El Planisferio

EL PLANISFERIO, CATLOGOS ESTELARES Y MAGNITUDES

EL PLANISFERIO CELESTE.

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

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

El Tiempo Universal en la pennsula vara en verano y el resto del ao. A pesar de quenosotros estamos sobre el meridiano de Greenwich (donde coincide la hora oficial y el T.U) se tomaen invierno T.U=Hora oficial -1h. Sin embargo en verano se le aade a la hora oficial una hora ms demodo que la diferencia de tiempo es de dos horas. As para pasar a Tiempo Universal le quitaremosdos horas cuando estemos en el calendario de verano y slo 1 durante el resto del ao.

Planisferio celeste, catlogos estelares y magnitudes. 1 de 9

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

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

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


mapa se denominan de Ascensin Recta (A.R. = ) y son la proyeccin en el cielo de losmeridianos terrestres que dividen la bveda celeste en 24 horas, el giro completo de la Tierra.Adems existen crculos con centro en la estrella polar que sealan la Declinacin (Dec = ).Se cuentan 0 desde el plano ecuatorial hasta 90 en los ejes polares, indicndose delante +para la parte del Hemisferio Norte Celeste y - para el Hemisferio Sur Celeste. La estrellaPolar por ejemplo est a +89, casi en el Polo Norte Celeste (proyeccin del eje de rotacin dela Tierra en el cielo). Por medio de estas coordenadas sabemos ya que es posible localizarcualquier astro en el cielo, por ejemplo, la estrella ms brillante de la Osa Mayor (por tanto:, tambin denominada Dubhe) la localizaremos aproximadamente en 11h de A.R. y +62 deDec (comprubenlo siguiendo la graduacin indicada en el borde del planisferio (A.R.) y laque aparece radial para Declinacin partiendo de las 0h y 12h de A.R.).

Dado que el movimiento de rotacin de la Tierra es de un giro completo en unas 24hde oeste a este, el movimiento aparente de la bveda celeste hace un giro en sentido contrario.As las estrellas saldrn por el horizonte este y se ocultarn por el oeste indicados en lasorillas de la ventana de visibilidad. Si movemos lentamente, por tanto la venta de observacinen el sentido de las agujas del reloj veremos como irn pasando por la ventana las estrellassegn cambia la hora de la noche. Pero, debemos tener en cuenta que el Sol el da en queobservemos estar sobre la eclptica en un punto determinado por la interseccin de esta lneacon una trazada desde la fecha en que observemos y el, Polo Norte celeste. De este modo parauna fecha determinada en el momento en que este punto asome por el borde del horizonte estedel mapa tendremos en la realidad que ya no se observarn estrellas puesto que estarsaliendo el Sol por el horizonte. Si miramos en ese momento la hora en que esto se producetendremos aproximadamente la hora de salida del Sol. De manera similar si una vez tengamosvisible este punto donde se situara el Sol en este da en nuestra ventana de visibilidad vamosgirndola para hacer pasar las horas, cuando se site tocando el borde de la ventana (en el horizonteOeste) tendremos aproximadamente la hora en que el Sol se oculta. Ms o menos 1 hora despus,dependiendo de la poca del ao en que realicemos la observacin, comenzaremos a ver estrellas asimple vista.

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

LA NECESIDAD DE LOS CATLOGOS ESTELARES El planisferio es nuestro primer encuentro con un mapa celeste, sin embargo, ste contiene

muy pocas estrellas, ni tan siquiera todas las que podemos ver a simple vista y nos ser til en unprincipio hasta que seamos capaces por nosotros mismos de identificar las "siluetas" de lasconstelaciones en el cielo. Pero despus si miramos con prismticos o telescopios necesitaremos usarcatlogos estelares que en forma de cartas reproducen las estrellas ms brillantes que hay en undeterminado sector. En cuanto a las estrellas y los objetos celestes en general, hay que mencionar deentrada el problema de la definicin de las constelaciones. Inicialmente, las estrellas ms brillantesde cada regin celeste fueron agrupadas y se les asign el nombre de un ser mitolgico o de unobjeto terrestre cuya forma parecan recordar. En la astronoma moderna, las constelaciones sonsimplemente regiones o parcelas de la esfera celeste arbitrarias que sirven para orientarnos. Porejemplo, cuando terminemos el curso si nos dicen de localizar la galaxia de Andrmeda M31,sabremos dirigir nuestra mirada hacia la "parcela" de Andrmeda y all a partir de las estrellas que laforman llegaremos hasta el objeto buscado. Debe advertirse que en las figuras se han simplificado loslmites de las constelaciones pero que stas se extienden con bordes imaginarios que aparecen enmapas estelares. A priori si nos dicen de encontrar una estrella de Tauro ya sabemos que la podremoslocalizar en esa constelacin (si en ese momento est visible sobre el horizonte).


