Astrofotografía de objetos en el cielo de verano · II “En la infancia de nuestra especie [...]...

Astrofotografía de objetos en el cielo de veranoPrácticas de Verano 2019

Autor: Iván Muñoz RodríguezTutor: Carlos Coello García

II

“En la infancia de nuestra especie [...] y en nuestra propia época, nos ha fascinado esta pregunta:¿Dónde estamos? ¿Quiénes somos? Descubrimos que vivimos en un planeta insignificante de una

estrella ordinaria perdida entre dos brazos espirales en las afueras de una galaxia que es un miembrode un cúmulo poco poblado de galaxias arrinconado en algún punto perdido de un universo en el cual

hay muchas más galaxias que personas.”- Carl Sagan, Cosmos

Índice general

1 Introducción 1

2 Instrumental 32.1 Telescopio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32.2 Cámara fotográfica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32.3 Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

3 Astrofotografías 73.1 Sistema Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

3.1.1 Luna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83.1.2 Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93.1.3 Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

3.2 Estrellas dobles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103.2.1 Albireo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3.3 Cúmulos estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.3.1 M11. Cúmulo del pato salvaje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.3.2 M13. Gran cúmulo de Hércules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.3.3 M22. Gran cúmulo de Sagitario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123.3.4 M45. Pléyades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133.3.5 M52 / NGC 7654 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133.3.6 M55. Cúmulo espectro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143.3.7 NGC 7160. Cúmulo del caimán nadador . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

3.4 Nebulosas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143.4.1 M16. Nebulosa del Águila . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153.4.2 M27. Nebulosa Dumbbell . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163.4.3 M57. Nebulosa del anillo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.4.4 NGC 7635. Nebulosa burbuja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

3.5 Galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.5.1 M31. Galaxia Andrómeda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193.5.2 M33. Galaxia Triángulo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.5.3 M51. Galaxia Remolino . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4 Preguntas frecuentes 234.1 ¿Por qué el centro está en esta localización? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234.2 ¿Dónde puedo comprar el láser? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234.3 ¿Alguna de las estrellas que vemos están muertas? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244.4 ¿Cuánto cuesta el telescopio? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 254.5 ¿Las astrofotografías están “trucadas”? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 254.6 ¿Seguro que no puedo comprar un láser? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 284.7 ¿Es Plutón un planeta?¿Qué ha pasado con Plutón?¿Por qué nadie quiere a Plutón? . . . 29

IV

4.8 ¡Oye lo del láser! . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

5 Agradecimientos 31

A Charla Perseidas 33A.1 ¿Qué es una estrella fugaz? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33A.2 ¿De dónde viene el material que forma los meteoros? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33A.3 ¿Qué cometa genera la lluvia de estrellas de las Perseidas? . . . . . . . . . . . . . . . . 34A.4 ¿Por qué se llaman Perseidas? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

Índice de figuras

1.1 Situación Tiedra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.2 CAT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21.3 Planetario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21.4 Telescopios CAT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

3.2 Luna 6 fases . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83.3 Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93.4 Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103.5 Albireo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103.6 M11. Cúmulo patos salvajes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.8 M13. Gran cúmulo de Hércules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123.9 M22. Gran cúmulo de Sagitario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123.10 M45.Pléyades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133.11 M52 / NGC 76542 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133.12 M55. Cúmulo del espectro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143.13 NGC 7160 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143.15 M16. Nebulosa del águila . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153.17 M27. Nebulosa Dumbbell . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163.19 M31. Nebulosa del anillo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.21 NGC 7635. Nebulosa burbuja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.24 M31. Galaxia de Andrómeda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.26 M33. Galaxia triangulo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.28 M51. Galaxia remolino . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.1 Estrella parlante. Carlos Pazo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 244.2 Infografía muerte estelar. Carlos Pazo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 254.4 Espectro EM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 274.6 Ilustración planeta enano. Carlos Pazos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 294.7 Caïn . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

A.1 Ejemplo radiantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

V

CAPÍTULO

1

INTRODUCCIÓN

En este trabajo se presentan algunos de los objetos que se pueden observar en el cielo de verano, enel pueblo de Tiedra. Este pueblo esta situado en la provincia de Valladolid en la comunidad autónoma deCastilla y León (España). Su situación exacta se encuentra en las coordenadas 41°39’06”N 5°16’01”O.

Figura 1.1: Mapa donde podemos ver la situación geográfica de Tiedra usando el teorema del punto gordo1. Fuente con modificaciones: HansenBCN - Trabajo propio, Dominio público

En esta localidad se sitúa en Centro Astronómico de Tiedra (también conocido como CAT, https ://cieloytiedra.com). Un centro astronómico único en Castilla y León ideado para la divulgación de laAstronomía a un público general. En sus instalaciones se encuentran dos telescopios instalados de formapermanente, un planetario y una sala de conferencias. Pequeño pero acogedor, mejor ver.

1Teorema del punto gordo (versión propia, aunque seguro que lo dijo alguien antes): dibujar un punto lo suficientementegrande como para que el error quede contenido dentro de este. En román paladino, dibujar el punto muy grande que así seguroque no te confundes.

2 CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN

Figura 1.2: Izquierda: Foto desde un camino aledaño al centro (cosecha propia). Derecha: Imagen nocturnadel centro, mucho más glamurosa (sacada de su página web, anteriormente citada).

Figura 1.3: Planetario del centro, foto de su web.

Figura 1.4: Telescopios del CAT entre las lavandas del centro. A la derecha un telescopio tipo refractor(observatorio 1), y a la izquierda uno reflector (observatorio 2).

CAPÍTULO

2

INSTRUMENTAL

A continuación se analiza el material con el que se realizaron las fotografías de los objetos delcielo nocturno.

2.1. T��Como se menciona anteriormente en el CAT se tienen dos telescopios instalados de forma permanente.

Para hacer las astrofotografías que figuran en este trabajo se usó el situado en el observatorio 1 que estipo refractor. Este telescopio es el APM - LZOS Telescope Apo Refractor 175/1400 con una monturaecuatorial (véase Fig. 2.1).

Figura 2.1: Intrépido observador con el telescopio usado para las astrofotografías.

