisponible. Se invertirá la mayor dedi-cación para asegurar la exactitud en elmomento de la operación. El costo delproyecto incluye la instrumentación deprimera luz con énfasis especial en es-pectroscopia e imagen de alta resolu-ción IR (0.9 -3 um).

En la figura adjunta se presenta eldiseño preliminar de la opción de 4.2metros que consiste en una estructurasemejante a la del Columbus. Dado elbajo contenido de vapor de agua enSPM, el telescopio será optimizado pa-ra longitudes de onda IR (2.5 micro-nes). Posteriormente, dadas las exce-lentes condiciones de "seeing" la ópticase encauzará hacia trabajos de imáge-nes de difracción limitada, una vez quese haya instalado el sistema ópticoadaptativo.

La tercer opción representa técni-cas por medio de las cuales se estudia-rán muchos de los parámetros astrofísi-


cos de interés para el si-guiente milenio. Consi-deramos de gran impor-tancia comenzar a estu-diar los desafíos tecno-lógicos impuestos porlos sistemas interfero-métricos, aunque reco-nocemos que muchos delos problemas inheren-tes a la combinación dehaces en longitudes deonda ópticas serán re-sueltos dentro de variosaños. Los arreglos inter-ferométricos como losdesarrollados en el presente (VISA,CHARA) son un complemento a lostelescopios de gran abertura. Consi-deramos ventajoso contemplar la cons-trucción de un arreglo como una segun-da fase dentro del desarrollo de SPM,después del proyecto que actualmentepresentamos.

Cúpula que aloja el telescopio de 85 cms.Obsérvese la calidad del cielo en el

observatorio.

¿Quienes participarían en elproyecto?

Se trata de un proyecto nacionalcon colaboración internacional. Losmiembros de la comunidad astronómi-ea, óptica e instrumental que participanen él son: La UNAM (Instituto de As-tronomía, Instituto de Ingeniería, Cen-tro de Instrumentos), el Centro de In-vestigaciones en Optica (CIO), el Insti-tuto Nacional de Astrofísica Optica yElectrónica (INAOE) y la UniversidadAutónoma de Puebla. Se han formadodos comités: uno científico con campode acción sobre los objetivos científicos

y especificaciones del telescopio, y otrotécnico que supervisará los aspectos deldiseño, construcción y pruebas inicialesdel telescopio y su instrumentación.

El diseño conceptual y de detalleserán realizados por un experto interna-cional en este campo y, con base en lafase A del estudio se identificarán lasempresas que puedan dar el mejor ser-vicio al menor costo.

¿Qué costo se tiene estimado?En la siguiente tabla se presenta el

costo estimado para un telescopio de4.2 metros de diámetro.

De llevarse a cabo este proyectoestaríamos inaugurándolo para 1999.

¿En que situación se encuentraactualmente el proyecto?

El proyecto está siendo revisadopara los fondos por el Consejo Nacionalde Ciencia y Tecnología CONACyT. b

ACTIVIDAD DURACION COSTOaños dólares

Estudio de factibilidad 0.5 200,000Ingeniería 1 1,500,000Optica 2 6,000,000Preparación del sitio 2 700,000Mecánica 4-5 4,000,000Instalación eléctrica 3 2,000,000Sistemas de control 4 1,500,000Sistemas activos de control 4 1,000,000Instrumentación 5 5,000,000Estructura externa 2 4,000,000Cámara de aluminizado 2 1,000,000TOTAL 5 26,900,000

23

Venus

El explorador Magallanesdesarrolló las imágenes de Venus

volando sobre las nubes del planetarevelando la superficie.

Reconstrucción porcomputadora de la superficiede Venus del Monte de Gula,

tomada por sistema deimágen por radar con el

orbitador "Magallanes" .

Introducción a la Astronomía

El Sistema SolarSegunda parte

Venus

Elcalor interior y la atmósfera deun planeta son como la sangreque le determinan su vida. Su

manera de crear, almacenar y perder elcalor, define su pasado, presente y futu-ro. Los volcanes, los movimientos detierra, la sobreposición de sus placas,fallas y la construcción de sus relievesy montañas, son simplemente los inten-

tos vigorosos del cuerpo planetario paraexpulsar el calor interno.

Los planetas terrestres grandes co-mo Venus y la Tierra, al detener suproceso de calentamiento, se enfríanmás lentamente que los planetas peque-ños, que disipan rápidamente su calorpor no tener una capa gruesa de rocasque les proporcionen protección térmi-ca. Estos cuerpos pequeños como laLuna terrestre se enfrían rápidamente,

Primera fotografía tomada por el Mariner 10en la que se dá evidencia de la superficie.

Leopoldo Urrea Reyes

los planetas grandes retienen la activi-dad volcánica durante millones de años.

Conoceremos el interior de un pla-neta, observando los relieves y su topo-grafía. En estos detalles hay una inmen-sa cantidad de información, referente alestado actual de su interior. La superfi-cie de un planeta es el campo de batallaentre las fuerzas interiores de su vulca-nismo que eleva porciones de la super-ficie creando sus relieves, y las fuerzas

26

Orbita estacionaria del orbitadorMagallanes en Venus.


exteriores, como la erosión del viento ydel agua que tratan de pulir la superficiecreando grandes llanuras y desiertos.

Efecto de invernadero.

Venus tiene semejanzas con elplaneta Tierra en su tamaño,composición física y densidad,

más que cualquiera otro conocido. Sinembargo, los vehículos espaciales handescubierto grandes diferencias. Total-mente cubierto por densas nubes, nues-tro vecino planeta, ha sido el primerobjetivo de la exploración interplaneta-ria. El "Mariner" fue el primero de másde una docena de vehículos americanosy soviéticos enviados a estudiar al mis-terioso planeta. A medida que penetróen la atmósfera para posarse en la su-perficie, fueron terminando los mitosrománticos y las especulaciones acercadel planeta.

La atmósfera venusina contiene un90% de dióxido de carbono y es cientosde veces más densa que en la Tierra. El

principal constituyente de la atmósferade la Tierra es el nitrógeno. En Venus,la gruesa atmósfera de dióxido de car-bono, actúa como una válvula en unsólo sentido; la radiación solar penetrahasta la superficie quedando atrapadapor las densas nubes, sin permitir lasalida del calor hacia el espacio exte-rior, este fenómeno es llamado efectode invernadero.

Como resultado, en la superficieasciende la temperatura hasta 480 gra-dos centígrados, capaces de fundir losmetales suaves como el plomo. Losfuertes vientos circulan el intenso caloralrededor del planeta, para crear un am-biente donde es insignificante la dife-rencia de temperatura durante el día oen la noche.

La presión atmosférica en la su-perficie de Venus, que es casi cien ve-ces mayor que en la Tierra, el intensocalor bajo sus nubes, el alto contenidode ácido sulfúrico en la alta atmósferay la carencia total de agua en estado

Líquido, hacen de Venus un planetainhóspito e inhabitable, donde no hayposibilidades para el desarrollo de lavida, tal como la conocemos en la Tie-rra.

