Entradas del mes de marzo de 2016

 [Nota: Este artículo es una recopilación de todas las entradas publicadas durante este mes]


Constelaciones en marzo 2016

Josean Carrasco 1 marzo, 2016 - 12:49 am 

EL CIELO A SIMPLE VISTA

CONSTELACIONES, ESTRELLAS BRILLANTES Y PLANETAS EN MARZO 2016

 MARZO

 MAPA CIELO MARZO

Los anocheceres de marzo, entre el final del crepúsculo y la medianoche, nos permiten ver en la eclíptica, cruzando nuestro meridiano local, el popular asterismo de “El Triángulo de Invierno” conformado por las estrellas Sirio (Alpha CMa) la estrella principal del CAN MAYORProción (Alpha CMi), la principal del CAN MENOR; y la dorada Betelgeuse (Alpha Ori), en el hombro oriental de ORIÓN “el cazador”. También vemos cruzando nuestro meridiano local la constelación de GÉMINIS, con Cástor y Pólux. (Alpha y Beta Gem), y también vemos TAURO, con el cúmulo abierto de Las Pléyades (M45), también conocido como “las palomas” que huyen del cazador, o las “7 cabritillas” o ” las siete hermanas”; asterismo que se ocultará pasada la medianoche junto con la gigante naranja Aldebarán (Alpha Tau).

El Polo Sur de Marte

Esta imagen del polo sur de Marte fue capturada por la nave espacial Mars Express de la Agencia Espacial Europea el 25 de febrero de 2015, desde una altura de 9.900 kilómetros. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin

Era un día claro y soleado en las tierras altas del sur de Marte, cuando la nave espacial Mars Express, de la Agencia Espacial Europea, sobrevoló a unos 10.000 kilómetros de la superficie, al planeta rojo. La sonda enfocó con su cámara estéreo de alta resolución desde el polo sur hasta la Cuenca Hellas, capturando una imagen de una de las regiones más craterizadas del planeta.

La fotografía incluye cuatro grandes cráteres: Huxley, Secchi, Wallace y Tikhov.

A continuación, tenéis la misma imagen anotada para poder identificar las diferentes estructuras. 

¡Enhorabuena Asociación Astronómica M31!


La Asociación Astronómica M31 de Bilbao fue fundada el 29 de Marzo de 1996. Hoy cumple 20 años de existencia.
¡Enhorabuena!

Se trata de una asociación no lucrativa cuyo objetivo general es el fomento, desarrollo y disfrute de la astronomía como afición. Es un punto de encuentro para disfrutar de la astronomía. Tomó el nombre de la galaxia espiral Andrómeda catalogada por el astrónomo Charles Messier (1730-1817). Es su objeto celeste nº 31 de un catálogo que comprende actualmente 110 objetos entre ellos, nebulosas, galaxias, cúmulos abiertos, cúmulos globulares.

Si queréis conocer la asociación atiende al público personalmente en el Centro Municipal de Begoña (Calle Circo Amateur Club Deportivo Nº2, Bilbao) los miércoles de 20:00 a 21:30 (excepto los meses de verano -Junio, Julio, Agosto y Septiembre- y los días festivos) o visitando su página web (http://www.aam31.org/).

10 curiosidades que deberías saber sobre Neptuno

A pesar de que Neptuno es un planeta fascinante, son muchas las cosas que la gente desconoce de él. Tal vez sea porque es el planeta más distante de nuestro Sistema Solar o porque pocas misiones han tenido como objetivo su estudio. Aún así, este gigante de gas y hielo está repleto de maravillas.

Para conocerlo mejor, hemos recopilado diez datos interesantes sobre este planeta. Seguro que algunos ya los sabéis pero otros pueden ser totalmente nuevo para vosotros.

¡Comenzemos!

1.- Neptuno es el planeta más distante.

Os preguntaréis por qué en primer lugar he escrito algo tan simple. Pero es que, en realidad, este asunto es complicado si lo analizamos a través de la historia. Neptuno fue descubierto en 1846 y se convirtió en el planeta más distante del Sistema Solar. Posteriormente se descubrió Plutón, más lejano que el gigante de hielo. Pero la órbita de Plutón es muy elíptica, y por lo tanto, hay periodos en los que este cuerpo se encuentra más cerca del Sol que el propio Neptuno. La última vez que sucedió esto fue entre 1979 y 1999. Durante este periodo Neptuno fue el planeta más distante, y no Plutón..

