Entradas del mes de enero de 2020

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


Resultados con el Solarscope durante el año 2019

1 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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En primer lugar ¡Feliz año nuevo! Al igual que hemos realizado en años anteriores, comenzamos el año presentando los resultados de nuestras observaciones del Sol con el solarscope. Pero a diferencia de otras ocasiones, esta vez únicamente mostramos el gráfico acumulado desde que comenzamos a observar el Sol con el solarscope, en 2011. El motivo es que durante 2019 no hemos logrado observar ni una sola mancha solar en nuestras 18 observaciones.

Esperemos que 2020 nos traiga una actividad solar más destacable.

 

Dibujo: Atardecer con árbol

2 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Atardecer con árbol. Óleo realizado sobre papel lienzo de 25 x 32 centímetros.

 

Ensamblando la materia

2 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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La materia esta formada de fermiones. Existen tres familias. La primera, llamada primera generación, está formada por los quarks arriba y abajo, y los leptones electrón y neutrino electrónico. La segunda generación está formada por los quarks belleza y extraño, y los leptones muón  y neutrino muónico. Finalmente la tercera generación es la formada por los quarks cima y fondo, y los leptones tau y neutrino tauónico.

Las partículas que forman la segunda generación decaen rápidamente por lo que no forman materia estable. En el caso de la tercera generación, es aún más inestable (el quark cima decae tan rápidamente que la fuerza nuclear fuerte no interactúa con él). Prácticamente toda la materia conocida está formada por partículas de la primera generación.

Un hadrón es cualquier partícula (o conjunto de las mismas) que sea sensible a la fuerza nuclear fuerte. Derivado de esta definición, está el barión, que es un hadrón con espín medio-entero además de estar formados por tres quarks. Por otro lado, los mesones, son hadrones con espín entero, por lo que podría ser, por ejemplo, un quark y un antiquark.Se denomina materia bariónica a la formada por protones y neutrones. En el caso de un protón esta compuesto de dos quark arriba y uno abajo (uud), mientras que el neutrón está compuesto de dos quarks abajo y uno arriba. (udd)

También, tanto los hadrones como los mesones, tienen otra peculiaridad: no poseen color. De este modo, para un hadrón los colores deberían ser, por ejemplo, rojo, verde y azul. En el caso de un mesón sería un quark rojo y un antiquark rojo.

 

 Actividad de las Úrsidas 2019

3 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Crédito: IMO

A finales de diciembre, el radiante de las Úrsidas alcanzó su máximo en unas condiciones favorables para la observación (ver artículo «Meteoros Úrsidas 2019«). Además había previsión de un pico de actividad superior al de otros años. Según los datos recogidos por IMO, si que hay un aumento de actividad, aunque el máximo de la THZ se sitúa en torno a los 17 meteoros a la hora (en base a 127 meteoros observados. Enlace al informe de la IMO). Encabezando el artículo se puede ver el gráfico de la actividad.

 

¡Astrofísica y Física alcanza los 8 millones de visitas!

4 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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El blog de Verónica Casanova, Astrofísica y Física, ha amanecido alcanzando la cantidad de 8 millones de visitas.

¡Enhorabuena!

Una magnífica labor de divulgación que es recompensada. Y también hay que destacar la gran cantidad de seguidores que suma en las redes sociales, 24.500 en Twitter y 31.000 en Facebook.

¡A por los nueve millones!

 

La caída de brillo de Betelgeuse

6 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Imagen 1: Curva de luz de Betelgeuse. Crédito: AAVSO

Seguramente ya lo habréis leído en numerosas webs, redes sociales, periódicos e incluso noticiarios de la televisión: la magnitud de Betelgeuse, la estrella alfa de la constelación de Orión, está descendiendo. Incluso en algunos medios han dado la alarma ante una posible explosión supernova. Lo primero que hay que decir es que no es la primera vez que Betelgeuse, una estrella supergigante roja, disminuye de brillo. Cierto es que en esta ocasión la caída de brillo es bastante notable, prácticamente una magnitud (de aprox. +0,5 a +1,5, ver imagen 1), pero no debemos alarmarnos por ello.

Si bien es candidata a convertirse en supernova, según los modelos se estima que esto podría ocurrir de entre dentro de 100.000 años y un millón de años. Realmente es poco tiempo en las escalas de la vida de la estrellas, pero mucho para nuestra escala de tiempo de vida humana, que medimos en años. Incluso siendo optimistas, en base a lo que se sabe sobre Betelgeuse, aún no ha comenzado la etapa de emplear el carbono como combustible nuclear. Una vez que lo empiece a usar, tardará aún 600 años en consumirlo. A partir de entonces el camino que le quedaría para explotar como supernova acelera a velocidades de vértigo.

Incluso cuando explote no será peligroso para la vida en nuestro planeta, debido a la distancia a la que se encuentra (no está clara, y podría estar entre 400 y 800 años luz, aunque se suele considerar sobre los 600). Cuando esto ocurra brillará en el firmamento con una magnitud de -12, como la Luna llena, y será visible a plena luz del día durante meses. A continuación os incluyo un vídeo con una simulación.

Quizás alguno respire más tranquilo ahora, o quizás algunos estén decepcionados. En cualquier caso son fechas ideales para observar esta interesante estrella. Es fácil de localizar y ahora en enero a primeras horas de la noche comienza a ganar altura sobre el horizonte. En el siguiente mapa celeste os muestro Orión y donde se encuentra Betelgeuse. Es fácil advertir su tonalidad rojiza.

Imagen 2: Orión. Crédito: Stellarium

Aquellos que os animéis, también podéis medir su brillo sin necesidad de instrumento alguno, a simple vista. Para ello podéis usar el método Argelander. Se basa en comparar el brillo de la estrella variable con una más brillante y con otra más débil, mediante una escala de grados:

– grado 1: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe del vista, y solo tras un rato largo se aprecia una ligera diferencia.

– grado 2: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe de vista, pero rápidamente se aprecia la diferencia.