Las dos primeras naves soviéticas,Venera 9 y 10, que descendieron enVenus para reportar desde diferentesregiones, fueron destruidas en unoscuantos minutos, después de tocar lasuperficie, debido a la fuerte presiónatmosférica y el calcinante calor.

Superficie planetaria.

Lasseñales del Radar a bordo delorbitador "Pioneer" que penetra-ron a través de la densa capa de

nubes, determinaron los detalles de lasuperficie, mostrando dos áreas conti-nentales elevadas, una del tamaño de lamitad del continente africano, localiza-da en la región ecuatorial y la otra de lasdimensiones de Australia hacia el he-misferio Norte. Evidenció también, laexistencia de dos grandes cadenas vol-


Venus.

1980 Nov. 1

1981 Mar.1983 Ene. 31

1986 Ene. 61989 May. 4

1990 Año. 10

Ago.15Ago.16

Ago.21Sep. 15

Nov.151991 Feb.13

Mar. 4May.9

May.lOMay.15

Jul. 31992 Ene. 4

Ene. 15

Jul.

Sep.

Sep14

1993 May24Jun. 30Año 26

1994 Abr. 27Oct31

Cronología del Magallanes

El Presidente Carter incluye en su presupuesto fiscal de 1981 elproyecto VOIR (del inglés, Venus Orbiting Imaging Radar), elCongreso aprueba eí proyecto para el presupuesto de 1982.VOIR es removido por el Presidente Reagan, para 1983.NASA incluye una version del "mapeador por radar", el Congresoaprueba el proyecto.El mapeador Venus por radar es rebautizado "Magallanes"El Magallanes es lanzado a bordo del Atlantis: Primera naveespaciatl desde 1978 y primero en la historia en un transbordador.Se enciende el combustible sólido durante 83 segundos cuando estádetrás del planeta Venus, para describir una órbita elíptica de 3.3 hs.El sistema de Radar se enciende y se prueba.La señal del Radar se pierde durante la segunda órbita de pruebael JPL se esfuerza por recuperar el control.La señal se pierde por segunda ocasión, durante 17.5 horas.Ciclo 1, el mapeo se inicia con el Radar viendo hacia el ladoizquierdo.Tercera pérdida de la imágen (45 minutos)El satélite espacial comienza a sobre calentarse, los controladorescortan el mapeo cada diez minutos para dirigir la antena hacia elSol, para producirle sombra.Cuarta pérdida de la señal. ( 13 hs.)El sobrecalentamiento persiste; los controladores sacrifican 55%de cada trayectoria del mapeo para poner al satélite en la sombra.Quinta pérdida de la señal (32 hr.)El ciclo 1 termina con un 84% de cobertura, el ciclo 2 comienzacon vistas excelentes del mapeo viendo el polo Sur con pequeñasaberturas.La causa de pérdida de señal se descubre y es corregida.El modulador del transmisor A falla: el transmisor B presentaproblemas por lo que se requiere cortar la telemetrra hasta un 50%.El ciclo 2 termina con 96 % de cobertura (el ciclo 3 se inicia, parahacer imágenes estereoscópicas.El ruido del transmisor B se incrementa; los controladores loapagan para salvar las últimas tomas mayores.Todos los esfuerzos para corregir el transmisor B fallan para lograrlas tomas mayores.El ciclo 3 termina con 98 % de cobertura, se inicia el ciclo 4A,(reconocimiento de la gravedad).El ciclo 4 termina; se inicia el experimento de transmisiónLa misión está llegando a su final.El experimento de transmisión con una órbita casi circular (ciclo5 se inicia).El ciclo 5 termina; comienza el ciclo 6Termina el ciclo 6.

Cada ciclo es de 243 días, durante el cual Venus gira completamentedebajo del plano orbital del Magallanes. **Las futuras actividadesrequieren fundamentos no aprobados como lo fueron el primero de Junio.

28

cánicas, una de estas mayor que la ca-dena volcánica de Hawai, con un enor-me pico más elevado que el Monte Eve-rest. El descubrimiento de vulcanismoen Venus, lo convierte en el tercer cuer-po dentro del sistema solar con activi-dad volcánica. Los otros dos son la Tie-rra y el satélite lo, en el planeta Júpiter.

En el planeta Venus se formó unaatmósfera pesada de dióxido de carbo-no, debido a que no tiene agua en estadolíquido donde este gas es soluble. En laTierra, el dióxido de carbono se depo-sita en el agua de los océanos y contri-buye a formar rocas carbonáceas, cali-zas y dolomitas, que permeabilizan losfondos de los océanos.

Si todas las rocas carbonáceasexistentes en la tierra fueran inversa-mente convertidas en dióxido de carbo-no tendriamos una atmósfera cien vecesmayor en el contenido de este gas ypodriamos considerar a Venus, nuestroplaneta gemelo.

El agua reciclada por evaporación,crea una atmósfera húmeda, lo que pro-voca la formación de nubes y lluviasque aceleran el proceso constante dedepuración atmosférica .por el procesode destilación.

Otro de los estudios que se llevana cabo por las misiones enviadas a Ve-nus es el tipo de reacciones químicasque toman lugar en la atmósfera baja.Es muy importante cuantificar la reduc-ción de la atmósfera por oxidación, porejemplo; al existir la presencia de me-tales en la superficie y combinarse conel vapor del agua, contribuye a la reac-ción química para reducir la densidadatmosférica. Las fotografías tomadasde la superficie de Venus, muestrangrandes áreas coloreadas de un intensocolor sepia, lo cual indica que esas enor-mes llanuras están altamente oxidadas,por lo que se deduce que en las etapasprimitivas de la formación del planeta,poseía una escasa cantidad de agua queno fue suficiente para absorber la enor-me cantidad de bióxido de carbono quefue expulsado hacia la atmósfera por laprolongada actividad volcánica.

Los geólogos están convencidosque los aparatos que se han posado enla superficie, proporcionan una infor-mación más valiosa que la de las misio-nes puestas en órbita que sólo dan una


idea de las formaciones en conjunto, yaque los instrumentos en la superficiepueden informar con mayor detalle,acerca de la constitución de una zona enparticular, aunque su permanencia estálimitada a unos cuantos minutos antesde ser destruída por ac-ción de las fuerzas natu-rales del planeta.

Alta tecnologíaen el espacio.