Posteriormente, la Unión Astronómica Internacional decidió en la XXVI Asamblea General que tuvo lugar entre el 14 y el 25 de agosto de 2006, en Praga, que debía redefinirse lo que era un planeta. En lo que resultaría ser una decisión muy controvertida, la IAU de aprobó una resolución en la que se define un planeta como: un cuerpo celeste que ha alcanzado el equilibrio hidrostático (es decir, forma esférica), que ha limpiado su vecindad orbital de pequeños cuerpos y que no es un satélite. Con esta definición, el pobre Plutón fue expulsado de la categoría de planetas del Sistema Solar, así que Neptuno volvió a ocupar el lugar de planeta más distante.

Al menos por ahora,...

¿Y si realmente existiera el hipotético Planeta X?

Un Casio muy astronómico


Si bien ya tiene al menos 25 años de antigüedad, seguramente más de un aficionado a la astronomía se lo pediría como regalo de Navidad. Al menos ¡yo me lo pido!

Se trata del Casio CGW-50 Cosmo Phase, y muestra en el display superior las posiciones de los planetas.

¿Más caliente Mercurio o Venus?


Un lector del blog formuló la la siguiente pregunta: Siendo Mercurio el planeta más próximo al Sol, ¿es también el planeta más caliente? Y la respuesta es no.

Parece ilógico, sin embargo el planeta con mayores temperaturas es Venus. Mercurio orbita casi a la mitad de distancia del Sol que Venus y recibe más radiación solar por unidad de superficie que Venus. En el caso de Mercurio, la cara que está mirando al Sol alcanza los 426ºC. En la cara que no mira al Sol la temperatura cae a -173ºC. 

Sin embargo hay una diferencia muy importante entre Mercurio y Venus: la atmósfera. En el caso de Mercurio, ésta es casi inexistente (ligeras trazas de algunos gases), mientras que Venus tiene una densa atmósfera de dióxido de carbono, que atrapa el calor que recibe, y mediante el efecto invernadero hace que la temperatura en la superficie del planeta sea muy alta. Venus llega a los 460ºC.

Clasificación de las erupciones solares


En diversos post observaréis que las erupciones solares (o como más habitualmente suelo denominar, solar flares) tienen una clasificación compuesta por una letra y un número, por ejemplo C3. Esta clasificación se realiza en base al valor máximo del flujo en rayos X (de 100 a 800 nm)que se detecta y se mide en W/m2.

Las categorías, de menor a mayor intensidad, son A, B, C, M y X. Cada categoría es 10 veces mas intensa que la anterior. Pero además tiene otro índice, un número entre 1 y 9 que indica a su vez, dentro de la misma clase, la diferencia de intensidad. De este modo, una erupción de clase B1 es 10 veces más intensa que una A1, y una X5 es 4 veces más intensa que una X1. Las erupciones más habituales son las de categoría A, B y C. 

Medir ángulos en el firmamento

Crédito de la imagen: Wikipedia.org

A la hora de observar el firmamento nocturno muchas veces nos interesa medir distancias entre objetos, o entre los objetos y el horizonte. Hay sencillos "trucos" para hacer estos cálculos.

Con el brazo extendido:
- el dedo meñique equivale a 1º
- el dedo pulgar equivale a 2º
- los nudillos del puño cerrado equivalen a 10º
- los dedos de la mano totalmente extendidos equivalen a 25º

La dinamo solar y el modelo de Babcock

Dinamo solar modelo Babcock
 
Se denomina dinamo solar al proceso que produce cambios en el campo magnético interno del Sol. El Sol no rota como un sólido rígido y [simplificando] el plasma que forma el Sol rota más lentamente cerca de los polos . Consecuencia: el ecuador rota más rápido que en latitudes superiores. Así por ejemplo una rotación completa en el ecuador dura 25 días, a 40º de latitud dura 27 días y a 70º dura 30 días.

Principalmente existen dos formas del campo magnético solar. Por un lado la Poloidal, cuyas líneas emergen cerca de un polo y descienden hasta cerca del opuesto. Los puntos a lo largo de cada línea de campo magnético están en la misma longitud. Por otro lado la toroidal, en la cual las líneas del campo magnético son paralelas al ecuador solar, y se encuentran en la misma latitud. 

Para explicar la dinamo solar existen diversos modelos, pero el más aceptado es el llamado modelo de Babcock. El modelo de Babcock intenta explicar el ciclo magnético solar, la generación de regiones activas, los campos magnéticos, la ley de Hale y la ley de Spörer. Para ello establece 5 etapas. Si bien es muy útil este modelo, se podría considerar más sencillo de lo deseable. En la cabecera del post se puede ver un gráfico de dichas etapas.