– grado 3: cuando existe una ligera diferencia.

– grado 4: cuando hay una diferencia notable.

– grado 5: cuando hay una gran desproporción entre el brillo de ambas estrellas. No es aconsejable usar este grado y deberíamos elegir otra estrella para la comparación.

Posteriormente usaríamos la siguiente fórmula:

M(V) = M(A) + ( a / (a+b) ) x ( M(B) – M(A) )

donde M(V) será la magnitud aparente de la estrella variable, M(A) la magnitud conocida de la estrella más brillante, M(B) la magnitud conocida de la estrella más débil, a el grado de comparar la estrella más brillante con la variable y b el grado de comparar la estrella más débil con la variable. A continuación tenéis la carta a emplear. Las magnitudes de la carta vienen sin la coma decimal de modo que por ejemplo, 49 sería una magnitud +4,9. Betelgeuse está marcada con una cruz y en el centro de la carta. En la parte inferior aparece el cinturón de Orión.

Imagen 3: Carta para estimar la magnitud de Betelgeuse. Crédito: AAVSO

También para quién desee ampliar información os recomiendo el siguiente artículo, titulado «El enigma de Betelgeuse»:

https://www.investigacionyciencia.es/blogs/astronomia/76/posts/el-enigma-de-betelgeuse-18171

¡Suerte con la observación de esta hermosa estrella!

 

Dibujo: Noche de Luna con nubes y niebla

7 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Noche de Luna con nubes y niebla. Óleo realizado sobre papel lienzo de 25 x 32 centímetros.

 

Dibujo: Calle de París

8 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de una calle de París, realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño 1/8 de pliego.

 

Eclipse penumbral de Luna para el 10 de enero

8 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Crédito: NASA

El próximo 10 de enero será observable desde España un eclipse penumbral de Luna. Su magnitud será de 0,89 por lo que ni siquiera la penumbra tapará por completo el disco lunar, tal y como se puede observar en la imagen que encabeza el artículo. Al igual que otros eclipses penumbrales su observación es complicada pues el oscurecimiento del disco lunar es muy bajo. No obstante aquellos que se animen a intentar su observación, aquí damos los datos para realizarla.

Al poco de que la Luna aparezca por el horizonte este, el eclipse penumbral comenzará (su inicio es a las 17:07 horas TU). Alcanzará el máximo a las 19:21 horas TU y será observable hasta las 21:12 horas TU.

Un eclipse de Luna (ver artículo «Descripción de un eclipse de Luna y un eclipse de Sol«) es un fenómeno que ocurre cuando la Tierra se interpone en la línea entre el Sol y la Luna, entrando esta última en la zona de la sombra causada por la Tierra. Ocurre en la fase de Luna llena. La Tierra proyecta tanto sombra como penumbra, siendo:

– Sombra: la zona donde no llega radiación solar por el bloqueo de la misma por la Tierra

– Penumbra: la zona donde parte de la radiación solar es bloqueada pero no del todo. Se produce debido a que la fuente de luz, en este caso el Sol, no es una fuente puntual.

eclipe_luna-1

Hay varios tipos de eclipses lunares:

– Total: ocurre con toda la superficie visible de la Luna entra en la sombra terrestre

– Parcial: ocurre cuando solo una parte de la Luna entra en la sombra terrestre

– Penumbral: ocurre cuando la Luna pasa solo por la penumbra terrestre

– Horizontal o Selenelion: ocurre cuando tanto el Sol como la Luna eclipsa se ven a al vez en el firmamento.

Esto solo puede ocurrir cuando el fenómeno ocurre en el momento justo de amanecer o atardecer, apareciendo cada objeto en la posición opuesta del firmamento.

Se puede encontrar más información en la web NASA Eclipse Web Site.

 

Dibujo: Barca en una playa

9 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Óleo de una barca en una playa, realizado sobre lienzo de 80 x 60 centímetros.

 

Descubrimiento de exoplanetas y su caracterización

9 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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1. Introducción

Existen cuatro diferentes técnicas en la búsqueda de exoplanetas:

– Velocidad radial

– Imagen directa del exoplaneta

– Tránsitos

– Microlentes

Tenemos que considerar que la investigación de exoplanetas aún es un área relativamente joven.

2. Técnica de la velocidad radial

Esta técnica mide con gran precisión la velocidad radial del movimiento de una estrella debido a la existencia de un planeta. El experimento más exitoso fue debido al uso del instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planetary Search project) del Observatorio de Ginebra, acoplado al telescopio de 3,6 metros de La Silla. Es un espectrómetro de alta precisión, alrededor 4 a 10 angstroms, gracias a su red de fibras ópticas. Puede medir velocidades radiales por debajo de 10 m/s, permitiendo la detección de planetas gigantes (la perturbación de Júpiter en el Sol crea una velocidad radial de 12,5 m/s). Su precisión es solo superada por el instrumento FLAME del telescopio VLT. Los objetivos de las observaciones son seleccionadas usando el catálogo HIPPARCOS de gran precisión.

Otra investigación usando esta técnica es MARVELS (Multi object APO Radial Velocity Exoplanet Large-area-Survey), con una precisión de 12 m/s. Puede buscar planetas gigantes gaseosos con periodos orbitales que varían de horas a 2 años, y masas comprendidas entre 0,5 y 10 veces la masa de Júpiter. Analizará 11.000 estrellas y se espera que detecte entre 150 y 200 nuevos exoplanetas.

También hay que destacar el instrumento TEDI (Triple Spec-Exoplanet Discovery Instrument), con un espectrómetro en infrarrojo cercano, acoplado al telescopio Hale de 5 metros en el Observatorio Palomar. Buscará exoplanetas de baja masa alrededor de estrellas de tipo M, L y T, y en estrellas enanas marrones. El prototipo ha alcanzado una precisión de 5 m/s.

En esta técnica podemos ver que la existencia de un catálogo de gran precisión y espectrómetros muy sensibles permiten el descubrimiento de nuevos exoplanetas. También estos instrumentos son la base de una nueva generación de instrumentos más precisos los cuales podrán descubrir planetas más pequeños.