Es preocupaciónconstante de loscientíficos, el

conocimiento precisode la historia geofísicadel planeta Venus, prin-cipalmente, la estructu-ra de la superficie, laspropiedades eléctricasy los procesos de con-trol. Estas característi-cas fueron analizadaspor medio de un pro-yecto de estudio a partirdel envío de la misiónMagallanes, que llevóun equipo de Radar pa-ra hacer un "mapeo" de-tallado de la superficie.Este satélite circunna-

vegó en una órbita de tres horas y nueveminutos, tomando imágenes de alta re-solución de objetos de 25 a 30 metrosde diámetro. Esta nave entregó un mapacompleto en el término de 24 días, uti-lizando un novedoso sistema de imagen

que supera al sistemaconvencional de RA-DAR, en el cual la reso-lución depende del ta-maño de una gran ante-na para detallar mejor.En el sistema del Maga-llanes la resolución selogra en el procesa-miento computarizadode las señales recibidasen las estaciones Terres-tres de monitoreo, simu-lando una antena mon-tada en el artefacto espa-cial, combinando dosseñales para obtenerimágenes estereoscópi-caso La computadoraopera como si a bordo sellevara una antena decientos de metros dediámetro, cuando en re-alidad es de 3.4 metros.

El orbitador Maga-llanes es una maravillade eficiencia, de acuer-

do al costo moderado de los últimosprogramas de la NASA y es una contri-bución al conocimiento para entender elorigen, la evolución y el estado presentedel sistema solar. O


Constelaciones

LA OSA MENOR

Origen del nombre.

Para Claudio Ptolomeo "ArctosMicrá" significa Osa Menor. Sunombre latino es Ursa Minor

(Osa Menor o pequeña Osa).

En dos cosas se puede estar deacuerdo: primero, en que las dos osas,sin tomar en cuenta a que cosa se parez-can, se asemejan muchísimo entre sí; ysegundo, en que respecto a la Osa Me-nor, no cabe la menor duda acerca de

cuales de las estrellas quecomprende deben ser con-sideradas como la cola,ciertamente, los griegos te-nían otro nombre para de-signar este grupo, que pue-de ser más antiguo que laépoca en que, según se dice,Tales de Mileto dio a cono-cer el nombre que ahora lle-va y ese otro nombre era"Cinosura" (la cola del pe-rro) mismo que en la actua-lidad se le da a la estrellamás brillante de la cola (po-laris).

...

La constelación es co-nocida también con losnombres de Pequeño Cazo,Pequeño Carro, etc. y es laconstelación que más cercase encuentra del Polo Ce-leste, al cuadrángulo queforma el cuerpo principal sele llama el pequeño cazo ya lo que correspondería a lacola, se le denomina tam-bién el mango de la taza odel pequeño arado.

30

Por el Dr. BulmaroAlvarado, SAM

La Polaris.La notabilidad de la estrella Polar

se debe no tanto a sus paricularidadesfísicas, como a su proximidad al PoloNorte Celeste, en su proximidad noexiste ninguna que pueda competir conella en brillo. El particular papel de laestrella polar en el firmamento es tem-poral. El movimiento de precesión deleje terrestre se hace sentir aunque conmucha lentitud; el polo celeste viajaentre varias constelaciones. Hace unostres mil años, la estrella más cercana aeste era Beta de la Osa Menor, que llevael nombre de Kochab o Cejab (que pro-cede del nombre árabe "Cejab-el-She-malí"), lo que significa "estrella del nor-te". En China era llamada "Estrella Re-gia" y en este eco de los tiempos lejanosse pueden percibir los rasgos del papelesencial de la estrella de navegaciónque hoy día se adjudica a la estrellaPolar.

Estrella Pulsante.

La característica distintiva de laEstrella Polar es notable porque es pul-sante, aumentando o disminuyendo suvolumen. Al mismo tiempo cambian sutemperatura y su brillo aparente. En sumáximo se convierte en estrella de 1.96m y en el mínimo es de 2.05 m. Esteraro mecanismo funciona rítmicamente


·.- ..

se utilizan dos procedimientos prácti-cos: tomamos como referencia a dosestrellas de la Osa Mayor, llamadasDUBHE y MERAK que están en el ladoexterno de la taza (opuesto al mango) yse prolonga la distancia de las dos estre-llas, seis veces en dirección hacia elnorte se encontrará la Polar. El segun-do, es trazando una línea recta entre laestrella delta de la Osa Mayor (Me-gréz) en dirección de alfa de Cassio-pea y a la mitad de su trayecto pasarápor la Estrella Polar. O

Midiendo 6 veces la separación de las punteras se localiza laestrella Polaris en la Osa Menor.

con un periodo de cuatro días terrestres.La estrella Polar es una Cefeida típica(estrellas ecIipsantes). La distancia quenos separa de ella es tal que el rayo deluz que abandona su superficie alcanza-rá a la Tierra transcurridos 472 años.Esto significa que actúalmente vemos ala estrella tal y como era en realidad enlos tiempos de Cristóbal Colón.

Nuestro Sol no tiene similitud.El Sol, nuestra estrella, no tiene


ningún parecido con la estrella Polariso con cualquier Cefeida, dando por re-sultado que es mejor así, ya que estaría-mos condenados a sufrir las oscilacionesincesantes y rápidas de temperatura y dela intensidad de iluminación, que nosconducirían a consecuencias catastrófi-cas y aún en el caso de que la Polar nofuera Cefeida, al irradiar torrentes de luzy calor casi 10,000 veces más potentesque el Sol, la estrella Polar reduciría acenizas el mundo orgánico del planeta.

Para la localización de esta estrella

31

Diccionario

Términos Asfronómicos

Tangencial (velocidad) Componentede la velocidad de una estrella (conrespecto al Sol) que cae en ángulorecto con respecto a la línea de visi-bilidad. Se expresa en Kms -1.

T (asociaciones) Asociaciones de es-trellas T Tauri.

Tauri Estrellas variables eruptivas jó-venes(l06 años), de baja masa (MO)asociadas con material interestelar yen proceso de contracción gravitato-ria en su camino hacia la secuenciaprincipal. Se caracterizan por pre-sentar fuertes líneas de emisión deBalmer, emisión continua azul y ul-travioleta. TTauri se encuentra a 170Parcecs, es del tipo dKO y está em-bebida en una nube fría (11 º K)

Taurus A (véase Nebulosa del Can-grejo)

Taurus (nube oscura) El agregado depolvo y gas más cercano (150pc) enel que se realiza el proceso de forma-ción de estrellas. Contiene muchasestrellas tipo T Tauri y objetos Her-big-Haro, Dentro de sus contornoscaen las nebulosas de reflexión IC359 y IC 2087.

Tectita Cuerpo vítreo de rico conteni-do de silicio, pequeño y oscuro, queno contiene cristales, probablementede origen meteorítico y que no pre-

senta relación geológica alguna conlas formaciones donde fue hallada.

Terminador Línea divisoria entre laluz y oscuridad que se presenta en laLuna y los planetas.

Tétis Cuarto satélite de Saturno descu-bierto por Cassini en 1684. Diámetro= 1000 Km y período de 1.87 días.

Teoría de Thomas-FermiTeoría dela energía de la materia parcialmenteion izada en el limite de la alta densi-dad.