2.2. C�� La cámara que se ha usado ha sido una Nikon D3100. Esta cámara cuenta con un sensor CMOS (de

sus siglas en inglés Complementary Metal Oxide Semiconductor). Estos sensores están caracterizadospor tener los pixeles distribuidos en una matriz de forma individual, al contrario de lo que ocurre en losmás conocidos CCD (de sus siglas en inglés Charge Coupled Device). El funcionamiento a nivel teóricoes bastante parecido, pues ambos están basados en un semiconductor tipo metal-óxido y en el uso del

4 CAPÍTULO 2. INSTRUMENTAL

efecto fotoeléctrico, explicado por Einstein en 1905. En la práctica existen algunas diferencias, como seha mencionado en los primeros los píxeles son independientes los unos de los otros, mientras que en lossegundos no.

Otras carácterísticas de la cámara:

Pantalla Live View de 3” y una resolución de 230.000 píxeles.

Sensor: Tipo CMOS con 14.2 megapíxeles

Procesador de Imagen: Expeed 2

Conversión de longitud focal: 1,5 x

Rango ISO: 100-3.200 (ampliable a 12.800)

Puntos AF: 11

Velocidad de disparo: 3 fotogramas por segundo

Figura 2.2: Distintas imágenes de la cámara utilizada en las prácticas. Fuente de la fotografía y parte de lainformación sobre la cámara: http://www.topfotografia.net/Fotografia/camaras/nikon-d-3-100/nikon-d-3-100.html

2.3. S��Antes de afrontar una noche de astrofotografía es fundamental tener una planificación previa para

buscar los objetos en constelaciones y saber cual es el mejor momento para hacer las fotos (cuando seempiezan a situar altos respecto del horizonte). Para ello un programa muy interesante es Stellarium. Ade-más se han usado dos programas para el procesado de las fotografías: SiriL y Darktable. A continuaciónuna breve descripcción de cada uno de ellos:

Stellarium:Esta aplicación (gratuita) es muy útil para aprender a moverse por el cielo, y para planificar unanoche de astrofotografía, ya que te permite ver gran cantidad de objetos de diferentes catálogosastronómicos 1 en las constelaciones donde están, y permite simular cualquier hora del día. De estamanera es más fácil organizar las noches.

1Los objetos presentes en la bóveda celeste y que podemos ver o fotografiar están clasificados en distintos catálogos. Unode los más conocidos es el catálogo Messier (1781), elaborado por el astrónomo francés Charles Messier que cuenta con 101objetos donde se pueden encontrar desde nebulosas hasta cúmulos estelares y galaxias. Existen muchos otros más modernoscomo el NGC (New Grand Catalog,1880) con 7480 objetos clasificados, IC (Index Catalog 1985) con 5386 objetos , Caldwell(con 109 objetos)... Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Catálogo_astronómico.

2.3. SOFTWARE 5

Figura 2.3: Logo del programa

SiriL:Software gratuito disponible para distintos sistemas operativos. Este software se ha usado para elapilado de fotografías.


Darktable:Softwarte también gratuito, usado para un procesado final de las fotografías apiladas. Este programaes muy parecido al programa de Adobe “Lightroom”, y funciona como un “revelador” de fotos.


CAPÍTULO

3

ASTROFOTOGRAFÍAS

En esta sección nos metemos en harina. Se han dividido (porque había que clasificarlo de algunamanera) las astrofotografías en 4 secciones: Sistema Solar, cúmulos estelares, nebulosas y galaxias. Sepueden ver tanto fotos del centro usando el telescopio refractor y en algunos casos fotos sacadas deinternet. Me ha parecido interesante poder comparar lo que se podía hacer con los telescopios del centrorespecto a telescopios mucho más potentes como el Hubble o simplemente con resultados de otros “afi-cionados” (más bien todo lo contrario a aficionado, nunca entendí por que esta nombre) a la astronomía,ya que a veces no es tanto cuestión de potencia si no de dedicación, esfuerzo y tiempo.

Para diferenciar las fotos propias de las de otras fuentes he decidido poner una marca de agua propiapara no tener que estar referenciando todo el rato, para los más observadores la marca de agua ya ha sidousada en las fotos de la parte superior. Si ha pasado desapercibida se puede ver la Fig. 3.1, para las queson externas he tratado de poner los links correspondientes a la foto exacta, y en caso contrario a la webde referencia.

Figura 3.1: Logo personal

3.1. S�� S��En esta sección podremos ver fotos de 3 de los objetos de nuestro sistema que han sido visibles

durante todo el verano. Las fotos están ordenadas de menor a mayor distancia, por lo tanto empezamospor la Luna.

8 CAPÍTULO 3. ASTROFOTOGRAFÍAS

3.1.1. L��En primer lugar presentamos a nuestra vecina más cercana, mostrándonos diferentes caras en la

Fig. 3.2. La luna se encuentra a una distancia media de entorno a 380, 000 km.

Si nos fijamos en la línea que separa la noche del día en la luna (que por cierto se llama terminador),notaremos que hay muchos más cráteres que en cualquier otro sitio. Pero esto ocurre para cada terminadorque vemos, ¿cómo es esto posible?. Se trata de un efecto óptico. En el terminador es el lugar en el que mássombras se producen, por tanto se acentúan las formas y volúmenes existentes. En los lugares donde laluz incide más perpendicularmente no se crean tantas sombras y da la sensación de ser un terreno menosaccidentado. Por esta razón el mejor momento para ver la Luna no es cuando esta llena, sino cuando estápor menos de la mitad en cualquiera de sus fases. En este momento se le conoce como “luna cenicienta”(spoiler, no tiene nada que ver con Disney). Recibe este nombre ya que la parte que no refleja luz sedistingue perfectamente y tiene un color parecido al de la ceniza. Esto es debido a que la luz que reflejala parte oscura no procede del Sol, sino que procede de la Tierra. La luz procedente del Sol refleja en laTierra sobre la Luna y esta la vuelve a reflejar sobre la Tierra. Efecto descubierto por Leonardo da Vinci.

Figura 3.2: De izquierda a derecha y de arriba abajo fotos de los días (mm/dd): 07/20, 07/21, 07/22,08/03, 08/23

3.1. SISTEMA SOLAR 9

3.1.2. J��

En segundo lugar en la Fig. 3.3 podemos ver dos fotos de Júpiter, uno de los planetas visibles esteverano, que se encuentra a una distancia media del Sol de 750 millones de kilómetros. A la izquier-da se puede ver una foto del planeta donde se pueden observar algunas de sus bandas marrones porencima y por debajo del ecuador. A la derecha podemos ver otra foto, esta vez se ha sobresaturadoel planeta, con la intención de ver otros cuatro puntitos brillantes a su alrededor (dos a la derecha ydos a la izquierda). Estos puntitos que parecen estrellas son realmente 4 satélites de Júpiter. Concreta-mente son los 4 que descubrió Galileo allá por 1610 (véase http://www.etwright.org/astro/sidnunj.htmly http://www.astro.umontreal.ca/ paulchar/grps/site/images/galileo.4.html). Estas lunas son Ío, Europa,Calisto y Ganímedes.