El número de Wolf


El número de Wolf, también conocido como número de Zúrich, es un valor que permite evaluar numéricamente la actividad de grupos y manchas solares. Se calcula mediante una fórmula presentada en 1849 por Rudolf Wolf con la forma:
      W = k ( 10 x G + F )
donde W es el número de Wolf, G el número de grupos, F el de manchas/focos individuales y k un factor de corrección llamado factor del observatorio, y que intenta estandarizar los valores calculados por diferentes observadores con diferentes condiciones de observación.

Los grupos tienen una clasificación (de la A a la J -excepto la I-)  en función de su forma y tamaño. Se puede ver dicha clasificación el la imagen de cabecera del post.

La Cadena de galaxias Markarian en Virgo


La Cadena de galaxias Markarian en un conjunto de galaxias que forma parte del cúmulo de Virgo, y que visualmente se ven como una cadena, ligeramente curvada. El conjunto tiene un movimiento propio común y entre los componentes hay galaxias tan destacadas como M84 y M86. La localización es AR 12h 27m y declinación 13º 10'.

Calisto

Calixto satélite de Júpiter

Calisto, también conocido como Júpiter IV, fue descubierto en 1610 por Galileo Galilei y es el cuarto satélite galileano en distancia a Júpiter. Su nombre se corresponde a una de las amantes de Zeus en la mitología griega.

Con 4.820 kms de diámetro, es el tercer satélite más grande del Sistema Solar. Su órbita, de 1.880.000 kms que completa en 16,7 días, tiene una excentricidad de 0,007 y tan solo está 0,2º inclinada con respecto al ecuador del planeta. Debido a que su periodo de rotación iguala al orbital, siempre presenta la misma cara a Júpiter. No está afectado por efectos de resonancia con júpiter.

Geológicamente, dada su densidad de 1,8 g/cm3 se cree que está compuesto a partes iguales por hielo y roca. Además la sonda Galileo descubrió que tiene un núcleo de silicatos (con un diámetro máximo de 1.200 kms) e incluso un océano interno (debajo de la corteza) de agua líquida, que podría tener una profundidad de 100 kms. También se cree que por su gran separación con Júpiter, su interior no se ha visto calentado por efectos de marea.

Las coordenadas comóviles


Cuando miramos a objetos distantes estamos mirando atrás en el tiempo debido a que la luz necesita tiempo para viajar. Pero para comparar distancias y tamaños de diferentes épocas es necesario eliminar los efectos de la expansión. Aunque las distancias entre dos objetos cambien, sus coordenadas comóviles se mantienen. En el gráfico inical se ve mejor la explicación. Las coordenadas comóviles de una galaxia y de otra no cambian después de la expansión.

Las coordenadas comóviles (r) tienen dos definiciones:
- comóviles radiales: las coordenadas para dos objetos en dos épocas diferentes (gran separación temporal)
- comóviles de diámetro angular: métrica usada para coordenadas entre dos objetos en la misma época
Es importante recordar que son coordenadas, pero no distancias. Las coordenadas comóviles son como una "etiqueta" que acompaña a las galaxias: diferentes galaxias tienen diferentes coordenadas comóviles, y una galaxia particular conserva para siempre sus coordenadas comóviles. Con las coordenadas comóviles podemos describir la posición de cualquier objeto independientemente de la expansión. 

La "escalera" de distancias (distance ladder)


La llamada "escalera" de distancias (en inglés Distance Ladder) es una técnica usada en cosmología, para el conocimiento de las distancias a los diferentes objetos. Por ejemplo, basándonos en el paralaje calculamos la magnitud absoluta, la magnitud absoluta es usada como base para el estudio de las distancias a las supernovas de tipo Ia,... Un problema importante que se presenta son los errores sistemáticos. Cuando una de las técnicas de la "escalera" contiene un error este es acarreado a técnicas sucesivas, o sea, basadas en dicha técnica. Por ejemplo, si el paralaje contiene errores entonces causaría errores en las sucesivas técnicas: el error en el paralaje es propagado a todas las técnicas derivadas del mismo.

Las técnicas que constituyen la "escalera" de distancias son (El panorama actual de la cosmología contempla más técnicas, pero estas son las principales):

El desplazamiento al rojo

Relación desplazamiento al rojo vs. distancia. Fuente: Wikipedia

Si hay un fenómeno físico importantísimo para cosmología y que sea conocido por todo el mundo, ese sin duda es el desplazamiento al rojo. Y es importantísimo porque gracias al desplazamiento al rojo, cambió por completo nuestra forma de ver y entender el Universo. 