Las estrellas ms brillantes de una constelacin se designan por letras del alfabeto griegoseguidas del genitivo de la designacin latina de la constelacin; as, Cefeo es la segunda estrellams brillante de la constelacin Cefeo (situada junto al asterismo "W" de Casiopea). Algunas estrellastambin tienen su nombre propio, en su mayora nombres rabes como Betelgeuse, tambin conocidapor Orionis. Tambin las estrellas de menor brillo se identifican por un nmero (de Flamsteed) y elnombre de la constelacin (como 40 Eridani, seccin 13.4). Por ltimo, una estrella variable sedistingue por una o ms letras maysculas delante del nombre de la constelacin, como por ejemplo, TTauri y las estrellas RR Lyrae. Como algunas de estas estrellas constituyen un modelo decomportamiento variable bien conocido que caracteriza un tipo de estrellas variables, posteriormenteestos nombres se adoptan para identificar esa clase de estrellas variables

Existen extensos catlogos estelares preparados en los ltimos cien aos que recogen decenasde miles de estrellas individuales, segn sus coordenadas (ascensin recta y declinacin para una"poca" determinada; generalmente el ao 1950.00 2000.00). Otros catlogos se especializan en lasestrellas brillantes, o en las estrellas situadas a menos de una determinada distancia del Sol. Porltimo, existe un atlas fotogrfico del cielo, llamado Palomar Sky Atlas, al que nos hemos referido yaen ocasiones. Este trabajo consiste en una coleccin de fotografas a gran escala de regiones celestesbien definidas y tomadas con el telescopio Schmidt de 48 pulgadas. Para especificar un objeto celeste,los astrnomos utilizan a menudo una reproduccin de una pequea regin de dichas fotografas;indican simplemente la posicin del objeto mediante una flecha.

Tambin existen catlogos de nebulosas gaseosas, cmulos y galaxias. Por regla general asignan atales objetos nmeros correlativos. Mencionaremos aqu el clsico catalogo de Messier del que sederivan los "nombres" M 31, M 33, etc., de galaxias brillantes; el posterior New General Catalogue(NGC); y el Index Catalogue (IC). En general existen catlogos para prcticamente todo tipoespecializado de objetos. En los Atlas estelares actuales como el Sky Atlas 2000.00 o el Uranometra2000.00 (este ltimo ideal para observaciones con telescopio) aparecen dibujados los mrgenes ydimensiones de los objetos de cielo profundo junto con su nmero de NGC IC.

Los tipos de objetos que aparecen en estos catlogos son: Nebulosas de emisin: son nubes de gas interestelar (hidrgeno principalmente) y polvo. En

las cercanas de estrellas calientes que emiten radiaciones ultravioleta intensas, las nubesgaseosas se ionizan y aparecen como resplandecientes nebulosas de emisin. Las radiacionesque emiten son intensas, principalmente en la regin roja del espectro.

Nebulosas de reflexin: son nubes de polvo que dispersan la luz de las estrellas prximas ylas vemos como brillantes nebulosas. El color que predomina en la luz dispersa por laspartculas de polvo csmico es con frecuencia el azul. Las nebulosas contienen generalmentegas y polvo, razn por la cual se encuentran a menudo juntas las nebulosas de emisin yreflexin.

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

Nebulosas planetarias: en forma anular, son las capas exteriores de gas expulsadas desde laatmsfera de ciertos tipos de estrellas prximas al trmino de sus vidas. Observadas a travsdel telescopio, suelen tener la forma de un pequeo disco parecido a un planeta, configuracina la que deben su nombre.