Thubán a Draconis. Estrella de 4amagnitud tipo AO. Fue la estrellapolar en la época en la que los egip-cios construyeron las pirámides.

Titán El satélite más brillante deSaturno (albedo 0.21), descubiertopor Huyghens en 1655. Es ligera-mente mayor que Mercurio. poseeuna atmósfera de Hidrógeno mole-cular, Metano, Etano, Acetileno yetileno. Tiene un periodo de 15d 22h41m, i= 0.3, e= 0.03.

Titania Cuarto y mayor satélite de Ura-no (P=8d17h), descubierto por Hers-chel en 1787. Diámetro de 1700 Km.

Toro Asteroide 1658 que cruza la ór-bita de la Tierra. Fue descubierto en1948 y redescubierto en 1964(a=1.368 UA, e= 0.436, i= 9.37, pe-

32

Francisco Javier Mandujano O.

riada de rotación 10.2h). Periodo or-bital 584 día, 2 días (8/5 del terres-tre). Se acerca a la Tierra cada 8 añosa una distancia de 0.15 UA.

Tránsito Paso de una estrella por elmeridiano. Paso de un planeta inte-rior por el disco del Sol.

Transición (región) Tenue capa de laatmósfera solar entre la cromosferay la corona sobre la cual la tempera-tura se eleva bruscamente hasta mi-llones de grados.

Trapecio Nebulosidad luminosa a 470pc en el centro de la Nebulosa deOrión. Dentro de ella se localizancuatro estrellas muy jóvenes ( ,000años) que forman los vértices deltrapecio (HD 37022) con magnitu-des visuales entre 8.0 y 5.1.

Triángulo (galaxia) M33, NGC 598.Galaxia espiral Se 11-11I satélite deM31 situada a 800 kpc. Masa total2x1010 MO; Mv= -18.9.

Trífida(nebulosa) M20, NGC 6514.Nebulosa de emisión en sagitario,situada a 2.1 kpc. Es tanto una regiónópticamente brillante H 11, como enradio e infrarrojo lejano.

Triple pulsación Cefeidas con tresmodos de pulsación. Como ejemploestán TU Cassiopeiae y AC Andró-medae.


"Terminador" de la luz ysombra en la luna.

Tritón Satélite de Neptuno, descu-bierto en 1846 por Lassell. Es mayorque la Luna con una órbita retrógra-da de 5 días 21 horas. Su órbita esinestable, girando en forma espiralhacia Neptuno.

Troyanos Asteroides localizados enlos puntos Lagrangeanos de la órbitade Júpiter alrededor del Sol. Aquiles,el primer troyano fué descubierto en1906. Se conocen más de 50.

Tropical (año) Intervalo de tiempo en-tre dos equinoccios vernal es. Esigual a 365.242 días solares.

Tropopausa Límite superior de laTroposfera (15 Km) donde el gra-diente de temperatura se va a cero.

Tropósfera Límite inferior de la at-mósfera terrestre en la que ocurren lamayoría de los cambios c1imáticos.

Trumpler (estrellas) Clase de estre-llas extremadamente luminosas.

47 Tucanae NCG104. Cúmulo glo-bular rico en metales a 5.1 kpc. Tieneuna latitud galáctica elevada y unenrojecimiento bajo.

Tycho (estrella) b Cassiopeiae. Rema-nente de supernova Tipo 1, 3- 5 kpcobservada por Ticho en 1572. En sumáximo fué tan brillante como Ve-nus y fué visible durante el día.Es una fuente de radio (3C 10) y derayos X (4U 0022+63). El remanentefue identificado por Baade en 1949.


Superficie de Trltón durante la visita del viajero no. 2 en Neptuno.

33

Construya su Telescopio

EL AFICIONADO Y SUTELESCOPIO

Alberto González Solís

El espejo que el

óptico aficionado

tiene en proceso,

para formar

imágenes claras,

debe reunir los

rayos reflejados

de un punto, en

una área no

mayor de 0.00007

mm.

(siete centésimos

de micra).


A B

Lámpara

Estacondición la cumplen los es-pejos con superficie cóncava, es-feroidal o paraboloide, bien con-

formada. Quien observó todas las con-diciones recomendadas para realizaruna concavidad normal, habrá logradocasi automáticamente que su espejo es-té muy cerca de la precisión menciona-da al llegar a la etapa de pulirlo. Cuandoese espejo pueda reflejar la luz en todasu superficie, habrá que comprobar có-mo llegan los rayos a su convergencia.Esto es posible con el sencillo aparatoilustrado en el artículo precedente (Ver"El Universo" No. 6, Págs. 39 Y40).

En 1858 el notable físico francésJean Bertrand León Foucault (1819-

A

A.· La navaja corta el haz reflejadodelante del centro de curvatura.

C

Del centrode curvatura

1868), dio a conocer su método paraverificar la calidad de los espejos detelescopio. Este consiste en proyectarun haz de luz a través de un pequeñoorificio (una estrella artificial) que sesitúa inmediato al centro de curvaturadel espejo. Este refleja la luz casi almismo sitio de origen formando la ima-gen puntual. Un ojo, colocado detrás ya muy corta distancia de esa imagen veel espejo brillante, iluminado en toda suárea. Si en un punto intermedio dondese juntan los rayos para formar la ima-gen se interpone una pequeña navaja, elespejo, si es esférico, se oscurece gra-dualmente y da apariencia llana; si nolo es, muestra áreas de luz y sombra de

B

B.· La navaja corta el haz en el centrode curvatura.


C

c.. La navaja corta el haz detrás delcentro de curvatura.

35

D

Plano focaldel centro yde la orilla

variado aspecto y sorprendente relieve,como si fuera iluminado por luz rasantecolocada a un lado. Con ese aspectoaparente quedan evidentes las zonasque se apartan de la curvatura esferoi-dal, elevaciones o depresiones que en lasuperficie del vidrio se miden con mili-micras, pero que en el área de reuniónde los rayos; la imagen cubre algunasmicras y en el sentido longitudinal, enel eje óptico ocupan varios milímetros.Resultado: la imagen es difusa.

En la ilustración de las funciones deun espejo esférico-c6ncavo (ver "ElUniverso" No. 3, pág. 39) se observaque los rayos procedentes de su centrode curvatura, que son los radios de la

D

D.' Espejo con superficie irregular: elcentro levantado y el borde rebajado.