Júpiter es un planeta tremendamente interesante, el de los records, como se le conoce en el centro.El primero tiene que ver con el número de satélites, en las fotos se ven cuatro, pero ya se ha confirmadoque tiene al menos 81 lunas. Además es el planeta más masivo del Sistema Solar, con una masa de unas2,5 veces todo el resto de planetas del Sistema Solar juntos; y el más grande unas 11 Tierras de diámetro(más o menos 140, 000 km de diámetro).

Figura 3.3: Izquierda: Una instantánea de júpiter con exposición (iso) 1/1600 (800). Derecha: Unainstantánea sobresaturada de Júpiter para poder ver 4 de las lunas de Júpiter (Io, Europa, Calisto,Ganímedes) exposición (iso) 1/1,6 (100).

3.1.3. S��

Para cerrar el saco del Sistema Solar tenemos al impresionante planeta Saturno. Este planeta seencuentra a una distancia media de Sol de 1,500 millones de kilómetros. Saturno no tiene tantos recordscomo Júpiter pero no por ello es menos interesante. Es un poco más pequeño que Júpiter, con un diámetrode unas 10 Tierras (aproximadamente 120, 000 km), en cambio, tiene una masa mucho más pequeña, untercio de la de Júpiter. Esto hace que Saturno tenga una densidad mucho más pequeña, y es el único planetadel Sistema Solar que tiene una densidad menor que la del agua. Esto quiere decir que si tuviésemos unocéano (de agua) suficientemente grande para ponerlo encima el planeta flotaría.Y uno no puede hablar de Saturno sin nombrar sus majestuosos anillos, perfectamente visibles en laFig. 3.4


Figura 3.4: Una instantánea de Saturno con exposición (iso) 1/200 (800).

3.2. E�� Una estrella doble es un sistema de dos estrellas ligadas gravitatoriamente, de tal forma que orbitan

en torno a un centro común que se denomina centro de masas. El centro de masas está relacionado conlas masas de las estrellas y la distancia entre ellas,

RCM = r1 · m1 + r2 · m2m1 + m2

, (3.1)

donde mi es la masa de cada una de las estrellas y ri la posición relativa de estas en un sistema decoordenadas determinado

3.2.1. A��Albireo se trata de una estrella situada en la constelación del Cisne, concretamente en su cabeza. Este

sistema se cree que es un sistema binario, no se está del todo convencido pues el sistema tardaría 100,000años en dar una vuelta alrededor del centro de masas. Existen otros métodos como comprobar la velocidadradial alrededor de la galaxia, pero a día de hoy no se tiene una respuesta clara. Las componentes que sepueden ver en la Fig. 3.5

Figura 3.5: Izquierda: constelación del cisne, imagen obtenida de Stellarium. Derecha: imagen de Albireocon exposición (iso): 1/50 (1600)

3.3. CÚMULOS ESTELARES 11

3.3. C��

Un cúmulo estelar es una agrupación de estrellas que están ligadas gravitatoriamente. Generalmentese clasifican en globulares y abiertos. Los primeros suelen estar formados por estrellas viejas (más demil millones de años), mientras que los abiertos suelen estar formador por estrellas de edad intermedia ojóvenes. Estos objetos son de gran interés e importancia, en los años 30 mediante el estudio de éstos porel astrónomo suizo F. Zwicky se postuló por primera vez la existencia de una materia “invisible” o másconocida hoy día como materia oscura.

3.3.1. M11. C��

Messier 11 - M11 - Wild Duck Cluster

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

19h

-100

00 00

20h 18h

18h19h20h

-100

18h 30m19h 30m

19h 30m 18h 30m

50

50

-50

-50

Star magnitudes-1 0 1 2 3 4 5 6 7

Doublestar

Variablestars

Opencluster

SCUTUM

OPHIUCHUS

SERPENS CAUDA

AQUILA

R

Alya

Altair

Alshain

R

M26

α

η

ν

δ

λ

β

α

η

67

12

70

β

ι

68

µ

ζ

ϑ

71

ν

ζδ

ξ

τ

66

η

74

ε

κ

26

4

36

2321

σ

59

19

20

60

141542

27

M11Wild DuckCluster

Figura 3.6: Izquierda: Carta celeste con la situación de M11. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Fotografía con exposición (iso): 25” (400)

3.3.2. M13. G�� H��

M13, más conocido como el Gran Cúmulo de Hércules, está situado como su propio nombre indicaen la constelación ver Hércules (véase Fig. 3.7). Este objeto se trata de un cúmulo globular en el que seestima que hay alrededor de medio millón de estrellas.

Descubierto por E.Halley en 1714, fue objetivo del mensaje enviado por el Arecibo en 1974. Estemensaje se mandoó a este cúmulo con la esperanza de que en alguna de las estrellas que lo formanhubiese algún planeta con vida inteligente. En este mensaje se encontraba la posición del Sistema Solar,los números del 1 al 10, la figura de un ser humano, entre otras cosas. Uno de los diseñadores del mensajefue el famoso divulgador y físico Carl Sagan (si no habéis visto Cosmos, la antigua, o leído el libro, estáisa tiempo son una auténtica maravilla).