Cmulos estelares: son sistemas de estrellas de origen y evolucin comn, ligadas unas a


otras por la gravedad. Hay tres tipos: cmulos abiertos, globulares y asociaciones. Loscmulos abiertos contienen varias decenas, centenares e incluso millares de estrellas, y suverdadero dimetro oscila generalmente entre 5 y 50 aos luz. Se conocen ms de 1.000 deestos cmulos prximos al plano de la Va Lctea, como por ejemplo las Pliades. Loscmulos globulares son concentraciones de estrellas, de forma regular, esfrica que contienendesde cientos de miles hasta millones de estrellas; el nmero de stas decrece hacia el exteriordel enjambre, mientras que aumenta con la proximidad al centro. Los dimetros verdaderos delas agrupaciones tienen dimetros entre 100 y 300 aos luz. Hay ms de 120 de estasagrupaciones, que forman parte del halo galctico, siendo las ms antiguas de la Galaxia. Unejemplo es el cmulo globular M13 de Hrcules. Las asociaciones son grupos de 10 a 100estrellas muy luminosas que se han'formado en los brazos espirales de la galaxia. Susdimetros estn entre 100-500 aos luz. Un ejemplo lo constituyen las estrellas ms brillantesde la Osa Mayor o de Orion.

Galaxias: son enormes sistemas de miles de millones de estrellas que constituyen los bloquesbsicos de construccin del Universo. Algunas de ellas se parecen a la nuestra, mientras otrasdifieren notablemente en masa y estructura. En los catlogos aparecen sealadas paradistinguirlas como tenues nebulosidades a travs del telescopio.

Los objetos radio estn catalogados en listas como los Cambridge Catalogues. Los objetoscuasiestelares (cusares) y las radiogalaxias se designan por el nmero de la edicin de tales catlogos(3C, 4C y 5C) seguido, o bien de un nmero correlativo, como el conocido cusar visible contelescopios de amateur 3C-273. Finalmente, los pulsares se denominan segn sus coordenadas,precedidas por una letra caracterstica de alguna lista, como por ejemplo CP o NP; la C corresponde aCambridge, la N a National Radio Astronomy Observatory de West Virginia, y la P se refiere a plsar.Por ejemplo, NP 0532 es el plsar del Cangrejo.

BRILLO, LUMINOSIDAD, MAGNITUD

INTRODUCCIN A LA NOCIN DE MAGNITUD

Ya desde hace unos 2000 aos se emplea la clasificacin de las estrellas en magnitudes. Fue elgenial Hiparco de Alejandra (160-119 a.C.) el que introdujo la primera escala de magnitudes queestableca 6 clases de estrellas desde la 1a magnitud (las ms brillantes) hasta las ms dbiles de 6amagnitud. Esta clasificacin no es casual ya que se ha tomado as ya que el ojo humano tiene unarespuesta casi logartmica al flujo de luz que le llega de un objeto celeste.

Hoy en da se ha establecido una escala casi logartmica para seguir la tradicin de nuestrosantepasados. As el investigador Pagson (1856) estableci una relacin entre magnitudes (m) y brillosaparentes (L) imponiendo:

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

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

Ser ms correcto decir que una determinada estrella tiene cierta magnitud que "un ciertobrillo". La razn es que el concepto de brillo slo puede emplearse para objetos extensos, como porejemplo, planetas, Sol y Luna.


Reproduccin de una parte de una carta del Sky Atlas 2000.00 que est referido portanto al equinoccio del 2000. La magnitud lmite (estrellas mas dbiles que recoge) esaproximadamente +8. Se puede reconocer Casiopea y el doble cmulo de Perseo.

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

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


una magnitud de+2,1 m.

Las luminosidades estelares varan considerablemente. Las estrellas blanco-azuladasms brillantes del cielo lo son sobre un milln de veces ms que el Sol, mientras que ste escerca de un milln de veces ms luminoso que las estrellas rojas ms tenues. As pues el Soles una estrella de luminosidad intermedia como existen millones en nuestra galaxia.

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

El Sol es la nica estrella cuyas caractersticas son accesibles a la observacin directa;en ninguna otra estrella, ni siquiera con los mayores telescopios, pueden observarse lascaractersticas superficiales. Como ejemplo tomemos el Sol; llevndolo hasta la distancia a lacual se encuentran las estrellas ms prximas, su dimetro angular sera inferior a 0,00001''(segundos de arco). Este tamao es nfimamente pequeo, muy lejos del poder de resolucinde cualquier telescopio ptico o de cualquier radiotelescopio.