El espectro muestra las líneas características de un elemento. Los objetos al alejarse de nosotros presentan en su espectro un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales respecto a como se ven en un laboratorio. Este efecto es el conocido como desplazamiento al rojo o efecto Doppler (un ejemplo de la vida común es la diferencia de como suena un sonido al aproximarse a nosotros su fuente (p.e. la sirena de una ambulancia) o a la alejarse). Sin embargo, hay varios tipos.

El disco de polvo alrededor de Vega


Vega. La estrella que da nombre a este blog. Una de las características más destacadas de esta brillante estrella es su disco de polvo. El disco de polvo de Vega fue descubierto en los años 80 con el satélite IRAS. Sin embargo, los datos más detallados llegaron en 2005 de la mano del telescopio espacial Spitzer (ver imagen de este blog), que lo observó en diferentes longitudes de onda. Así, en diversas longitudes de onda, este disco, mostró diferentes tamaños. En 24 micrómetros su tamaño es de 330 UAs (una Unidad Astronómica (UA) equivale a la distancia media Sol-Tierra). En 70 micrómetros el tamaño es mayor, llegando a las 540 UAs. En 160 micrómetros, este tamaño llega a 815 UAs. Por tanto se creo que el tamaño del disco podría estar situado entre 900 y 1.000 UAs.

Por otro lado, las observaciones apuntan a que la zona interior se sitúa en una región entre 70 y 100 UAs de Vega, y el material situado en esta región sea producto de colisiones entre cometas y/o asteroides en regiones más interiores, y posteriormente desplazados los restos por la intensa radiación de la estrella. De las observaciones realizadas por Spitzer, probablemente la mayor parte de disco esté formado por partículas de polvo con una tamaño entre 1 y 50 micrómetros, y su masa total sea únicamente de 0,003 veces la masa terrestre. Es por ello, que cada vez se piensa más en dicho disco, como un disco de polvo, en lugar de un disco protoplanetario.

Los prismáticos: el gran aliado del observador


Estamos en verano, y es tiempo de observación. Buen tiempo y temperaturas agradables nos invistan a dedicar unas horas al estudio del firmamento nocturno. Unos de los instrumentos que más momentos de disfrute proporcionan al aficionado a la astronomía, son sin duda alguna, los prismáticos. Los prismáticos nos permiten observar el firmamento fácilmente por su gran portabilidad y gran luminosidad. Al combinar esta luminosidad con los pocos aumentos que suele tener, permiten la observación de grandes campos.

Las características a tener en cuenta son:
- Diámetro de las lentes objetivo: expresadas en mm, los recomendables para astronomía comienzan a partir de 40 mm. Hay muchos astrónomos amateurs que los usan como instrumento principal, teniendo prismáticos verdaderamente gigantes: en muchos casos alcanzan los 150 mm (se han usado muchísimo en búsqueda de supernovas y cometas, con mucho éxito). Con diámetros de 50 mm ya podemos observar fácilmente objetos de la magnitud visual +10,0.

Ariel. Orbitando el gigante Urano


Ariel, satélite de Urano, fue descubierto el 24 de Octubre de 1851 por William Lassell a la vez que descubrió Umbriel. Su nombre procede de una sílfide de un poema de Alexander Pope a la vez que es el nombre de una personaje de La Tempestad, de Shakespeare.

Se trata de un satélite cuya órbita de 190.000 kilómetros de radio es prácticamente es circular, con una muy baja excentricidad (de tan solo 0,0012), y orbita alrededor de Urano con una baja inclinación orbital. Posee una rotación síncrona de 2,52 días y muestra siempre la misma cara al planeta.

El estado cuántico de una partícula


El física clásica, el movimiento de una partícula y su estado se deduce de la posición r y el momento lineal p: (r,p). Mediante las ecuaciones del movimiento conocemos como evoluciona (r(0),p(0)) -> (r(t),p(t)), siendo una evolución determinista. Sin embargo se desprecia que toda medida perturba el estado del sistema y se asume que se puede medir con la precisión necesaria. Y no solamente eso, además también se supone que se pueden medir varias magnitudes simultáneamente. Sin embargo, esto no es válido a escala microscópica.

Si usamos una doble rendija de Young para ver cómo se comportan los fotones emitidos desde una fuente remota, observamos que aparece un patrón de interferencia, y la densidad de impactos es proporcional a la probabilidad de detectar una partícula en un punto de la pantalla. Si ahora repetimos el experimento pero tapando una rendija, de modo que sabemos por cuál va a pasar el fotón, no aparece el patrón de interferencia anteriormente detectado. Así pues, está claro que no puede describirse el proceso que ocurre en términos de los valores de su posición y momento lineal.