Messier 13 - M13 - Hercules Globular Cluster

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

17h

300

18h 16h

18h 17h

300

400

400

17h 30m 16h 30m

350

350

250

250


Doublestar

Variablestars

Globularcluster

HERCULES

CORONA

BOREALIS

LYRA

Vega

M92

α

ζ

π

µ

η

ξ

ι

o

ϑ

ε

ρ

σ

κ

λ

ν

69τ

68

30

ξ104

99

µ

107

90

ν1 σ

59

5372

ν2

89

M13

Figura 3.7: Carta celeste con la situación de M 13. Fuente: https : //freestarcharts.com/messier

Figura 3.8: Izquierda:Fotografía con exposición(iso): 30” (800) . Derecha: Fotocomposición de 6 foto-grafías con exposiciones(iso) : 30” x 3 (1600 x 2 + 800 x 1), 15” x 2 (1600 x 2),10” (1600)

3.3.3. M22. G�� S��

Messier 22 - M22

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

-300

18h

19h 18h

19h

-300

-200

-200

-250

-250

-350

-350

19h 30m 18h 30m 17h 30m

17h 30m18h 30m19h 30m


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Globularcluster

Brightnebulae

SCORPIUS

OPHIUCHUS

SAGITTARIUS

Kaus Borealis

Nunki

Ascella

KausAustralis

Kaus Media

M8LagoonNebula

Trif d Nebula

M24Star

Cloud

Butterf yCluster

M6

M7

M23

M20

M21

M18

M28

M69M70

M54

M55

M25

ε

σ

ζδ

λ

π

γ2

η

φ

τ

ξ2oµ

ρ1

44

45

3

γ1

451

21

58ν1

ψ

43

11

ν2

ξ1

χ1

29 15

43

7

28

χ3

14

24 ECLIPTIC

l

M22

PtolemyCluster

i

Figura 3.9: Izquierda: Carta celeste con la situación de M 22. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Exposición (iso): 30” (800)

3.3. CÚMULOS ESTELARES 13

3.3.4. M45. P��

Messier 45 - M45 - Pleiades

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

200

200

5h 4h

4h5h

300

300

3h 30m4h 30m5h 30m

5h 30m 4h 30m

250

250

150

150


Doublestar

Variablestars

Opencluster

TAURUS

ORION

AURIGA

El Nath

Aldebaran α

β

ζ

ϑ2

λ

ε

γ

δ1

ϑ1

o2

κ1

90

τυ

δ3

119

37

71

ι

ρ11σ2

πo1

δ2

15

114

104

ω2

109

φ

111

79

30

σ1

97

41

6

125

ψ

58

κ2

106

56

121

χ44

83

115

93

36

118

53

103

ECLIPTIC

PleiadesM45

Figura 3.10: Izquierda: Carta celeste con la situación de M 45. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Foto con exposición (iso): 30” (800); f/3,5; 18mm. Eneste caso la foto no fue tomada con el telescopio sino con un objetivo 18-105 y un trípode para darestabilidad.

3.3.5. M52 / NGC 7654

Messier 52 - M52

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

0h1h2h

2h 1h

600 60

0

500

500

3h 23h

0h

550

550

650 65

0


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Planetarynebula

PERSEUS

CEPHEUS

CASSIOPEIA

LittleDumbbellNebula

R

Caph

Schedar

RuchbahM103

M76

γ

α

βδ

ε

η

ι

ζ

η

φ

κ

ϑ

ι

ρυ2χ

ψ

65

λ

o

ξ

υ1

1

τ

σ

ν

φ

4

ω

4

9

µ

64

30

31

18

12

6 M52

Figura 3.11: Izquierda: Carta celeste con la situación de M 52. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Foto con exposición (iso): 30” (3200)


3.3.6. M55. C��

Messier 55 - M55

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

-300

19h

20h 19h

20h

-300

-200

-200

19h 30m20h 30m 18h 30m

18h 30m19h 30m20h 30m

-250

-250

-350

-350


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Globularcluster

SAGITTARIUS

CORONA AUSTRALISMICROSCOPIUM

CAPRICORNUS

KausBorealis

Nunki

Ascella

KausAustralis

RR

M28

M69

M22

M70

M54

M75

M25

ε

σ

ζ

δ

λ

π

η

φτ

ξ2o

αγ

ϑ1

6259

52

ω

21

ε

60

ν1

ψ

5643

ν2

ξ1

χ1

π

λ

29

σ

ϑ2

28χ3

24

M55

ECLIPTIC

Figura 3.12: Izquierda: Carta celeste con la situación de M 55. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Fotografía con exposición (iso): 30” (800)

3.3.7. NGC 7160. C��

Figura 3.13: Izquierda: Situación del cúmulo del caimán nadador en la constelación de Cefeo (imagen deStellarium modificada). Derecha: Fotografía con exposición (iso): 30” (3200)

3.4. N��Una definición muy básica de nebulosa: conglomerado de gas y polvo con una gran extensión (cientos

de años luz de diámetro). Pueden proceder del colapso del material interestelar (son lugares de granformación estelar). Un ejemplo de este tipo de nebulosas es la nebulosa del Águila, concretamente lospilares de la creación (véase Fig. 3.15). También pueden proceder de una supernova, como la conocidanebulosa del cangrejo; o de la muerte de una estrella poco masiva (como el Sol). En este último caso seforman nebulosas planetarias, como por ejemplo la nebulosa del anillo (véase Fig. 3.19).

Dependiendo del tipo de emisión, o de la falta de esta, en el espectro visible, se pueden clasificar en:

1. Emisión: emiten radiación procedente del gas ionizado.

2. Reflexión: no tienen suficiente material ionizado para emitir luz, la reflejan de estrellas cercanas.

3. Oscuras/absorción: son nebulosas tan densas que bloquean la luz de cualquier objeto que seencuentre detrás de ellas.

3.4. NEBULOSAS 15

Para más información se puede consultar https : //www.astrobitacora.com/las ≠ nebulosas/.

3.4.1. M16. N�� Á��

Messier 16 - M16 - The Eagle Nebula

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

-200

18h

19h 18h

19h

-200

18h 30m

18h 30m 17h 30m

17h 30m

-250

-250

-150

-150

ECLIPTIC


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Globularcluster

Brightnebulae

SAGITTARIUS

SCUTUM

OPHIUCHUS

SERPENS CAUDAAQUILA

KausBorealisNunki

Ascella

Kaus Media

OmegaNebula

M8LagoonNebula

Trif d Nebula

M24Star

Cloud

Sabik

M9M23

M20

M21

M18

M17

M28M22

M25

σ

η

ζ δ

λ

π

γ2

φϑ

τ

ξ2

ξ

o

µ

44

o

45

ν

36

ξ

3

γ1

γ

451

21

58

ν1

ψ

11

ν2

ξ1

o

29 15

43

7

2814

24i

M16EagleNebula


Figura 3.15: Parte superior. Izquierda foto de la zona donde se encuentra la nebulosa del águila, con 30” de exposición y una iso 3200. Derecha fotocomposición 10 fotos con exposición e iso mencionadas.Parte inferior. Sección de la foto arriba derecha donde se pueden observar los pilares de la creación