Sin embargo, existen tcnicas interferomtricas tiles para medir los radios estelares,siempre que las estrellas sean intrnsecamente brillantes y tengan radios cuya medida angularsea mayor que el actual lmite instrumental, algo menor que 0,001'' . Por ejemplo, segn estosmtodos, se dedujo que el radio de Sirio es de 0,0058'', lo cual a una distancia de 2,7pccorresponde a unos 25 radios solares. En total se han medido los radios de varias decenas deestrellas. Aunque las tcnicas interferomtricas slo proporcionan la dimensin angular de lafotosfera estelar y nicamente pueden aplicarse a un pequeo conjunto de estrellas bastanteespeciales, son muy importantes pues constituyen las nicas medidas verdaderamente directasde los radios estelares.

Las dems determinaciones son ms o menos indirectas y se basan en hiptesis amenudo difciles de comprobar. Por ejemplo, se utilizan estrellas dobles ( binarias) de untipo especial, las llamadas binarias eclipsantes, para la determinacin de los radios. Sinembargo, el mtodo ms extendido se basa en la definicin de la luminosidad L.

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

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

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

luminosidad de la fuente.

Para las estrellas y 'otras fuentes puntuales de lz0, A = 4r2, siendo r la distancia delobservador a la fuente luminosa, por lo que el Flujo F ser

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

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


de la estrella mediante la ecuacin:

donde es la constante de Stefan-Boltzmann (5.67108 Wm-2K-4)

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

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

est relacionada con su masa:

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

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

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

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

unidades) , Lstar y es la luminosidad visible de la estrella y del Sol respectivamente, rstar yrsun son las distancias a la estrella y al Sol.

Utilizando msol = 26.73 y rsol = 1.58 105 aos-luz:

mstar = 2.72 2.5 log(Lstar/rstar2)

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

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

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

Teniendo presente la definicin de L en funcin de la temperatura efectiva, elproblema de la determinacin del radio puede reducirse al problema de determinar unatemperatura efectiva apropiada a partir de los datos de observacin y tericos disponibles.


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

NOCIONES SOBRE FORMACIN ESTELAR Y ESTRELLASPECULIARES.

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

Las estrellas estn formadas por la concentracin gravitatoria de nubes de polvointerestelar y gas. Una estrella comienza a brillar intensamente tras la "ignicin" delhidrgeno existente en su ncleo (producida por medio, de una reaccin de fusin nuclear). Eldestino de las estrellas viene determinado en el comienzo mismo de su existencia, por sumasa inicial. Cuanto mayor es la masa de la estrella, con ms rapidez se consume elhidrgeno, ms alta es su temperatura y luminosidad, y ms pronto se agota ese gascombustible para convertirse en estrella gigante o supergigante durante algn tiempo. Laestrella pasa despus por reacciones nucleares ms complejas, y su etapa de evolucin finalsurge cuando se ha agotado tambin el combustible que hace posible estas ltimas reacciones.La radiacin del interior de la estrella no ofrecer en adelante resistencia alguna; es, pues,sustituida por la contraccin gravitatoria y en poco tiempo tiene lugar la consiguientedesintegracin. Esta va en ocasiones acompaada por una explosin, que dispersa en elespacio parte del material estelar. En funcin de la masa de la estrella en proceso dedesintegracin, la contraccin gravitatoria continuada puede ocasionar que evolucione haciauna "enana blanca" o estrella de neutrones. Las estrellas de masas extremadamente grandes,se convierten en "agujeros negros".

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

Estrellas variables son aqullas cuyo brillo vara a intervalos regulares o irregulares.Un ejemplo de estas razones son los cambios de dimetro y de la temperatura de superficie, laexistencia de una compaera en rbita que las eclipsa, etc...


EL PLANISFERIO, CATLOGOS ESTELARES Y MAGNITUDESEL PLANISFERIO CELESTE.LA NECESIDAD DE LOS CATLOGOS ESTELARESBRILLO, LUMINOSIDAD, MAGNITUDINTRODUCCIN A LA NOCIN DE MAGNITUDRADIOS Y MASAS ESTELARES: El clculo de los radios estelares.Clculos utilizando el brillo, la luminosidad, la magnitud aparente y la absoluta.

NOCIONES SOBRE FORMACIN ESTELAR Y ESTRELLAS PECULIARES.

El Planisferio

Documents

Transcript of El Planisferio