3. Imagen directa de exoplanetas

Es una técnica complicada debido a que el brillo de la estrella nos impide ver el planeta. Para evitar este problema se están usando coronógrafos.

GPI (Gemini Planet Imager) usa óptica adaptativa y un coronógrafo acoplado al Observatorio Gemini Sur. Su objetivo es tomar imágenes de exoplanetas con una masa similar a Júpiter, y con una órbita de a menos 5 UA. Tiene un sistema de alto contraste, el cual será el punto de partida para futuras investigaciones en la detección de discos protoplanetarios alrededor de estrellas.

EPICS (Earth like Planet Imaging Camera Spectrograph) también usa óptica adaptativa y un coronógrafo. Su objetivo es la detección y caracterización de planetas rocosos en la zona de habitabilidad, y planetas gigantes gaseosos fríos. Usará las siguientes bandas:

   – Banda R (600 a 800 nm) para detectar O2

   – Banda J (1100 a 1430 nm) para detectar CH4 y H2O

   – Banda H (1380 a 1800 nm) para detectar CH4, CO2 y H2O

El proyecto DARWIN estaba pensado que serían cuatro satélites con ópticas de 3 metros. Su objetivo iba a ser analizar planetas de tipo terrestre y sus atmósferas, y desarrollar interferometría espacial. Iba a tener entre 10 y 100 veces mejor calidad que otros telescopios, incluso más que el telescopio espacial James Webb.

HiCIAO será acoplado en el telescopio Subaru de 8,2 metros con el objetivo de buscar planetas con masas comprendidas entre 1 y 13 veces la masa de Júpiter, y discos protoplanetarios. Usando óptica adaptativa y un coronógrafo estudiará 500 estrellas cercanas de tipo solar. Su método consiste en dividir la imagen en 2 o más imágenes y usar diferentes planos de polarización o filtros espectrales que permitan distinguir objetos débiles. Para ello usará los siguientes instrumentos:

   – SDI con filtro de metano, para la búsqueda de planetas con temperaturas por debajo de los 1400 K.

   – PDI con una resolución de 0,03″. Será la base para el estudio de discos protoplanetarios en el proyecto ALMA.

NACO también buscará exoplanetas usando óptica adaptativa y una coronógrafo acoplado al VLT. Buscará exoplanetas con temperaturas entre 130 y 800 K, y entre 1 y 25 veces la masa de Júpiter.

En el caso de la imagen directa, la técnica se ha beneficiado del uso de la óptica adaptativa y del coronógrafo, y esta técnica es usando sistemas de alto contraste y alta resolución. DARWIN iba a ser parte fundamental del desarrollo de la interferometría espacial.

4. Tránsitos

Esta técnica está basada en la detección de fluctuaciones en el brillo de una estrella cuando un exoplaneta en el mismo plano de la estrella y el observador, transita entre ambos.

El satélite francés COROT (Convection Rotation Planetary Transit) busca planetas de tipo terrestre con una cámara que se usa tanto para asterosismología (Sismología estelar) y búsqueda de exoplanetas. La cámara está acoplada a un telescopio de 0,3 metros. Gracias a estar situado en el espacio no está afectado por la turbulencia atmosférica, y gracias a ser un mini-satélite, el coste fue muy reducido en comparación con otros proyectos.

EPOCh es una satélite de la NASA con dos instrumentos: el HRI que consiste en un espectrómetro de alta resolución, y el MRI para observar tránsitos en una resolución menor. Sin embargo tiene un defecto en la cámara: no puede enfocar correctamente, aunque este problema finalmente ha sido una ventaja debido a que los objetos aparecen más extensos y con menos ruido, alcanzando alta precisión en las medidas.

El satélite Kepler es un telescopio espacial Schmidt de 0,95 metros con un fotómetro de 42 CCDs, que toman imágenes con un campo no alcanzado por otros telescopios. Kepler está buscando planetas de tipo terrestre en la zona de habitabilidad, midiendo 100.000 estrellas de la secuencia principal para incrementar la probabilidad. Inicialmente se estimo que descubriría unos 465 exoplanetas nuevos.

TrES (Trans-Atlantic Exoplanet Survey) es una red de 3 pequeños telescopios en el Observatorio Lowell, en el Observatorio Palomar y en las Islas Canarias, cuyo objetivo es buscar planetas de tipo joviano.

También, usando pequeños instrumentos, está el instrumento XO, el cual son unos teleobjetivos de 0,2 metros que cubren una ascensión recta concreta cada noche y cada estrella es estudiada cada 10 minutos.

Finalmente, el instrumento SuperWASP (Wide Angle Search for Planet) tiene una matriz de CCDs tomando imágenes toda la noche y que ofrecen un campo extraordinario. Cada imagen contiene 50.000 estrellas y son comparadas con un catálogo para hacer análisis fotométrico.

Este tipo de técnica se ha beneficiado del gran desarrollo de técnicas fotométricas en alta precisión (especialmente gracias a las cámaras CCD) y están permitiendo el desarrollo de futuros estudios de fotometría simultanea de cientos de estrellas, a la vez que el defecto en el enfoca de EPOCh ha mostrado nuevas posibilidades en la medición.

La investigación se está beneficiando también de la colaboración de astrónomos amateurs: aunque usan telescopios pequeños, usando cámaras CCD es posible observar tránsitos. La gran ventaja de esta colaboración es que se dispone tiempo ilimitado de observación.

5. Microlentes

Esta técnica es la última y más avanzada, que consiste en observar fenómenos de microlentes debidos a exoplanetas.

REX (Robotic Exoplanet discovery network) es un proyecto Británico de tres telescopios robotizados, cada uno de ellos de 2 metros, en tres lugares diferentes (Chile, Sudáfrica y Australia) para observar las 24 horas. Buscará planetas de tipo terrestre en órbitas de 4 UA, estudiando 1.000 fenómenos de microlentes conocidos. También estudiará tránsitos.