3.4.2. M27. N�� D��

Messier 27 - M27 - The Dumbbell Nebula

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

200

20h

200

19h

19h20h

100

100

20h 30m 19h 30m

19h 30m20h 30m

250 25

0

150

150


Doublestar

Variablestars

Globularcluster

Planetarynebula

VULPECULA

SAGITTA

AQUILA

HERCULES

DELPHINUS

LYRA

Anser

RAltair

Tarazed

Sualocin

Rotanev

Albireo

M71

α

γ

ζ

β

γ

β

δ

αε

ε

110

γ

111αβ

δ

α

2331

11313

ζ

15

ξ

129

12

30

ρ

9ζ

28

18κ

17

η

o

4

31

22

3

16

11

ω1χφ

24

13

η

ι

112

2

1025

10

M27Dumbbell

Nebula


Figura 3.17: Parte superior. Izquierda: foto con exposición (iso): 30” (3200). Derecha: una foto deexposición (iso): 30” (600), donde podemos ver pasar una fugaz pasando, aparentemente, rozando laenana blanca que originó la nebulosa. Parte inferior. Fuente: http : //bf ≠ astro.com/m27/m27.htm

3.4. NEBULOSAS 17

3.4.3. M57. N��

Messier 57 - M57 - The Ring Nebula

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

400

20h 19h

19h20h

400

300

300

450 45

0

350

350

20h 30m

20h 30m 19h 30m

19h 30m 18h 30m

18h 30m


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Globularcluster

Planetarynebula

LYRA

CYGNUS

VULPECULA

Vega

SheliakSulafat

Deneb

Sadr

Albireo

M56

M29

α

α

γ

δ

β

γ

β

31

η

41

13

δ2 κζϑ

η

39

23

ε2

47

15

ε1

φ

8

34

3057

152829

λ

22

2

16

17

56

µ

107

χ

35

254

19

21

17ν2

ι27

9

14

δ1

M57RingNebula


Figura 3.19: Izquierda: Foto con exposición (iso): 30” (3200). Derecha: https ://observatorio.info/2014/08/anillos ≠ alrededor ≠ de ≠ la ≠ nebulosa ≠ del ≠ anillo/


3.4.4. NGC 7635. N��

NGC 7635 - The Bubble Nebula - Emission Nebula

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

0h1h2h

23h1h

600 60

0

500

500

23h

0h

550

550

650 65

0

CEPHEUS

CASSIOPEIA

LACERTA

Caph

Schedar

RuchbahM52

γ

α

β

δ

ε

ζ

η

ι

ζ

α

δ

κ

ε

ξ

ϑ

β

ι

ρ

υ2

9

χ

ψ

λ

o

υ11

τ

σ

φ

4

ω

λ

19

µ

30

1820

31

12

7

6

22h

7510

7635 Bubble Nebula


Doublestar

Variablestars

Opencluster

Brightnebula

Figura 3.20: Carta celeste con la situación de NGC 7635. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier

Figura 3.21: Izquierda: Fotocomposición de 10 imágenes con exposición (iso): 30” x 10 (3200x 10). Derecha: Fotocomposición con 220’ de exposición (usando H– y O-III). Fuente: https ://vanderbei.princeton.edu/images/NJP/ngc7635.html

3.5. G��

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo y materia oscura unidosgravitatoriamente, con una estructura más o menos definida. La clasificación típica de galaxias es apartir de su morfología aparente. De modo resumido podemos encontrar galaxias elípticas, lenticulares,espirales, espirales barradas e irregulares (clasificación de Hubble, véase Fig. 3.22).

3.5. GALAXIAS 19

Figura 3.22: Diagrama de la morfología de galaxias. Fuente: https ://www.reddit.com/r/coolguides/comments/84hre2/galaxy_morphology_diagram/

Así pasamos a ver alguna galaxias que se pueden observar en el cielo de verano

3.5.1. M31. G�� A��

Primero empezamos con nuestra vecina Andrómeda, una galaxia de tipo espiral, que se encuentra,solo, a unos 2,5 millones de años luz de distancia. Antiguamente se la conocía como nebulosa deAndrómeda, con la mejora de los instrumentos se descubrió de que realmente se trataba de una galaxia yno de una nebulosa (algo que ocurrió con muchas otras galaxias). Podemos ver su situación en la Fig. 3.23izquierda. Además Andrómeda es visible a simple vista, sobre todo cerca del fin del verano y en otoño. Seve como un simple “borrón” en el cielo... Si fuese más brillante sería una vista absolutamente increíble,como muestra ver Fig. 3.23 derecha, ¡¡tiene un tamaño de unas seis veces la Luna!!

Messier 31 - M31 - Andromeda Galaxy

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

300

0h1h2h

400

2h 1h

300

400

1h 30m 0h 30m

350

350

250

250


Doublestar

Variablestars

Galaxies

TRIANGULUM

ANDROMEDA

PISCES

ARIES

M33Triangulum

GalaxyAlpheratz

Mirach

Almach

M110

M32

α

β

γ

β

δ

α

µ

γ

υ

π

ε

σ

τ

ν

ϑ

υ

58

δ

6

τ

14

χ41

82

ρ

28

91

7

10

32

55

68

σ

ε

GalaxyAndromeda

M31

Figura 3.23: Izquierda: Carta celeste con la situación de M 31. Fuente: https ://freestarcharts.com/messier. Derecha: Fuente: https : //www.iflscience.com/space/what ≠andromeda ≠ would ≠ look ≠ night ≠ if ≠ it ≠ were ≠ brighter/?platform = hootsuite


Figura 3.24: Izquierda: Fotocomposición de 10 imágenes, con exposición (iso): 30” x 10 (3200 x 10).Derecha: Fuente: https : //observatorio.info/2013/06/m31≠ la≠galaxia≠de≠andromeda≠4/

3.5.2. M33. G�� T��Continuamos con otra de las 3 galaxias más importantes del Grupo Local (conjunto de unas galaxias

en el que se encuentra la nuestra, la Vía Láctea), es la 3ª en brillo y tamaño, por detrás de Andrómeda yla Vía Láctea. También se trata de una galaxia espiral. Está situada a una distancia de unos 2,8 millonesde años luz, en la constelación del Triángulo (véase Fig.3.25).

Messier 33 - M33 - Triangulum Galaxy

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

300

0h1h2h

400

2h 1h

300

400

1h 30m 0h 30m

350

350

250

250


Doublestar

Variablestars

Galaxies

TRIANGULUM

ANDROMEDA

PISCES

ARIES

Alpheratz

Mirach

Almach

M110

M32

M31AndromedaGalaxy

α

β

γ

β

δ

α

µ

γ

υ

π

ε

σ

τ

ν

ϑ

υ

58

δ

6

τ

14

χ41

82

ρ

28

91

7

10

32

55

68

σ

ε

M33Triangulum

Galaxy


Figura 3.26: Izquierda: Fotocomposición de 12 imágenes, con exposición (iso): 30” x 12 (3200 x 12).Derecha: Fuente: https : //www.eso.org/public/spain/images/eso1424a/

3.5. GALAXIAS 21

3.5.3. M51. G�� R��Por último terminamos con un conjunto de dos galaxias situadas en la constelación de Canes Venatici

(véase Fig. 3.27), la componente dominante (la izquierda en las fotos de la Fig. 3.28) es M 51 y la máspequeña es NGC 5195, aunque a veces se usa el nombre M 51 para referirse a ambas. Se encuentra unadistancia entre 16 - 37 millones de años luz.

Messier 51 - M51 - Whirlpool Galaxy

freestarcharts.com

Right Ascension

Dec

linat

ion

500

400

12h13h14h

13h

500

400

15h

14h

450

450

550

550

12h 30m13h 30m


Doublestar

Variablestars

Galaxy

14h 30m

URSA MAJOR

CANES VENATICI

BOÖTES Alkaid

Mizar

AlcorAlioth

Megrez

Phecda

Chara

Cor Caroli

Sunf owerGalaxy

M109

M106

M94M63

M101

ε

η

ζ

γ

α

γ

δ

χ

80

ϑ

λ

β

κ

83

24

20

ι 5

78

6

21

67

13 3

33

82

l

M51WhirlpoolGalaxy


Figura 3.28: Izquierda: Fotocomposición de 7 imágenes, con exposición (iso): 30” x 5(3200 x 1 + 1600 x 3 + 800 x 1); 15” x 2 (3200 x 2). Derecha: Fuente: https ://www.spacetelescope.org/images/heic0506a/

CAPÍTULO

4

PREGUNTAS FRECUENTES

En esta sección he recogido algunas de las preguntas más frecuentes que recibimos en el centro, comoveréis hay dudas astronómicas y de otra índole.

4.1. ¿P�� ?

El CAT es una iniciativa privada. El lugar fue escogido porque uno de los emperesarios de procedenciagallega viajaba mucho por la zona y le gustaba el sitio para observar. La situación es batante buena en lazona ya que no tiene grandes urbes cerca (Valladolid a unos 60 km, y Zamora a 50 km). ¿Pero no seríamejor observar desde una montaña?. Afirmativo, pero aqui entra el segundo factor. El CAT está orientadocomo un centro divulgativo, luego tiene que ser accesible (está a 10 km de la A6). Estamos de acuerdo enque las condiciones visuales en el Moncayo serán mejores que en Tiedra, pero a ver quien es el valienteo valienta que sube y baja de noche con la fresca en Diciembre.

4.2. ¿D�� ?

Es peligroso, es mejor no comprarlo.

24 CAPÍTULO 4. PREGUNTAS FRECUENTES

4.3. ¿A�� ?

Figura 4.1: Estrella hablando sobre su muerte perteneciente a Carlos Pazos de Mola Saber (muy muyrecomendable). Fuente: https : //molasaber.org

No. Siento tener que romper este mito tan romántico pero empecemos por el principio. Primerodebemos tener en cuenta es que la máxima velocidad a la que se puede viajar es a la velocidad de la luz(la llamaremos c de aquí en adelante), donde c ƒ 300000 kms≠1. La estrella más cercana que es alfacentauri 1 (bueno, las estrellas, porque es un sistema múltiple) se encuentra a algo más de 4 años luz,esto significa que la luz tarde en llegar desde esta estrella 4 años, y por tanto la luz que vemos es la queemitió, precisamente, hace este tiempo. Es decir, vemos “su pasado”. No me gusta nada esta expresiónen el contexto de la relatividad, pero uno es preso del lenguaje.

La segunda idea importante es que los procesos de muerte estelar son bastante conocidos (ver Fig 4.2).Por otro lado sabemos que las estrellas que están cercanas a morir de las que vemos a simple están en unafase en las que les queda del orden de un millón de años de vida (por ejemplo Antares en el corazón delescorpión). ¿Qué supone esto? Básicamente que si queremos ver una estrella que este muerta tendremosque estar viendo algo que esté a más de esta distancia (a más de un millón de años luz).

La tercera cosa importante es las estrellas que somos capaces de distinguir a simple vista están todasdentro de nuestra galaxia. Es cierto que se puede ver por ejemplo la galaxia de Andrómeda a simple vistaen algunas épocas del año, pero no somos capaces de diferenciar estrellas individuales dentro de ella,solo vemos su “estructura” 2. Por otro lado, nuestra galaxia tiene un diámetro de alrededor de 100, 000

1Una pena que no se pueda ver desde el polo norte por cierto, solo es visible desde el polo sur, al igual que ocurre con lasNubes de Magallanes y otros muchos objetos interesantes.

2Ni si quiera somos capaces de ver la estructura espiral a simple vista, para ello hacen falta unos prismáticos

4.4. ¿CUÁNTO CUESTA EL TELESCOPIO? 25

años luz. Por tanto ninguna de las que vemos puede estar todavía muerta, ya que tendríamos que viajar auna distancia de un millón de años como hemos razonado antes.

Figura 4.2: Infografía sobre la muerte estelar perteneciente a Carlos Pazos de Mola Saber. Fuente:https : //molasaber.org

4.4. ¿C�� ?

No estoy autorizado a responder esta pregunta.

4.5. ¿L�� “��”?

Respuesta conspiratoria: pues claro que sí, los estadounidenses nos están engañando. ¡Sacad a losdichosos alien!.