Celestron C8


Desde que empecé la astronomía observacional, allá por 1988, siempre soñé con tener algún día un modelo concreto de telescopio: el Celestron C8. El telescopio Celestron C8, sin duda alguna ha sido uno de los modelos más populares y de éxito del mercado, y continúa siendo el anhelo de muchos aficionados (entre ellos, yo mismo). Este telescopio tiene una óptica Schmidt-Cassegrain de 203 mm de apertura a focal 10 y los modelos más populares iban montados en horquilla.

Creo que este modelo se merece un post... aquí lo tenéis.

Energía y entropía desde el Sol

Entropia

Es común pensar, que la vida en la Tierra es gracias a la energía que recibimos del Sol. Sin embargo, esto no es del todo cierto: la energía que recibe la Tierra es aproximadamente la misma que radia al espacio. En caso contrario la Tierra se calentaría hasta que alcanzase un equilibrio térmico, el cual no sería compatible con la vida tal y como la conocemos. El verdadero "motor" de la vida es la llamada entropía.

La entropía es una magnitud física cuya formulación fue realizada por Lord Kelvin en 1851 y que está ligada a la termodinámica. La entropía, que básicamente expresa el grado de orden de un sistema, mediante el denominado segundo principio termodinámico establece que en cualquier proceso termodinámico, la entropía de un conjunto de sistemas que interaccionan aumentará o se mantendrá constante: nunca se reducirá. Según la formulación debida a Boltzmann:
       S = k ln(V)
se establece que el valor de la entropía (S) equivale a multiplicar la constante de Boltzmann por el logaritmo del volumen del espacio de fases. Sea el grado de libertad los números cuánticos necesarios para determinar completamente un microestado en un sistema, se define el espacio de fases como un espacio multidimensional en el cual a cada punto le corresponde un microestado del sistema. Si existen f grados de libertad, entonces habrá 2f dimensiones, correpondientes a f coordenadas de posición y f coordenadas de momento.

¿Cómo veía Galileo la Luna?


Hoy en día, tenemos muy olvidada la observación de un hermoso astro: la Luna. Cercana y cuya observación por telescopio nos puede proporcionar horas y horas de gratos momentos, se ha vuelto tan común que es muchas veces, poco observada. En muchos casos, incluso cuando la Luna amenaza con deslumbrarnos, aparcamos los telescopios para otra noche. Pero ¿Cómo veía Galileo la Luna?

La imagen de este post, muestra los dibujos que realizó Galileo Galilei en 1616, con su pequeño refractor.

El postulado de De Broglie


De Broglie uno de los físicos que cimentó las bases de la mecánica cuántica. Su principal aportación, la cual fue desarrollada durante su doctorado y por el cual recibió el premio Nobel de física en 1929, se conoce como el postulado de De Broglie (y del que surge la dualidad onda-corpúsculo) y vamos a describirlo para entender en que consiste. Sea un fotón con un vector de onda K=kv con un momento lineal (hk)/(2·pi) (siendo h la constante de Planck) y una energía E=(hw)/(2·pi) (siendo w la frecuencia angular). 

De Broglie supuso que lo aplicado a los fotones se pude aplicar a la materia. Así, sea una partícula material de masa m, momento lineal p y energía E, la onda asociada a esta partícula será descrita mediante un vector de onda K=(2p·pi)/h y una frecuencia angular w=(2E·pi)/h, y se define la longitud de onda de De Broglie como l=(2·pi)/K=h/p. De este modo con la onda de materia aparecen fenómenos ondulatorios. Tenemos que tener cuidado, pues a pesar de la suposición aplicada, no es igual que para un fotón, pues su velocidad de fase de onda no es la misma que para una partícula material.

¿Qué son las partículas virtuales?

Los fotones son las partículas mediadoras de la interacción electromagnética, y son lo que se denominan, fotones virtuales: así mismo otras partículas mediadoras también son virtuales.

Pero ¿Qué es una partícula virtual? ¿Existe realmente? La existencia de una partícula virtual se produce temporalmente y mediante una violación de la conservación de la energía. 

¿Cómo puede ocurrir ésto? Según el principio de incertidumbre de Heisenberg, el grado de conocimiento de cantidad de momento y posición de una partícula implica que existe cierto grado de desconocimiento. Pero no sólamente existe esta relación (la más conocida). Hay otra que relaciona energía y tiempo: