EL PLANISFERIO CELESTE.

EL PLANISFERIO, CATÁLOGOS ESTELARES Y MAGNITUDES
EL PLANISFERIO CELESTE.
El planisferio nos permite localizar para una determinada fecha el cielo visible sobre el
horizonte. Consta de un mapa estelar en proyección esférica sobre el que hay un disco de plástico con
una ventana ovalada transparente en la que aparece el cielo visible para un determinado momento.
Con el fin de que aparezca a través de dicha ventana el cielo para el día y hora en que estemos
observando, habrá que girar el circulo horario (disco superior de plástico que en su borde tiene
marcadas las 24 horas del día) hasta hacer coincidir la hora (en Tiempo Universal T.U) con el día del
mes en que se observa según aparece en el borde del mapa celeste inferior. Haciendo coincidir las
diversas marcas tendremos la situación estelar en ese momento.
Ejemplo de Planisferio celeste. Se puede apreciar la base con el mapa celeste y la fecha en el
borde y la cubierta giratoria con la ventana transparente y las horas en su borde.
El Tiempo Universal en la península varía en verano y el resto del año. A pesar de que
nosotros estamos sobre el meridiano de Greenwich (donde coincide la hora oficial y el T.U) se toma
en invierno T.U=Hora oficial -1h. Sin embargo en verano se le añade a la hora oficial una hora más de
modo que la diferencia de tiempo es de dos horas. Así para pasar a Tiempo Universal le quitaremos
dos horas cuando estemos en el calendario de verano y sólo 1 durante el resto del año.
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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 la
Osa Mayor o Casiopea, por ejemplo) o, en su defecto mirando al Norte. Una vez hayamos
colocado (mediante la fecha) la ventana celeste visible en ese momento, situaremos el
Planisferio en alto colocando el punto cardinal hacia donde miremos abajo (en este caso el
Norte). Comenzando por la estrella Polar iremos localizando las demás estrellas empezando
por las brillantes teniendo en cuenta que desde el punto indicado como cenit hacia abajo (la
mitad inferior de la ventana señalará la mitad de la bóveda celeste (la que tenemos delante) y
la otra mitad (del cenit hacia arriba de esa ventana) aparecerá a nuestra espalda. El cenit
marca el punto más alto sobre nuestras cabezas, lo cual nos puede servir como referencia para
localizar alguna estrella brillante que en el momento de nuestra observación se encuentre
encima de nosotros. En el planisferio vemos que están señaladas las estrellas más brillantes
(hasta aproximadamente 5a magnitud aunque depende del modelo) donde son de mayor
dimensión aquellas que son más brillantes. Las más brillantes poseen un nombre
(generalmente de origen árabe, griego o latino) y suelen estar unidas por líneas para delimitar
las constelaciones tal como las inventaron en su mayor parte nuestros antepasados. Las letras
griegas indican las estrellas por orden de luminosidad (α la más brillante de esa constelación,
β la segunda, γ la tercera, y así sucesivamente para todo el alfabeto griego).
Vemos también que aparecen la eclíptica y las otras líneas que ya vimos que nos sirven
para localizar las estrellas como son los meridianos y paralelos celestes (son coordenadas
ecuatoriales). Las líneas radiales que parten del Polo Norte celeste y terminan en el borde del
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mapa se denominan de Ascensión Recta (A.R. = α) y son la proyección en el cielo de los
meridianos terrestres que dividen la bóveda celeste en 24 horas, el giro completo de la Tierra.
Además existen círculos con centro en la estrella polar que señalan la Declinación (Dec = δ).
Se cuentan 0° desde el plano ecuatorial hasta 90° en los ejes polares, indicándose delante +
para la parte del Hemisferio Norte Celeste y - para el Hemisferio Sur Celeste. La estrella
Polar por ejemplo está a +89°, casi en el Polo Norte Celeste (proyección del eje de rotación de
la Tierra en el cielo). Por medio de estas coordenadas sabemos ya que es posible localizar
cualquier astro en el cielo, por ejemplo, la estrella más brillante de la Osa Mayor (por tanto:
α, también denominada Dubhe) la localizaremos aproximadamente en 11h de A.R. y +62° de
Dec (compruébenlo siguiendo la graduación indicada en el borde del planisferio (A.R.) y la
que aparece radial para Declinación partiendo de las 0h y 12h de A.R.).