El telescopio espacial GEST (Galactic Exoplanet Survey Telescope) buscará, mirando al centro galáctico, exoplanetas situados entre 2 y 3 UA de con poca masa, alrededor de estrellas de tipo F, G y K. Tendrá un espejo primario de entre 1 y 1,5 metros.

6. Conclusión

La búsqueda de exoplanetas es un área de investigación aún muy joven, la cual se ha beneficiado de técnicas usadas en otras áreas de la astronomía. En particular:

   – Velocidad radial: espectrometría de fibra óptica y el catálogo HIPPARCOS

   – Imagen directa: óptica adaptativa, coronógrafos e interferometría

   – Tránsitos: fotometría CCD.

Estas investigaciones están permitiendo descubrir cientos de nuevos exoplanetas, lo cual no es solo importante para caracterizar otros sistemas planetarios, si no también para permitirnos conocer mejor nuestro propio Sistema Solar.

El esfuerzo en este área permitirá desarrollar una nueva generación de instrumentos:

   – situados en el espacio a bajo coste y usando interferometría

   – situados en tierra con muy alta resolución y formando parte de redes de telescopios de bajo coste para el estudio sistemático


Bibliografía

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Page, http://obswww.unige.ch/Instruments/harps/Welcome.html

SDSS-III n.d., SDSS-III and Extrasolar Planets, http://www.sdss3.org/exoplanets.php

Edelstein, Ward Muterspaugh, Erskine et al. 10 October 2007, TEDI: the TripleSpec Exoplanet Discovery Instrument, arXiv:0710.2132v1 [astro-ph]

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Verinaud, Hubin, Kasper et at. 2005, The EPICS project: exoplanets detection with OWL, Proceedings IAU Colloquium No. 200, 2005

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Tamura, Usuda n.d., Subaru Strategic Exploration of Exoplanets and Disks with HiCIAO/AO188 (SEEDS), Subaru Telescope «Strategic Observations»

Kasper, Amico, Pompei et al. September 2009, Direct Imaging of Exoplanets and Brown Dwarfs with the VLT: NACO Pupil-stabilised Lyot Coronagraphy at 4 μm, The Messenger 137

Centre National D’études Spatiales 2008, CNES: COROT, http://www.cnes.fr/web/CNES-en/1401-corot.php

NASA 7 January 2010, NASA – EPOXI Mission – Home, http://epoxi.umd.edu

NASA-Ames Research Center 5 February 2010, Kepler, http://kepler.nasa.gov

Caltech Astronomy 2008, TrES: The Trans-atlantic Exoplanet 

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McCullough, Stys, Valenti et al. 21 March 2005, The XO Project: Searching for Transiting Extrasolar Planet Candidates, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 117:783–795, 2005 August

SuperWASP 3 June 2009, Exoplanets, http://www.superwasp.org/exoplanets.htm

Keith Horne, St. Andrews Astronomy Group n.d., REX, http://star-www.st-and.ac.uk/~kdh1/rex/rex.html

The Planet Factory n.d., GEST Publications, http://bustard.phys.nd.edu/GEST/publications.html

 

 

Dibujo: Costa

10 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de una costa, realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño A4.

 

Inicio de observación. 28 de diciembre de 2019

10 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Tras un parón en nuestras observaciones debido a las condiciones meteorológicas, entre el 28 y 30 de diciembre pudimos retomar la actividad desde Valdunquillo (Valladolid), aunque de modo limitado, pues debido a las nieblas y humedad, nos vimos obligados a limitar nuestras observaciones a las primeras horas de la noche.

La primera noche, el 28 de diciembre, comenzamos disfrutando de un hermoso atardecer donde reinaban la Luna y Venus. Aquí os comparto algunas fotografías tomadas por Verónica Casanova con el móvil, y otra sacada con una focal de 70 mm.

 

Fotografía del eclipse penumbral de Luna

11 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Tal y como comentamos hace unos días (enlace al artículo), hoy sería observable desde España un eclipse penumbral de Luna. Hace un rato lo hemos podido observar desde Valladolid. En esta ocasión ha sido más tenue que en otras ocasiones y se nota como un ligero oscurecimiento en la región sur. Aquí os incluimos una fotografía que hemos tomado.

 

Ariel. Orbitando el gigante Urano

13 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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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.

Físicamente, este cuerpo de 1.158 kilómetros de diámetro, es el satélite de Urano con mayor albedo: 0,4. Presenta en su superficie gran cantidad de impactos. Aún así, su superficie es de las más jóvenes y con menor densidad de cráteres de los satélites de Urano. Algunos de los cráteres llegan hasta 10 kilómetros de diámetro. Además, su superficie presenta valles y cañones, algunos de varios kilómetros de profundidad. Según algunos modelos, la juventud de la superficie de este satélite se podría deber a una actividad volcánica que borró los cráteres del proceso de bombardeo de cuerpos que se observa en otros satélites.

 

Dibujo: Camino con barro

14 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de un camino con barro, realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño 1/8 de pliego.

 

Luna. 28 de diciembre de 2019

14 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía de la Luna, donde se puede apreciar perfectamente la luz cenicienta. Realizada con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid) el pasado 28 de diciembre. Telescopio R80/400 f/5, exposición de 1 segundo a 400ISO.

 

Dibujo: Boulevard

15 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de un boulevard, realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño A4.

 

Supernova en M100

15 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Crédito: Stellarium

El pasado 7 de enero fue descubierta la supernova SN2020oi en la galaxia M100 por el Zwicky Transient Facility (ZTF). Sus coordenadas son A.R. = 12h 22m 54s y declinación = +15° 49′ 25″, muy cerca visualmente del núcleo, lo que puede dificultar su observación. Su magnitud ronda la +14,6 por lo que con técnicas fotográficas o CCD, se puede registrar.

M100 es una galaxia espiral de magnitud visual aparente de +10,1 situada en la constelación de Coma Berenices. A partir de las dos de la madrugada, tendrá buena altura para su observación. En el encabezado del post podéis ver la ubicación de esta galaxia respecto de Coma Berenices, Leo y Virgo, y en la segunda imagen, una carta de localización más detallada.