La navaja corta el haz en laintercesión de los rayos de la zona

intermedia.

espesor de tres o cuatro hojasde papel para máquina). Laranura tiene la ventaja sobrela estrella artificial por pro-porcionar mayor luminosi-dad sin alterar la calidad delas mediciones que serán ne-cesarias en un espejo de su-perficie paraboloide. AlIadode la lámpara, que es fija,está la navaja que ha de inter-ceptar los rayos reflejados;ésta puede ser una láminadelgada de borde recto o unahoja de afeitar, montada enun poste, deslizable en senti-do longitudinal hacia el espe-jo y transversal hacia la lám-para. Para las pruebas de unespejo paraboloide es nece-sario agregar una escala fijadonde se han de medir lasposiciones longitudinales dela navaja. Una variación de laprueba de Foucault se obtie-ne al substituir la navaja poruna rejilla de numerosas lí-neas, que puede ser un trozode malla de filtro, como elutilizado para la gasolina delos automóviles, o algunaotra aplicación similar. Estamodificación se conoce co-mo la prueba de Ronchi, porel nombre de su autor, VescoRonchi.

El equipo para las prue-bas, lámpara y tablero, ésteya descrito anteriormente(ver "El Universo" No. 3, pp.34 Y35) deben asentarse fir-memente, separados a la dis-

tancia de 2.5 m. o el radio de curvaturadel espejo a probar y a la altura conve-niente para que el examinador, sentadotenga la lámpara a la altura de sus ojos.El cuarto ha de permanecer a media luzy sin corrientes de aire que interfieranen el lugar de las pruebas. De ser posi-ble, hacer la instalación permanente.

La prueba del espejo pulido es seme-jante a la aplicada con el espejo mojadoen el control del la distancia focal, des-crito en mismo capítulo mencionado,sólo que ahora se facilita por el reflejo

, propio del espejo seco, ya establecida ladistancia de su radio de curvatura. Es-tando el espejo bien asentado en sutablero y con la lámpara encendida, suluz llega al espejo para reflejarse en las


Las Iineas de Ronchi en espejo esférico.

esfera, forman un haz cónico cuyo vér-tice está en el centro de curvatura y subase es el espejo.

La luz que procede del centro decurvatura, incide en la superficie delespejo y es reflejada precisamente haciasu punto de origen y allí se forma suimagen. En ese lugar no es posible exa-minarla, pero cualquier desplazamientode la lámpara, transversal o longitudi-nal respecto al eje óptico, traslada laimagen en sentido opuesto al movi-miento. Se forma un segundo cono, si-tuado su vértice al lado de la lámpara,forma la imagen real del punto de luz yasí el ojo la recibe y analiza.

En ese punto se cruzan los rayos yforman un tercer cono, que es necesario

considerar en el análisis de la imagenreflejada. Estas circunstancias debenrecordarse en la pruebas del espejo.

La lámpara, de construcción senci-lla, es la fuente luminosa conformadacon una pequeña bombilla de 10 watts,alojada en un tubo de 12 ó 15 cm. dealto, circular o cuadrado (un angostoenvase de lámina), con una perforaciónal nivel de la bombilla, de 8 ó 10 mm.,circular o cuadrada; este diámetro esútil para localizar sin dificultad el refle-jo aliado izquierdo de la lámpara y yasituado se le cubre adaptándole enfrenteuna lámina, perforada con la punta deuna aguja, o bien, una estrecha rendijaconformada por dos hojas de rasurarseparadas en sus aristas por 0.3 mm., (el

36

Las Iineas de Ronchi en el espejo con los defectos.

cercanías del mismo; localícese ese re-flejo, imagen de la perforación de 8 a10mm., mediante una pantalla translú-cida, con una hoja de papel de dibujo(albanene) o un vidrio despulido colo-eados inmediatamente detrás de la lám-para es posible descubrir la imagen re-flejadapor ambos frentes; al trasladar laimagen moviendo el tablero con el es-pejo,o por detrás, moviendo la lámparay llevando el reflejo junto a ella, paraquedarjunto a la navaja, en donde el ojorecibe la imagen; entonces, ya sin lapantalla se ve el espejo muy iluminado;cúbrase la ventana con la rendija y aunos veinte centímetros detrás de lalámpara, el ojo ve una franja brillanteen el espejo. La navaja ha de estar co-

locada con su borde paralelo a la ranura.Para ajustar el paralelismo véase lafranja de luz, muévase la navaja lenta-mente hacia la lámpara, que oculte elreflejo: si la franja de luz se desvaneceuniforme a todo su largo, está en posi-ción correcta; si el reflejo se apaga des-de arriba o desde abajo, la navaja estáinclinada en un sentido o el otro; recti-fíquese su posición.

Hecho esto, acérquese el ojo a unosdos centímetros de la navaja; así la fran-ja ilumina todo el espejo y la imagen dela rendija está muy cercana al centro decurvatura, que es donde se efectúan laspruebas. La interpretación correcta delas sombras que produce la navaja seobtiene siempre que ésta intercepte la


luz adentro del haz cónicoreflejado; al hacerla detrásdel cruce de los rayos, en elárea del tercer cono, las som-bras se invierten y dan unaimagen opuesta a la realidad.

Las pruebas ópticas.Al empezar, la imagen

reflejada debe formarse entrela lámpara y la navaja, unpoco atrás de ésta, para queel ojo del analista la recibacon facilidad. Deslícese lalámpara unos tres centíme-tros hacia el espejo; se descu-bre en él, como flotando ensu superficie, una franja deluz difractada, que es la ima-gen de la ranura; retrocédasela lámpara ó acérquese másel ojo hacia aquella la franjacrece y se ensancha hasta lle-nar todo el espejo. Entoncesdeslícese lentamente la nava-ja hacia el cuerpo de la lám-para; al avanzar intercepta laluz y se observa su sombrarecta que se introduce por ellado izquierdo.

Ahora deslícese haciaatrás la navaja, allí el movi-miento de la sombra se hacemás violento y su perfil esimpreciso al acercarse alpunto focal, donde se cruzanlos rayos reflejados. En elmismo foco, introdúzcasemuy lentamente la navaja; siel espejo es perfectamente

esférico su iluminación desaparecebruscamente en toda su área. Retírese lanavaja hacia atrás del punto focal yobsérvese que al deslizarla hacia la de-recha, su sombra surge por el lado de-recho del espejo avanzando hacia laizquierda, en sentido opuesto al movi-miento de la navaja; entonces se inter-fieren los rayos del tercer cono que seprolonga indefinidamente hacia atrásdel punto focal ( ver figura ).

La rejilla Ronchi, al substituir a lanavaja, facilita la apreciación de susposiciones a 10 largo del eje óptico asícomo las características generales de lasuperficie del espejo cuando está situa-da muy cerca del punto foca\. Procéda-

se observando a través de la rejilla co-mo lo descrito al operar con la navaja.Al estar a unos tres centímetros adentrodel foco, se ven numerosas líneas ne-gras en el espejo, muy definidas si loshilos verticales de la rejilla son parale-los a la ranura; si no es así corríjase suposición. Al acercar la rejilla hacia elpunto de cruce de los rayos las líneas seensanchan cuanto más cercanas están alfoco; en ese punto sólo un hilo obscu-rece el espejo o un espacio entre loshilos lo ilumina totalmente. Al retroce-der más la rejilla, vuelven a verse laslíneas negras. Pero recuérdese que to-das las pruebas se efectúan adentro delcono reflejado.