Dado que el movimiento de rotación de la Tierra es de un giro completo en unas 24h
de oeste a este, el movimiento aparente de la bóveda celeste hace un giro en sentido contrario.
Así las estrellas saldrán por el horizonte este y se ocultarán por el oeste indicados en las
orillas de la ventana de visibilidad. Si movemos lentamente, por tanto la venta de observación
en el sentido de las agujas del reloj veremos como irán pasando por la ventana las estrellas
según cambia la hora de la noche. Pero, debemos tener en cuenta que el Sol el día en que
observemos estará sobre la eclíptica en un punto determinado por la intersección de esta línea
con una trazada desde la fecha en que observemos y el, Polo Norte celeste. De este modo para
una fecha determinada en el momento en que este punto asome por el borde del horizonte este
del mapa tendremos en la realidad que ya no se observarán estrellas puesto que estará
saliendo el Sol por el horizonte. Si miramos en ese momento la hora en que esto se produce
tendremos aproximadamente la hora de salida del Sol. De manera similar si una vez tengamos
visible este punto donde se situaría el Sol en este día en nuestra ventana de visibilidad vamos
girándola para hacer pasar las horas, cuando se sitúe tocando el borde de la ventana (en el horizonte
Oeste) tendremos aproximadamente la hora en que el Sol se oculta. Más o menos 1 hora después,
dependiendo de la época del año en que realicemos la observación, comenzaremos a ver estrellas a
simple vista.
Por último, recordar que siempre deberemos llevar a una observación una ' linterna que
proporcione luz roja tenue. Un simple celofán rojo doblado varias veces y colocado delante de la
bombilla sería en principio suficiente para conseguir atenuar la luz de nuestra linterna.
LA NECESIDAD DE LOS CATÁLOGOS ESTELARES
El planisferio es nuestro primer encuentro con un mapa celeste, sin embargo, éste contiene
muy pocas estrellas, ni tan siquiera todas las que podemos ver a simple vista y nos será útil en un
principio hasta que seamos capaces por nosotros mismos de identificar las "siluetas" de las
constelaciones en el cielo. Pero después si miramos con prismáticos o telescopios necesitaremos usar
catálogos estelares que en forma de cartas reproducen las estrellas más brillantes que hay en un
determinado sector. En cuanto a las estrellas y los objetos celestes en general, hay que mencionar de
entrada el problema de la definición de las constelaciones. Inicialmente, las estrellas más brillantes
de cada región celeste fueron agrupadas y se les asignó el nombre de un ser mitológico o de un
objeto terrestre cuya forma parecían recordar. En la astronomía moderna, las constelaciones son
simplemente regiones o parcelas de la esfera celeste arbitrarias que sirven para orientarnos. Por
ejemplo, cuando terminemos el curso si nos dicen de localizar la galaxia de Andrómeda M31,
sabremos dirigir nuestra mirada hacia la "parcela" de Andrómeda y allí a partir de las estrellas que la
forman llegaremos hasta el objeto buscado. Debe advertirse que en las figuras se han simplificado los
límites de las constelaciones pero que éstas se extienden con bordes imaginarios que aparecen en
mapas estelares. A priori si nos dicen de encontrar una estrella de Tauro ya sabemos que la podremos
localizar en esa constelación (si en ese momento está visible sobre el horizonte).