Crédito: Stellarium

 

Dibujo: Plaza

16 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de una plaza, realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño A4.

 

¿Qué es un planeta?

16 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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La controversia acerca de la respuesta a la pregunta «¿Qué es un planeta?«, en contra de lo que se suele pensar, comenzó con el descubrimiento a comienzos del siglo XIX de Ceres (actualmente considerado planeta enano) y otros cuerpos entre las órbitas de Marte y Júpiter. Inicialmente Ceres, Juno, Palas y Vesta fueron considerados planetas, a pesar de tener masas notablemente inferiores a cualquier otro planeta conocido en aquella época y compartir todos ellos una órbita similar. El motivo de ello era el concepto que se tenía en la época acerca del un planeta: un cuerpo que orbita el Sol y no parece ser un cometa.

Sin embargo, el paso de los años llevó al descubrimiento de numerosos cuerpos en la misma región, y comenzaron todos ellos a recibir la denominación de asteroide, quedando nuevamente en el club de los planetas Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Todo parecía en calma hasta el año 1930.

En 1930 fue descubierto Plutón, y rápidamente adquirió la categoría de planeta. Al paso de los años, observaciones de mayor precisión revelaron que este cuerpo tenía un tamaño muy pequeño. Inicialmente menor que la Tierra, después se vio que incluso era menor que nuestro satélite. Otra característica peculiar de Plutón era su excentricidad orbital, que causaba que en ciertos puntos de su órbita, estuviese más cerca del Sol que el propio Neptuno. Al igual que ocurrió antes con Ceres, la categoría de Plutón como planeta comenzó a tambalearse en 1992, cuando se descubrió el primer cuerpo perteneciente al cinturón de Kuiper. 62 años de tranquilidad para Plutón comenzaron a tambalearse. A partir de ese momento, el descubrimiento de cientos de cuerpos en dicha región de nuestro Sistema Solar comenzó a crear fuertes discusiones acerca de la validez de considerarlo como planeta.

El golpe de gracia ocurrió en el año 2003, cuando fue descubierto Eris (actualmente considerado planeta enano). Según las mediciones indicaban cuando menos, un tamaño similar a Plutón. Finalmente, el 24 de Agosto de 2006, y por decisión de la IAU, Plutón dejó de ser considerado planeta, para ser reclasificado como planeta enano. Comenzó una nueva etapa, que ponía de manifiesto el problema de la clasificación de algunos cuerpos de nuestro Sistema Solar. ¿Que es un planeta? A día de hoy continúa siendo un tema de controversia. El principal motivo de la decisión tomada por la IAU, surgió del descubimiento de Eris.

Ante el aumento de cuerpos de gran tamaño en la región situada más allá de Neptuno, la IAU decidió especificar unas características a tener por un cuerpo para ser considerado planeta:

   1.- Orbita alrededor de una estrella o remanente de ella

   2.- Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma en equilibrio hidrostático

   3.- Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales

y Plutón no cumplía la tercera característica.

Tras esta decisión el Sistema Solar volvió a quedar con ocho planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Los cuatro primeros se consideran los planetas telúricos y forman el denominado Sistema Solar interior. Júpiter y Saturno son gigantes de gas. Urano y Neptuno son gigantes de hielo, y junto a Júpiter y Saturno, forma el Sistema Solar exterior. Además, actualmente se consideran cinco planetas enanos: Ceres, Plutón, Eris, Haumea (Ataecina) y Makemake. ¿Que nos deparará el futuro? 

 

Venus. 28 de diciembre de 2019

17 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía de Venus tomada el 28 de diciembre desde Valdunquillo (Valladolid) con Verónica Casanova. Telescopio R80/400 f/5, exposición de 1 segundo a 1250ISO.

 

Dibujo: Paisaje castellano

20 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Óleo de un paisaje castellano, realizado sobre papel lienzo de 29 x 42 centímetros.

 

Viaje a través de la nebulosa de Orión

20 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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¿Te gustaría ver cómo podría ser el interior de la Nebulosa de Orión? En este vídeo podrás visualizar una animación en la que te acercarán hasta el corazón de la nebulosa mostrándote el nacimiento de estrellas y sistemas planetarios. No te pierdas este evocador viaje.

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

 

 

Nebulosa Norteamérica. 28 de diciembre de 2019

21 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Aunque muy baja en el horizonte, no pudimos resistirnos a tirar al menos una fotografía de esta nebulosa cercana a Deneb. Fotografía de NGC7000 (Nebulosa Norteamérica) realizada con Verónica Casanova el pasado 28 de diciembre desde Valdunquillo (Valladolid). Telescopio R80/400 f/5. Exposición de 30 segundos a 10000ISO. Debido a que es únicamente una exposición y de corta duración, la imagen tiene mucho ruido.

 

Doble Cúmulo de Perseo. 28 de diciembre de 2019

22 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía del Doble Cúmulo de Perseo, realizada el 28 de diciembre de 2019 con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid). Telescopio R80/400 f/5. Exposición de 6 minutos a 10000ISO.

 

El impacto de las observaciones IR en la cosmología moderna

23 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Galaxia M51 en Infrarrojo

 

Las longitudes de onda infrarrojas están entre la luz visible y las microondas. El infrarrojo cercano tiene una longitud de onda menor y está más próximo a la luz visible. El infrarrojo lejano tiene una mayor longitud de onda y está más próximo a las microondas. En contraste con la luz visible, al tener el infrarrojo una mayor longitud de onda, puede atravesar las nubes de polvo y gas interestelar, y podemos ver objetos ocultos por estas nubes. Por ejemplo podemos ver el centro de nuestra galaxia. También, como el infrarrojo es producido por la energía térmica, es posible observar objetos débiles y fríos: algunos objetos son muy débiles de observar en luz visible por su baja temperatura. Ejemplos de estos objetos son las estrellas frías, las galaxias con emisión en infrarrojo, las nubes de polvo alrededor de estrellas, las nebulosas, las enanas marrones, los planetas y los cometas. Obviamente también podemos observar objetos en el infrarrojo que son visibles en la luz visible, de modo que nos permite incrementar nuestro conocimiento sobre ellos.