Si a pesar de las precauciones paralograr un esmerilado correcto o un buencontacto de la brea, las sombras de lanavaja en el centro de curvatura son dediversas formas, el espejo no es com-pletamente esférico. Hay en él zonas devariada curvatura por efecto de movi-mientos impropios en el pulido.

Las de mayor curvatura forman sufoco más cerca del espejo, la navajaintercepta su luz en el cono divergentetrasero y su sombra surge por la dere-cha, en tanto que en las zonas de menorcurvatura sus rayos convergen a mayordistancia, la navaja los corta antes deque alcancen su centro de curvatura ysu sombra avanza por la izquierda.

Con la prueba de Ronchi las fran-jas aparecen curvadas; en zonas de ma-yor radio de curvatura se juntan y seseparan en las depresiones, de radiomás corto. Recuérdese que estos aspec-tos se producen adentro del haz cónicoconvergente. Puede haber una miscelá-nea de somhras, pero si no son muyacentuadas, el trabajo posterior en elespejo con movimientos cortos, pausa-dos y el buen contacto de la capa debrea, corregirá las anormalidades.

El tratamiento de lasanomalías

Si el espejo no es esférico, prosí-gase con la pulimentación. Es prohableque el borde aún esté gris y aparezcarebajado. Antes de empezar cada se-sión, hágase el prensado para que elcontacto de la brea en el espejo sea

uniforme en toda su área. Obsérvesecon atención el aspecto de todas lasfacetas a través del vidrio. El desliza-miento no ha de ser dificultoso. Estasson condiciones de un contacto normaltrabájese con impulsos pausados -enpromedio 60 por minuto- y de cortaamplitud, de 1/6 del diámetro del espe-jo, con trayectos en forma de W, no muyabierta. El efecto de la fricción es másacentuado por el borde de la herramien-ta; su paso frecuente sobre las zonas deapariencia abultada, las de menor cur-vatura, produce su normalización. Des-pués de que el espejo haya tenido 3 ó 4rotaciones completas revísese su reflejoen la lámpara de Foucault. Es muy útilllevar un registro del aspecto de lassombras en una hoja de control, dondese dibuje la forma de las sombras y seanota el tratamiento aplicado.

Defectos en el borde Borderebajado

Es evidente cuando la navaja cortael haz en el foco o muy cerca de él: laorilla del lado derecho es un semicírcu-lo brillante y en el izquierdo hay som-bra. Trabájese con impulsos casi dia-metrales, con cierta presión; carreras de1/4 del diámetro. Cuando se ha corregi-do, aparece una fina línea de luz en todoel borde del espejo, aún ya estando ensombra el resto de la superficie.

Borde levantadoLa orilla izquierda es más brillante

que la opuesta. Con la rejilla de Ronchi,las líneas negras se curvan hacia afueraen el borde. Se corrige con movimien-tos más largos, 1/3 o más del diámetro,pero opérese con precaución. Puedeaparecer un hoyo en el centro. Revíseseal completar dos rotaciones del espejo.

Defectos centralesDepresión central.- Es posible con

ésta una forma hiperboloide. Los movi-mientos cortos, en zigzag o en W de 1/6del diámetro, levantan el centro. Si ladepresión es muy profunda, recórtcseun cuadrado o una estrella de papel altamaño del área del defecto, caliéntese

38

la herramienta y colóquese ese recorteen el centro de la brea reblandecida.Póngase encima el espejo y las pesas.Al prensado, el papel hundirá esa árealo suficiente para que allí no haya fric-ción, después de habcrlo retirado. Con-tinúese con impulsos normales. El des-gaste se efectúa en el resto de la super-ficie para emparejar los niveles. Enton-ces vuélvase al prensado normal paradesaparecer la huella de la brea hundi-da.

Centro levantadoEsa apariencia corresponde a la

zona con menor curva; esfera aplanada,elipsoide. Su radio es más largo. Laslíneas de Ronchi se estrechan hacia elcentro del espejo. Trabájese con movi-mientos largos y mayor desplazamientolateral; en promedio, el borde de la he-rramienta ha de llegar cerca de la mayorprominencia observada. Si hay excesosen este tratamiento, se genera un hoyocentral. No se hagan más de dos rota-ciones completas sin llevar el espejo ala prueba de Foucault.

Huellas circularesconcéntricas

Son el resultado de cualesquierade dos defectos: vaivenes sistemáticosy uniformes con escaso o nulo despla-zamiento lateral o peor aún, el cuadri-culado en la brea es muy centrado; loque se indicó evitar en la formación delos canales en la IV parte de esta serie.(ver "El Universo" No. 6 y su ilustra-ción). En este caso, renuévese la capade brea de acuerdo con la citada indica-ción.

Si en la prueba de Foucault, alintroducir la navaja muy lentamente enel foco y antes del completo bloqueo dela luz, el espejo aparenta una superficiegris y plana, sin ondulaciones notablesy con la rejilla de Ronchi, con sólocuatro líneas en el disco éstas son rectasde orilla a orilla, su concavidad es esfe-roidal. Si su distancia focal (mitad de suradio de curvatura), está en relaciónF!D=9 ó mayor, ya está en condición deser modelado en paraholoide.O


Efemérides

OBSERVATORIOSOBSERVATORIO CERRO DE LAS ANIMASCerro de Las AnimasChapa de Mota,Estado de México.Longitud 99231' 23.4" W+ 6h38m 5.5sLatitud + 19247' 24" NAltitud 3.070 m

OBSERVATORIO "LUISG. LEON"Parque" Felipe S. Xicoténcatl"Colonia AlamosMéxico, D. F.Longitud 992 08' 30" W= 6h 36m 34sLatitud + 19223' 55" NAltitud 2.246 m

Alberto González Solís

EVENTOS ASTRONOMICOS - TERCER TRIMESTRE DE 1993

TIEMPO UNIVERSAL. horario del Meridiano de Greenwich, = - 6h en Tiempo del centro, Meridiano 902 al W. de G.

DIA HORA 18 06 Régulus en conj. con la Luna18 22 Mercurio en conj. con la Luna

JU LIO 19 23 Saturno en oposición con el Sol1 13 Antares en conjunción con la Luna 20 16 Marte, 52 al N de la Luna4 15 Neptuno a 32 al S de la Luna 21 04 Júpiter, 52 al N de la Luna4 17 Urano a 42 al S de la Luna 21 20 Spica en conj. con la Luna4 22 Tierra en el afelio 22 23 Venus, en conj. con Póllux7 23 Saturno, 7º al S de la Luna 28 02 Neptuno, 4º al S de la Luna

12 03 Neptuno en oposición con el Sol 29 08 Mercurio en conjunción superior12 14 Urano en oposición con el Sol con el Sol15 01 Mercurio en conjunción inferior 31 06 Saturno a 7º al S de la Luna15 07 Venus, 32 al N de Aldebarán16 01 Venus, 22 al S de la Luna SEPTIEMBRE

19 01 Mercurio en conj. con la Luna 6 23 Marte a 0.9º al S de Júpiter (*)19 07 Póllux en conj. con la Luna 8 13 Aldebarán en conj. con la Luna21 20 Régulus en conj. con la Luna 11 03 PólLux en conj. con la Luna23 03 Marte, 6º al S de la Luma 16 10 Marte a 2º al S de Spica24 14 Júpiter a 6º al S de la Luna 17 08 Mercurio a 5º al N de la Luna25 13 Spica en conj. con la Luna 17 23 Júpiter a 5º al N de la Luna31 21 Neptuno a 3º al S de la Luna 18 06 Marte a 4º al N de la Luna31 22 Urano, 4º al S de la Luna 21 07 Antares en conj. con la Luna

21 06 Venus a 4º al N de RégulusAGOSTO 23 00 Sol en (*) Libra (* *), Equinoccio de

4 02 Mercurio en su mayor elongación; Otoño (**) signo de Constelación de Virgo20º al oeste del Sol (matutino) 24 07 Urano a 4º al N de la Luna

4 04 Saturno, 7º al S de la Luna 24 12 Mercurio a 2º al S de Júpiter (*)6 02 Mercurio en conj. con Pollux 26 08 Mercurio a 1.12 al N de Spica (*)

12 00 Perséidas Lluvia de estrellas (*) 27 09 Saturno a 7º al S de la Luna15 02 Venus, 22 al N de la Luna15 17 Pollux en conj. con la Luna (*) Eventos interesantes; apulsos, ocultaciones.


F ASES DE LA LUNALUNALLENA JULIO AGOSTO SEPTIEMBRE

3 __ 23h 56m 2 -- 12h 11m 1 -- 02h 34m y30 -- 18 54

erO.MEN-GUANTE 11 -- 22 50 10 -- 15 20 9 -- 06 27LUNA NUEVA 19 -- 11 25 17 -- 19 29 16 -- 03 12era.CRECIENTE 26 -- 03 26 24 -- 09 59 22 -- 19 33

RADIANTES METEORICOS

28 de Julio:12 de agosto

AcuáridasPerseida.

ESTACIONES

23 de septiembre - Equinoccio de OTOÑO

HORA SIDERAL

A Oh del meridiano 902 WG (hora del centro)JULIO AGOSTO SEPTIEMBRE

1 -- 18h 37m 135 1 -- 20h 39m 275 1 -- 22h 41m 405

11 -- 19 16 30 11 -- 21 16 52 10 -- 23 17 0921--19 56 04 21--2158 18 20--2356 3431 -- 20 35 30 31 -- 22 37 43 30 -- 00 36 00

DIAS JULIANOS

A o" del Meridiano 90 WG (Hora del Centro):

JULIO 1, dj 2449170 - AGOSTO 1, dJ 2449201SEPTIEMBRE 1, dJ 2449232

LOS PLANETAS EN ELTERCER TRIMESTRE

En Julio, al principio de la noche, por el oeste se encuentraMercurio y a mayor altura Marte en Leo y Júpiter en Virgo.Después de media noche, Saturno se acerca al meridiano yVenus brilla antes del alba por el este. -- En AGOSTO, Martey Júpiter están cerea del horizonte oeste y Saturno, en laoposición el día 19 brillará toda la noche en Acuario. Antes delalba por el este está Venus. Mercurio estará en mayorelongación al O del Sol. -- En SEPTIEMBRE, al poniente seagrupan, Mercurio, Marte y Júpiter. Este estará en apulso conMarte el día 6 y con Mercurio el 24. Saturno habrá pasado porel meridiano y Venus se acerca al horizonte oriental antes delalba.O


Galileo y SU telescopio

1993

~ I -s:I

I oa: zUJ I a:~ :::l- ~Q.. I «~ C/)

01 (J): UJI0:1 :::l. li:1z·:)1 UJ: ~I01 >.a:1 IUJI:E, I

:p+i 0+: I'bl

I

LOS PLANETAS EN 1993

o

elongaciónoccidental elongaci6norientalCIELO MATUTINO MEDIA NOCHE CIELO VESPERTINO

O 30 60 90 . 120 150 180 150 120 90 60 30 OI'·.J ...I 1 11 .....1....1..1.. 1 1 1...j .....E2.... 1 1 1 ..1·.·.··' 1 1 1··...j.·.·· ..[·.·1 1 1 (1...1 .....•\

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Las Perseidas

La lluvia de estrellasPERSEIDAS

Fernando Correa Domínguez

-~."s PERSEIDAS ESTE ANO PROMETE SER UNALLUVIA ESPECTACUIAR, DADO EL RECIENTE PASOPOR EL PERIHELIO DEL COMETA QUE LAS ORIGINA,

EL SWIFT-TUTTLE.

LOS COMETASy LAS

LLUVIASDE

ESTRELLAS.Como se sabe los cometas giran

alrededor de sol en órbitas (elípticas,parabólicas o hiperbólicas), de acuerdocon el astrónomo holandés Jan Ort, es-tos cuerpos provienen de regiones re-cónditas del sistema solar de la llamadanube de Ort, constituida por millones decometas y situada entre las 10,000 y20,000 unidades astronómicas (la uni-dad astronómica es la distancia tierra-sol, 150 millones de Kms.) a tales dis-tancias los cometas deben ser entendi-dos como los describió desde los 50'sel astrónomo inglés Fred L. Whipple,escencialmente son "bolas de nieve su-cia", gas congelado y partículas de pol-vo y pedruscos.

Fríos y sin brillo propio los come-tasson indetectables, hasta que se acer-can al sol, la "bola de nieve sucia" sesublima (pasa del estado sólido al ga-seososin pasar por el líquido ) y al acer-carse más al sollos cometas generan a

su alrededor una cabeza nebulosa for-mada por gases y polvo que se despren-dieron del núcleo comentario, la comao cabeza alcanza diámetros de millonesde Kms., conforme más se acerca al sol,se acelera y la coma se "desmorona"generando las espectaculares caudascometarias, millones de partículas degas y polvo constituyen la cauda o cola,y todo este material, sobre todo el polvo(de varios milímetros a cms.) quedaflotando en el espacio dejando el rastropor donde pasó un cometa. Miles y mi-llones de cometas han pasado cerca dela órbita de la tierra y donde se cruzanlas órbitas del cometa y de nuestro pla-neta está en un "enjambre" de materialcometario, la tierra al seguir su órbita seencuentra con éste y al impactar connuestra atmósfera generan las vistosas"estrellas fugaces" y así una lluvia deestrellas o radiante meteórico.