Figura 4.3: Manifestante visiblemente enfadado protestando por la libertad y los derechos de los aliení-genas

4.5. ¿LAS ASTROFOTOGRAFÍAS ESTÁN “TRUCADAS”? 27

Respuesta científica (un poco más larga): Lo primero que debemos tener claro es que lo que vemoses solo una pequeña parte de un espectro mucho más amplio que es el espectro EM (electromagnético).Dicho de otro modo hay mucha más “luz” de la que podemos ver con nuestros ojos (véase Fig. 4.4).Por tanto cuando vemos una astrofotografía lo primero que deberíamos preguntarnos es ¿a que partedel espectro pertenece la luz de esta imagen? Si la respuesta es que pertenece al UV (ultravioleta) ja-más podremos ver esta imagen solo con nuestros ojos. No es que la foto esté trucada, simplemente quenuestros ojos no están preparados para ver ese tipo de luz, y por tanto se extrapola a algo que podamos ver.

En el caso de que la luz pertenezca a la parte visible del espectro hay que tener en cuenta otras cosas.En este caso lo primero es que nuestro ojo es capaz de almacenar una cantidad de luz determinada, encambio en una cámara fotográfica esto lo podemos elegir. La cámara puede estar almacenando luz tantotiempo como queramos (aumentamos el tiempo de exposición). Por otro lado lo que se pueden hacer esvarias fotos y después a través de programas informáticos juntarlas (apilarlas como se dice en el argot),en este trabajo se ha usado el software SiriL. Con esto lo que conseguimos es almacenar luz durantemás tiempo, ¿cuánto?, el que queramos. Hay fotografías que lleva hacerlas días de exposición, ya quees necesario que entre mucha luz. Esto también depende del telescopio que tengamos, cuanta menospotencia mayor tiempo de exposición nos hará falta para acumular la misma cantidad de luz.

Figura 4.4: Figura ilustrativa de las diferentes regiones del espectro EM.Fuente:https://es.khanacademy.org/science/physics/light-waves/introduction-to-light-waves/a/light-and-the-electromagnetic-spectrum

Para terminar, comentar que nuestra atmósfera se lleva un poco mal con el espectro EM, ya que dejapasar solo una parte de este hacia la superficie (la parte óptica, y el radio, véase Fig. 4.5). Gracias a estono morimos achicharrados, lo malo, que no podemos sacar fotos chulas en Rayos “ por ejemplo, y poreso es necesario lanzar telescopios al espacio. Por ejemplo los telescopios ópticos terrestres y el Hubbleen el espacio, observan la región visible del espectro. Por otro lado los radiotelescopios también puedenestar situados en la Tierra para una longitud de onda determinada. En cambio para infrarrojo lejano ymicroondas en necesario salir al espacio como es el caso del telescopio WMAP (que nos sirvió paradeterminar con mayor exactitud el fondo cósmico de microondas 3).

3Cosas del principio del universo, unos minutos después de su nacimiento.


Figura 4.5: Imagen que ilistra la opacidad de la atmósfera para determinadas longitu-des de onda. Además se superponen los diferentes telescopios y donde se sitúan estos.Fuente: https://blogs.letemps.ch/pierre-brisson/2017/01/25/les-telescopes-spatiaux-pour-observer-tout-ce-que-nous-ne-pouvons-pas-voir-a-partir-de-la-terre/

4.6. ¿S�� ?

...

4.7. ¿ES PLUTÓN UN PLANETA?¿QUÉ HA PASADO CON PLUTÓN?¿POR QUÉ NADIEQUIERE A PLUTÓN? 29

4.7. ¿E� P�� ?¿Q�� P��?¿P�� P��?

Figura 4.6: Ilustración sobre que es un planeta enano por Carlos Pazos de Mola Saber. Fuente:https://molasaber.org

En 2006 a raiz de una reunión de la unión astronómica internacional (IAU por sus siglas en inglés)se degradó a Plutón de la categoría de Planeta, convirtiéndose en un planeta enano. Durante estos añosse empezaron a descubrir varios cuerpos parecidos a Plutón, como Eris, Makemake, Haumea, etc. Nosvimos ante la tesitura de alargar la lista de 9 planetas a muchos más, o hacer algún tipo de clasificaciónque excluyera a los últimos y dejar la lista en 8. Obviamente escogimos la opción de memorizar menosplanetas. Todos estos cuerpos que se empezaron a descubrir están situados en una estructura que seencuentra a las afueras del Sistema Solar, conocida como el cinturón de Kuiper. Se decidió exigir trescondiciones para llamar a algo planeta:

1. Girar alrededor del Sol (los planetas que se descubren fuera del Sistema Solar se llaman EXOpla-netas, que como todo el mundo sabe es diferente a planeta.)

2. Tener gravedad suficiente para mantener una forma esférica.


3. Tener la órbita limpia de otros objetos.

Tanto Plutón como el resto de planetas enanos cumplen las dos primera, pero no la última, y por ellose decidió llamarlos de forma diferente. No tienen la órbita limpia porque como se ha mencionado seencuentran en el cinturón de Kuiper, que es una región con alta densidad de asteroides y cometas. Comobien argumenta Plutón en la ilustración de Carlos Pazos (Fig. 4.6) quizás no hayan limpiado su órbitaporque no han tenido tiempo de hacer suficientes órbitas, ya que a un objeto como Plutón le lleva 248años dar una vuelta alrededor del Sol.

Las personas que más se han opuesto a este cambio han sido los americanos, el descubridor de Plutónera oriundo de allí, que casualidad. Por último mencionar que esto es un clasificación puramente humana,fruto de nuestra manía de etiquetar todo, y que es posible que en el futuro redefinamos las condicionesde planeta, ya que no sabemos que nos depara en el espacio.

4.8. ¡O�� !

Figura 4.7: Caïn por Henry Vidal. Fuente: https://www.flickr.com/photos/proimos/4199675334/

CAPÍTULO

5

AGRADECIMIENTOS

Como bien dice el refranero español es de bien nacidos ser agradecidos. En este caso no podíaterminar este trabajo sin dedicar unas líneas a las personas que han hecho posibles estas prácticas. Muchasgracias Sergio, Carlos y Elvira por acogerme en el CAT y haceme setir como si estuviese en mi propiacasa. Ha sido un placer conoceros y espero volver por allí por que ha sido realmente un gustazo trabajarcon vosotros.

APÉNDICE

A

CHARLA PERSEIDAS

A.1. ¿Q�� ?Antiguamente se pensaba que eran literalmente estrellas que de alguna manera se precipitaban, y

desaparecían muy rápido, de ahí el nombre de fugaz. Hoy día sabemos que son pequeños trozos de polvoy roca del tamaño de un grano de arena hasta el tamaño de un garbanzo. Al entrar en la atmósfera agran velocidad (70 kms≠1) se vuelven incandescentes por la fricción que experimentan. Esto es lo quevemos en forma de trazo en el cielo (realemente lo que vemos es la ionización de los gases de la atmósfera).