Hay tres regiones en el infrarrojo:

– Próximo: Es posible usar telescopios terrestres. Las longitudes de onda va de 0,7 a 5 micrómetros, y la temperatura del objeto de 740 a 5200K. Podemos observar en esta región estrellas rojas frías y gigantes rojas. El polvo es transparente a estas longitudes de onda.

– Medio: De 5 a 40 micrómetros con temperatura de 93 a 740K. Se pueden observar planetas, cometas, polvo calentado por la luz estelar y los discos protoplanetarios.

– Lejano: De 25 a 350 micrómetros y temperatura de 10 a 140K. Podemos observar emisiones de polvo frío, regiones centrales de las galaxias y nubes moleculares frías.

Tanto para observar la región del infrarrojo medio como lejano es necesario usar telescopios espaciales.

Espectroscopía infrarroja de objetos distantes

Hay dos razones para usar espectroscopia infrarroja para estudiar el universo joven:

– El desplazamiento al rojo de objetos distantes es del ultravioleta y la luz visible hacia el infrarrojo. La espectroscopia infrarroja permite el estudio del universo joven.

– Al altos desplazamientos al rojo, el hidrógeno intergaláctico absorbe la luz visible pero no el infrarrojo.

Por estos dos motivos se usa la espectroscopia infrarrojo en el estudio de las primeras etapas del universo joven. Por ejemplo un quásar a z=5.8, la linea de Lyman-Alfa aparece a 830 nm en lugar de 120 nm.

Impacto en el conocimiento del universo joven

A medida que el universo se expande, en los objetos lejanos, debido al efecto Doppler, el desplazamiento de la longitud de onda va del ultravioleta y luz visible al infrarrojo. Gracias a ello, podemos estudiar objetos con grandes desplazamientos al rojo: Podemos estudiar lejanas y jóvenes galaxias en infrarrojo para entender la formación de estas “ciudades” de estrellas.

El satélite IRAS observo la lejana protogalaxia IRAS 10214+4724 descubriendo que es una enorme nube de hidrógeno. También en 1975, observaciones en infrarrojo lejano permitieron demostrar que el CBR se ajusta a la curva de un cuerpo negro.

Otra característica del universo joven es la cantidad de deuterio presente. Su abundancia es proporcional a la masa total del universo y puede ayudarnos en el futuro a saber si el universo continuará expandiéndose o se contraerá. El satélite ISO descubrió que la cantidad de deuterio podría no ser suficiente para detener el colapso.

Impacto en el conocimiento de la dinámica galáctica

El estudio de la dinámica galáctica permite saber como las galaxias y los cúmulos/supercúmulos de galaxias, las estructuras básicas en el universo, evolucionan. Podemos estudiar en el infrarrojo los siguientes aspectos:

– Polvo y gas interestelar en galaxias: Estas regiones frías son visibles en infrarrojo.

– Núcleos galácticos: En numerosas ocasiones los núcleos son invisibles debido al entorno que lo rodea. Es un camino hacia el estudio de los agujeros negros que existen en ellos.

– Galaxias “starbust”: Gran cantidad de ellas fueron descubiertas por el satélite IRAS. En estas galaxias una gran cantidad de estrellas se están formando continuamente. Debido a la baja temperatura de las protoestrellas, estas galaxias son muy brillantes en infrarrojo y son muy importantes para conocer el proceso de formación de las galaxias.

– Colisiones entre galaxias: Estas colisiones producen la compresión de las nubes de gas y polvo, emitiendo en infrarrojo. Esta colisiones también son importantes en el estudio de la dinámica galáctica.

– Galaxias de “Campo profundo” del Hubble: El HST en 1996 descubrió una gran cantidad de galaxias que emiten principalmente en infrarrojo. Estas galaxias existían cuando el universo sólo tenía un 7% de su edad actual y la formación estelar era muy activa.

Impacto en el conocimiento de la materia oscura bariónica

La existencia de la materia oscura (tanto bariónica como no-bariónica) puede decidir el futuro del universo. Podemos usar las observaciones en infrarrojo para:

– Gas interestelar y polvo: Las observaciones indican que el 90% de la masa de una galaxia podría no ser visible debido a su baja temperatura o porque esta masa esta oculta tras densas regiones de gas interestelar.

– Enanas marrones: Las enanas marrones son estrellas que no iniciaron la fusión nuclear para producir energía.. Sus masas van de 2 veces la de Júpiter a 0,1 veces la masa del Sol. Como son objetos muy fríos, son detectables en el infrarrojo. 

 

Pléyades. 28 de diciembre de 2019

24 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía del cúmulo abierto Pléyades (M45, Tauro), realizada con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid). Realizada usando el telescopio R80/400 f/5. Exposición de 23 minutos a 10000ISO.

 

Dibujo: Boceto llegando a Rioseco

27 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Boceto con lápiz de Llegando a Rioseco, sobre papel A4.

 

Breve introducción a la medida de distancias en el Universo: uso de «Standard Candles»

27 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Introducción

El estudio de las distancias en el universo requiere del uso de objetos denominados standard candles (en castellano Velas estándares, aunque se usará a continuación el término en inglés), cuyas propiedades muestran homogeneidad lo largo de todo el universo.  Esto nos permite, conociendo las propiedades de algunos de ellos, extrapolarlo. Nos centraremos en el estudio de las distancias entre galaxias, principalmente en el estudio de las supernovas tipo Ia como standard candles.

¿Está H0 bien definida?