LAS PERSEIDASEn 1862 el cazador de cometas

Lewis Swift y Horace Tuttle descubrie-ron el astro que ahora lleva sus nom-bres: el cometa Swift- Tuttle, en 1866 el

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astrónomo italiano Giovanni Schiapa-relli, realizó estudios serios sobre laórbita de este cometa y se percató quela posición de la lluvia de estrellas Per-se idas coincidía con la órbita del Swift-Tuttle, a la época estimada en un perío-do de 120 años según Schiaparelli, loque indica que este cometa regresaría asu perihelio (distancia más cercana alsol) en 1980-82, los astrónomos aficio-nados y profesionales buscaron et co-meta Swift-Tuttle que no apareció enesas fechas.

El astrónomo inglés Brian Mars-den se interesó por él y empezó a inves-tigar sus apariciones para precisar elperiodo de la órbita y poder explicar porque no regresó en 1980.

Marsden estimó el regreso delSwift-Tuttle en Noviembre de 1992.Desde Septiembre de 1992, el japonésTsuruniko Kiuchi recuperó el cometaperiódico Swift-Tuttle, que alcanzó el

. perihelio en Diciembre del mismo añoy ahora se aleja hacia las oscuridadesdel Sistema solar externo, pero detrásde si dejó de nuevo el rastro de material


cada vez mejor estu-diada, el astrónomoaficionado británicoWilliam Denning en-cabezó el estudio mo-derno de las perseidasde 1869 a 1898 estu-diando todos los regis-tros anuales del ra-diante, en agosto 9 de

1911 estimó 50 meteoros por hora.

Todo registro formal de ésta ocualquier lluvia de estrellas esde gran valor por los centros

científicos

comentario que vivifica la lluvia de es-trellas Perseidas.

Esta lluvia o Radiante Meteóricoes uno de los más viejos es el que hicie-ron los astrónomos de la corte China enel año 36 D.C. cuando vieron "cientosde estrellas fugaces moviéndose en to-das direcciones". Otros registros histó-ricos de las perseidas son las lluvias del10 de agosto de 258 D.C. y en agosto de811 D.C. a partir de esta fecha las Per-seidas han sido una lluvia constante y


Cada año el promedio varía perolo más importante es que la lluvia nodesaparece al contrario puede creceraún más este año, recordemos que en1920 reportaron 250 meteoros por hora,en 1970 captaron 65 meteoros por horaen 1991 contaron 70 por hora, el añopasado en Japón de las 19 hrs. a las 20hrs. contaron 200 meteoros el día 11 deAgosto.

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Todo registro formal de ésta ocualquier lluvia de estrellas es de granvalor por los centros científicos que sededicaban a este tema, envíe su reportedando fecha, hora local, posición geo-gráfica y número de meteoros por horaobservados a la International MeteorOrganization con Sede en la UniversityofWestern Ontario, London, ON NGA3K7, su información será de ayuda almejor cálculo de cada radiante meteó-rico.

COMO REGISTRAR ELRADIANTE METEORICO.

Se requiere elegir un lugar alejadode la ciudad donde las luces noopaquen el brillo de las estrellas,

es necesario un mapa de la región delcielo a observar, en este caso la conste-lación de Perseo (de ahí el nombre de

Perseidas) y sus alrededores, se reco-mienda usar lámpara enmascaradas concelofan rojo, para que esta luz tenue nosmantenga adaptados a la oscuridad, esmejor si se posee un radio de onda cortapara escuchar la hora exacta en tiempouniversal emitida por la WWV en los 5,10 Y15 Mhz, o en su defecto un radioquemarque la hora local exacta para dartestimonio del promedio de meteorosvistos cada hora, además de realizar laobservación bien abrigados, con cafécalientey alimentos que nos mantengandespiertos.

Para mayor información diríjase ala Sociedad Astronómica de México,A.C.Te!. 519-47-30 en México, D.F.

IA LLUVIA ESTE AÑOPUEDE SER TORMENTA.

Deacuerdo al anuario de la BritishAstronomical Association esteaño las perseidas estarán en ac-

tividad de julio 20 a Agosto 26, alcan-zando su máximo los días 11 a 12 deAgosto. Cerca de la estrella Eta de Per-seo está el Centro del radiante meteóri-co en las 3 h 06 m de asención recta ylos + 58 de declinación, el radiante sedesplaza hacia el este 1.35 por día yhacia el norte 1/6 de grado por día. Lasperseidas tienden a ser muy brillantesdejando trazos amarillos azul osos trasde sí, las partículas cometarias friccio-nan con la atmósfera a alturas de 100

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KMS con velocidades de 72 Kms/hr,fundiéndose con el aire donde los áto-mos y las moléculas alcanzan altas tem-peraturas y se ionizan liberando suenergía en forma de luz, cada vez queobservamos una estrella fugaz presen-ciamos la muerte de una partícula co-metaria, el año anterior la luna iIenaopacó la observación de las perseidas,pero este año elll de agosto la luna estáa pocos días de ser luna nueva y noimpedirá que la noche y la madrugadadel 11 y 12 de agosto, esté oscuro elcielo. El reciente paso del CometaSwift- Tuttle indica que nuevo materialcometario flota cerca de nuestra órbitaesperando que la tierra lo alcance yproduzca un fenómeno tan bello.O


Astrología

ASTROLOGIA EN ELPLANETARIO

Nosoy un astrólogo, no creo en laastrología y nunca he creído enla astrología. Me ha sido muy

difícil entender a las personas que dicencreer en la astrología, sin embargo, de-bido a que ésta ha tenido un papel pre-ponderante en la historia de la astrono-mía y porque en el presente continúainfluyendo a la sociedad, yo me dedicoa enseñar astrología.

El mayor problema que tengo esentender cómo funciona la astrología.¿Por qué la posición de los planetastiene influencia en los eventos de unavida desde el momento de su naci-miento? Nunca he podido tener unarespuesta convincente de un astrólo-go, o de una persona que sea creyentede la astrología o de un libro que tratede ésta materia.

por: George Reed

Al escuchar lo que dicen los alum-nos para describir a uno de sus maes-tros, me recuerda a los astrólogos "Estan inteligente que no entiendo lo quedice", por lo visto este argumento haceque los maestros que saben enseñar,sean tontos).

T os astrólogos se esconden dentro de4alabras muy técnicas y de termino-logía que no es familiar a la mayoría dela gente: -ascendente, casas, órbita,oposición, los signos que rigen a losplanetas-, etc. De manera similar a co-mo piensan los estudiantes citados en elpárrafo anterior, hay personas que ob-viamente piensan que los astrólogosson muy inteligentes y que saben lo queestán hablando, por la sencilla razón deque la persona que los escucha no tiene



Piedra del Sol, conocida como "Calendario Azteca"

(Viiieta reproducida del libro Astronomy, Menzel)

Planetario RFD DP2 de Carl Zeiss Jena

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