Si estos objetos son más grandes, hasta el tamaño de un puño se los conoce como bólidos la estelaque dejan es más brillante y puede permanecer durante algunos segundos en el cielo. Si son todavía másgrandes, hasta el tamaño de un melón, más o menos, además de ir deshaciéndose las partes externas, elnúcleo se puede llegar a calentar tanto que el meteoro explote antes de deshacerse por completo. Estoviene acompañado de un sonido muy característico que parece provenir de todas partes.

A.2. ¿D� �� ?Generalmente existen dos fuentes, el medio interestelar y cometas. Un cometa según su definición

más pedestre es una bola de nieve sucia. La “suciedad” se refiere a que no es hielo puro si no que contienegranos de polvo y pequeños trozos de roca. Estos objetos provienen de forma general de dos objetosdel Sistema Solar. El cinturón de Kuiper que se sitúa desde una distancia algo más allá de la órbita deNeptuno, hasta algo más lejos que la órbita de Plutón. En esta estructura hay miles, millones de objetosorbitando en el plano de la eclíptica 1. Por otro lado está la nube de Oort, que es un objeto mucho másextenso y lejano (se estima que podría ir desde los 0.3 ly hasta los 3 ly respecto del Sol). En este objeto secalcula que podría haber billones de objetos, y al contrario del cinturón de Kuiper en este caso los objetosse encuentran distribuidos de forma esférica y no en un plano. Los cometas procedentes del cinturón deKuiper suelen ser los de periodo corto, y los procedentes de la nube de Oort los de largo periodo.

Estos cometas están orbitando alrededor de Sol. Cuando se encuentran entre Júpiter y Marte, la ra-diación solar es suficientemente fuerte como para “deshacerlos”, haciendo que el hielo pase directamente

1Este es el plano donde están orbitando el Sol y todos los planetas

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a gas (sublimación). En este proceso se arrancan también esas pequeñas partículas de polvo y roca queestaban en el cometa. Así éste va dejando un rastro de “porquería” en su trayectoria.

Eventualmente la trayectoria de algunos cometas intersectan con la trayectoria de la orbita de nuestroplaneta. Cuando la Tierra llega a una zona por donde ha pasado un cometa arrastra un montón de partículasque están suspendidas en el espacio, produciendo así una lluvia de estrellas fugaces. El nombre de lluviaproviene de que caen una gran cantidad de estas en comparación con otras noches. Normalmente sepueden ver en torno a 5-10 a la hora, en un evento de estrellas fugaces se pueden ver entorno a 100-150incluso 200 estrellas fugaces.

A.3. ¿Q�� P��-��?

El cometa que genera la lluvia de las Perseidas es el cometa 109 P, para los amigos el Swift-Tutle.Este cometa fue descubierto de forma independiente por dos astrónomos norteamericanos con 3 días dediferencia en el año 1862. El 16 de Julio lo descubrió Lewis Swift y el 19 Horace Parnell Tutle.

Este cometa tiene un periodo de 133 años (largo periodo, y por tanto procedente de la nube de Oort).El último paso por la órbita terrestre fue en 1992, el próximo será en 2126. El punto más alejado de suórbita se situa a 51 AU y el más cercano a algo menos de 1AU. Este cometa esta calificado como “elobjeto más peligroso conocido para el hombre” pues se calcula que para el año 4479 podría impactar conla Tierra (concretamente el 15 de Septiembre). Esto de que podría impactar es casi un decir, porque va apasar a una distancia entre 4,5 y 7,5 millones de km de la Tierra, y tiene una probabilidad de impactar deuno entre un millón. Aunque parezca mínimo es una probabilidad bastante grande en comparación conla del resto de asteroides, aunque a nivel estadístico es poco probable...

Si finalmente se produjera este objeto haría bastante daño. Para hacernos una idea de cuanto dañoharía podemos acordarnos de nuestros antepasados los dinosaurios. El cometa que se cree que impactóen la península de Yukatán y que acabó con nuestro queridos dinos se supone que tenía un diámetro de10 km, el Swift-Tutle tiene un diámetro de 26 km...

A.4. ¿P�� P��?Hace unos años los astrónomos salían al campo con un mapa estelar y cada uno observaba una región

del cielo, de tal forma que este fuese cubierto por completo. En el mapa dibujaban la dirección que teníanlas estrellas fugaces que veían. Al final de la noche se juntaban todos estos dibujos en uno solo. Hoydía existen cámaras fotográficas que cubren todo el cielo y que tienen suficiente sensibilidad para captarestos eventos. Cuando se observa estos dibujos, o fotos, se ve que la gran mayoría de ellas apuntan a unpunto concreto del cielo. A este punto se le conoce como radiante (ver Fig. A.1), cuando el radiantecoincide con una constelación se le da el nombre de esta a la lluvia de estrellas. Así existen las Gemínidas(Geminis), Leónidas (Leo), Perseidas (Perseo), etc. Además hay otras veces que no solo coincide conuna constelación sino con una estrella concreta de esta, así encontramos por ejemplo las deltaacuaridasy las etaacuaridas en la constelación de Acuario. No olvidemos que el hecho de que parezcan salir de allíes meramente aparente pues las partículas incandescentes están en la atmósfera y las constelaciones son“un fondo de estrellas fijo”.

A.4. ¿POR QUÉ SE LLAMAN PERSEIDAS? 35

Figura A.1: Arriba izquierda: Composición de varias lluvias de estrellas:Oriónidas Perseidas y Gemínidas. Imágenes de 2009-2011, fuente: https ://www.flickr.com/photos/nasamarshall/8103407503/in/photostream/. Arriba dere-cha: Imagen de una lluvia de las Gemínidas en la noche del 13-14 de 2012. Fuente:http : //twanight.org/newTWAN/photos.asp?ID = 3004003. Abajo: Ilustración del ra-diante de las perseidas. Fuente: http : //www.rascmontreal.org/moon/2011/08/perseids ≠meteor ≠ shower ≠ party ≠ at ≠ the ≠ arboretum/

Astrofotografía de objetos en el cielo de verano · II “En la infancia de nuestra especie [...]...

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