Hay varios caminos a la hora de calcular el valor de H0, como puede ser el estudio de estrellas, supernovas, galaxias, cúmulos de galaxias, pero hay dos cosas que se hacen evidentes:

a. El intento de calcular H0 ha ayudado a descubrimientos paralelos

b. No hay un criterio homogéneo a la hora de determinar si H0 está bien definida. En los estudios de cómo asociar galaxias a un cúmulo de galaxias determinado, no hay un criterio homogéneo a la hora de definirlo.

Por otro lado, tampoco hay un análisis entre grupos de los datos calculados por los otros. Todo esto puede causar que la forma de determinar H0 no esté bien definida.


La relación entre distancia y velocidad radial en las nebulosas extragalácticas

Las primeras formas de determinar las distancias de las nebulosas extragalácticas (Actualmente sabemos que son galaxias como la nuestra) usaban el estudio de estrellas cuyos tipos podían ser identificados. Entre ellos tenemos las estrellas variables cefeidas, las novas y las estrellas azules dentro de nebulosas de emisión.

El límite para estas técnicas venía puesto por la capacidad de ser resueltas en dichas nebulosas. Este límite fue establecido en la luminosidad de -6.3 fotográficamente. Incluso de esta manera, había que tener cuidado, porque solamente se podían usar las estrellas más brillantes.

A tal efecto, Hubble realizo un estudio en 46 nebulosas, pudiendo calcular la distancia a 24 de estos objetos extragalácticos. De los resultados obtenidos calculó que tenían una velocidad propia de entre 110 y 150 km/s. En el caso de los objetos cuya distancia no era conocida, uso dos maneras de estudiarlos: por un lado estimar la distancia en base a la magnitud aparente promedio, y por otro lado asumiendo la relación previamente calculada entre distancia y velocidad.

De este modo encontró una relación lineal entre velocidad y distancia, no solamente a nivel de nebulosas individuales, sino también de los grupos.

Escalas de distancias extragalácticas

A la hora de determinar las distancias de galaxias lejanas, tenemos diversas maneras de hacerlo. Con distancias grandes, el observar las standard candles es difícil. El primer intento de determinar H0 dio un error muy alto, siendo de H0=559 km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1954 Baade descubrió la diferencia entre las variables Cefeidas de tipo I y la variables W Vir, ajustando el valor a H0=280 Km s-1 Mpc-1. Posteriormente, en 1958, Sandage, descubrió algunas estrellas brillantes consideradas por Hubble, en realidad no lo eran, ajustando nuevamente el valor a H0=75 km s-1 Mpc-1. Hoy en día se considera que el valor está entre 50 y 100 Km s-1 Mpc-1. En el caso de los cálculos realizados en base a las supernovas de tipo Ia, este valor se situa entre 50 y 65 km s-1 Mpc-1. Quizás en un futuro este valor se ajuste mejor usando lentes gravitatorias.

Se van a analizar tres métodos de medir las distancias a las galaxias:

a. Uso de supernovas de tipo Ia como standard candles: En 1968, Kowal uso por primera vez las supernovas de tipo I como standard candles. No mostraban desviaciones sistemáticas y parecían ser buenos indicadores. En 1990, Harkness y Wheeler descubrieron dos tipos de supernovas de tipo I: las Ia, procedentes de poblaciones estelares viejas, y las Ib/c procedentes de estrellas jóvenes y masivas. Sin embargo en 1991, dos observaciones cambiaron la idea de que este tipo de supernovas podían ser buenos standard candles: Por un lado, en M84 apareció la supernova 1991bg, la cual era mucho menos luminosa que la 1957B, observada en la misma galaxia en 1957. Por otro lado la supernova 1991T fue superluminosa. Esto cuestiono que las supernovas de tipo Ia fuesen buenos indicadores para medir las distancias. También otras comparaciones con estrellas variables cefeidas indican discrepancias en los resultados.

b. Uso de los diámetros de galaxias: En 1993 Sandage asumió que las galaxias supergigantes de tipo ScI, tenían diámetros lineales constantes. A partir de ello determino un valor H0 de 43 km s-1 Mpc-1. Pero hay varios motivos que no hacen viable dicha suposición: Estudiando M100 y NGC309, muestran una diferencia de diámetros de 2 ó 3 veces. Además, si asumimos que M10 tiene la misma distancia que la galaxia M101, en la cual se han observado estrellas variables cefeidas, hay discrepancias entre las distancias medidas por Sandage y el HST al observar también cefeidas en M100. Finalmente comparando los diámetros de M31 y M33 con galaxias similares en los cúmulos de la Osa Mayor y Virgo, muestran discrepancias en las distancias obtenidas.

c. Cefeidas: El HST hace posible observar estrellas variables cefeidas en galaxias lejanas. Con ello se obtiene un valor H0=72 km s-1 Mpc-1 para el cúmulo de Virgo.

Nota: Basado en el «Jubilee debate 1996 by ASP»

 

Pléyades a 70mm. 28 de diciembre de 2019

28 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía del cúmulo abierto Pléyades (M45, Tauro) realizada el 28 de diciembre con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid). Realizada con la Canon EOS500D y objetivo de 70mm. Exposición 24 minutos a 800ISO.

 

M31 a 70mm. 28 de diciembre de 2019

29 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía de la galaxia de Andrómeda (M31) realizada con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid). Realizada con la Canon EOS500D y objetivo de focal 70mm. Exposición de 25 minutos a 800ISO.

 

Johnsy y Scheila

30 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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– ¿Johnsy?

La noche ya había caído. De todos modos, la luz que iluminaba Valladolid, también iluminaba el cielo nocturno. No se podía leer el Sky Atlas sin la linterna, pero forzando la vista, algo se podía distinguir.

– ¡Un día de estos tropezaré contigo!

El equipo estaba montado y la cámara CCD llevaba un rato encendida y conectada al ordenador. La pantalla mostraba una imagen negra. Poco a poco ya se distinguía Escorpio sobre las viviendas que tenía en frente nuestro. Había que comenzar a buscar el cúmulo globular M80, de lo contrarío no tendría tiempo suficiente para la observación.

La noche era agradable. No hacía frío, lo que se agradecía.

– Ummm, un día de estos tendré que cambiar la montura.

Johnsy me observaba desde detrás de una pata del trípode. Buscar objetos con el eje de declinación averiado era cuanto menos molesto.

– ¡Hombre! ¡Aquí apareces! ¿De vuelta de cenar?

A Johnsy, como a todos los gatos, le gusta enterarse de todo lo que ocurre a su alrededor. Y esta noche no iba a ser menos.

 

Ya tenía centrada la estrella Antares en el buscador, un poco más, y… ¡ya está! La cámara CCD estaba apuntando al campo de M80. Al refrescar la imagen apareció como una bola que se difuminaba hacia los bordes. ¡Qué suerte! Ahora a conectar el motor de seguimiento.

– Johnsy, esta noche toca observar a un asteroide.

El asteroide 596 Scheila pasaría visualmente cerca del cúmulo globular M80. Realmente la observación no aportaría ningún dato sobre el asteroide, y mucho menos con el equipo que tengo, pero era muy bonito ver como en pocas horas el asteroide se vería moverse usando como referencia un objeto tan destacado como M80.

El asteroide Scheila se hizo popular a cuenta de las observaciones realizadas a finales de 2010, en las cuales mostraba un brillo más alto de lo habitual, además de una cola que recordaba a los cometas. Posteriormente se estimó que la coma podría haber sido causada por una colisión con un objeto cuyo tamaño sería de 60 a 180 metros.

– ¿Sabías que se estima que hay casi un millón de asteroides con un diámetro superior a un kilómetro?

Johnsy me observaba con sus grandes ojos. Sabía que no me entendía, pero esa noche era quien me acompañaba…
y le había tocado.

– Pues si. Y ya no hablemos de aquellos que tienen diámetros menores.

Los asteroides principalmente se agrupan en cuatro grupos. Los más conocidos eran los situados entre Marte y Júpiter, el popular Cinturón de Asteroides. Están situados entre 2 y 3,5 unidades astronómicas del Sol, y algunos tardan seis años en completar su órbita. El primero en ser descubierto, hace más de 200 años, fue Ceres.

– Pero Ceres ya no es un asteroide. Ahora es un planeta enano, como Plutón. ¡Con lo que me costó observar Plutón para poder decir que había observado todos los planetas!

Cuando volví la mirada a la pantalla vi como perdía M80.

– ¡Johnsy!

Definitivamente necesito una montura más robusta.

Volví a centrar M80. Ahí estaba.

Justo debajo de M80 se veía un punto débil. Donde se esperaba.

– ¡Mira!

Johnsy se sobresaltó.

– Habrá que observar por lo menos un par de horas.

Ahora gracias a la misión Dawn de la NASA, otro cuerpo de este cinturón comienza a ser conocido mejor. Se trata de Vesta, el cuarto en ser descubierto y con más de 500 kilómetros de diámetro. Y no olvidemos a Palas, el segundo en ser descubierto y ligeramente mayor que Vesta. Levantando un gráfico donde se representase la cantidad de asteroides del Cinturón con respecto a su distancia, descubriríamos unos vacíos, denominados huecos de Kickwood. Estos vacíos son causados por un efecto de resonancia orbital con Júpiter.

Había pasado un buen rato y comenzaba a refrescar. Era evidente que el puntito debajo de M80 era Scheila, se había desplazado en este tiempo.

– Pero no todos los asteroides están entre Marte y Júpiter. ¡No, no, no!

Efectivamente, existen más grupos de asteroides. Otro de los grupos muy conocidos son los NEA, o Asteroides Cercanos a la Tierra. Estos asteroides tienen órbitas próximas a nuestro planeta, y algunos de ellos podrían llegar a representar una amenaza para nosotros, al poder colisionar con la Tierra.

-Por cierto Johnsy, este año no dejan de hablar del fin de mundo. Tú ni caso.

Era evidente que Johnsy no se preocupaba.

Estos asteroides, además se clasificaban según sus características orbitales en asteroides de tipo Amor, Atón y Apolo.

Otro grupo de asteroides muy conocidos son los troyanos. Los troyanos se encuentran situados en los puntos de Lagrange de la órbita de un planeta: bien sesenta grados por delante o por detrás. La mayor parte se concentran sobre la órbita de Júpiter, pero también se han descubierto asteroides troyanos sobre las órbitas de otros planetas.

El cuarto grupo de asteroides, son los llamados Centauros. Es una familia de asteroides cuyos miembros están situados generalmente entre Júpiter y Neptuno, y cuyas órbitas parecen ser inestables en periodos largos de tiempo. Algunas teorías apuntan a que podrían ser cuerpos expulsados del Cinturón de Kuiper. De esta familia el mayor es Chariklo, si bien el más popular es Quirón, que posee la doble categoría de asteroide y cometa, por presentar características comunes a ambos tipos de cuerpos.

Habían pasado ya dos horas. El cansancio y el frío comenzaban a hacer mella. En las últimas imágenes era muy evidente el movimiento de Scheila en las proximidades de M80.

– Creo que es hora de comenzar a recoger.

Entonces descubrí que Johnsy ya se había quedado dormido, aunque esto era relativo. Johnsy tenía cierta similitud con el gato de Schrödinger: a la vez estaba dormido y estaba vigilando. No quería molestarle, bastante me había aguantado. Apagué el ordenador, recogí un poco la terraza y me fui a la cama. Mañana revisaría con más atención las imágenes.

– Descansa, chiquitín.

 

Dibujo: Pueblo de montaña

31 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Acuarela de un pueblo de montaña, , realizada sobre papel Arches de grano grueso de 300 g/m² y tamaño A4.

 

Galaxia de Andrómeda. 28 de diciembre de 2019

31 enero, 2020Escrito por Fran Sevilla

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Fotografía de la galaxia de Andrómeda (M31), realizada el 28 de diciembre de 2019 con Verónica Casanova desde Valdunquillo (Valladolid). Telescopio R80/400 f/5. Exposición de 31 minutos a 10000ISO.

 

 


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