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Las estrellas más brillantes de una constelación se designan por letras del alfabeto griego
seguidas del genitivo de la designación latina de la constelación; así, β Cefeo es la segunda estrella
más brillante de la constelación Cefeo (situada junto al asterismo "W" de Casiopea). Algunas estrellas
también tienen su nombre propio, en su mayoría nombres árabes como Betelgeuse, también conocida
por γ Orionis. También las estrellas de menor brillo se identifican por un número (de Flamsteed) y el
nombre de la constelación (como 40 Eridani, sección 13.4). Por último, una estrella variable se
distingue por una o más letras mayúsculas delante del nombre de la constelación, como por ejemplo, T
Tauri y las estrellas RR Lyrae. Como algunas de estas estrellas constituyen un modelo de
comportamiento variable bien conocido que caracteriza un tipo de estrellas variables, posteriormente
estos nombres se adoptan para identificar esa clase de estrellas variables
Existen extensos catálogos estelares preparados en los últimos cien años que recogen decenas
de miles de estrellas individuales, según sus coordenadas (ascensión recta y declinación para una
"época" determinada; generalmente el año 1950.00 ó 2000.00). Otros catálogos se especializan en las
estrellas brillantes, o en las estrellas situadas a menos de una determinada distancia del Sol. Por
último, existe un atlas fotográfico del cielo, llamado Palomar Sky Atlas, al que nos hemos referido ya
en ocasiones. Este trabajo consiste en una colección de fotografías a gran escala de regiones celestes
bien definidas y tomadas con el telescopio Schmidt de 48 pulgadas. Para especificar un objeto celeste,
los astrónomos utilizan a menudo una reproducción de una pequeña región de dichas fotografías;
indican simplemente la posición del objeto mediante una flecha.
También existen catálogos de nebulosas gaseosas, cúmulos y galaxias. Por regla general asignan a
tales objetos números correlativos. Mencionaremos aquí el clásico catalogo de Messier del que se
derivan los "nombres" M 31, M 33, etc., de galaxias brillantes; el posterior New General Catalogue
(NGC); y el Index Catalogue (IC). En general existen catálogos para prácticamente todo tipo
especializado de objetos. En los Atlas estelares actuales como el Sky Atlas 2000.00 o el Uranometría
2000.00 (este último ideal para observaciones con telescopio) aparecen dibujados los márgenes y
dimensiones de los objetos de cielo profundo junto con su número de NGC ó IC.
Los tipos de objetos que aparecen en estos catálogos son:
•
Nebulosas de emisión: son nubes de gas interestelar (hidrógeno principalmente) y polvo. En
las cercanías de estrellas calientes que emiten radiaciones ultravioleta intensas, las nubes
gaseosas se ionizan y aparecen como resplandecientes nebulosas de emisión. Las radiaciones
que emiten son intensas, principalmente en la región roja del espectro.
•
Nebulosas de reflexión: son nubes de polvo que dispersan la luz de las estrellas próximas y
las vemos como brillantes nebulosas. El color que predomina en la luz dispersa por las
partículas de polvo cósmico es con frecuencia el azul. Las nebulosas contienen generalmente
gas y polvo, razón por la cual se encuentran a menudo juntas las nebulosas de emisión y
reflexión.
•
Nebulosas obscuras: son nubes de materia interestelar alejadas de las estrellas y que por tanto
no brillan sino que impiden el paso de la luz de las estrellas que se encuentran detrás de ellas.
Estas enormes pantallas de polvo cósmico absorben la luz de las estrellas más distantes,
formando manchas obscuras, aparentemente sin estrellas, que son visibles principalmente
cuando tienen por fondo los ricos campos estelares de la Vía Láctea.
•
Nebulosas planetarias: en forma anular, son las capas exteriores de gas expulsadas desde la
atmósfera de ciertos tipos de estrellas próximas al término de sus vidas. Observadas a través
del telescopio, suelen tener la forma de un pequeño disco parecido a un planeta, configuración
a la que deben su nombre.
•
Cúmulos estelares: son sistemas de estrellas de origen y evolución común, ligadas unas a
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otras por la gravedad. Hay tres tipos: cúmulos abiertos, globulares y asociaciones. Los
cúmulos abiertos contienen varias decenas, centenares e incluso millares de estrellas, y su
verdadero diámetro oscila generalmente entre 5 y 50 años luz. Se conocen más de 1.000 de
estos cúmulos próximos al plano de la Vía Láctea, como por ejemplo las Pléiades. Los
cúmulos globulares son concentraciones de estrellas, de forma regular, esférica que contienen
desde cientos de miles hasta millones de estrellas; el número de éstas decrece hacia el exterior
del enjambre, mientras que aumenta con la proximidad al centro. Los diámetros verdaderos de
las agrupaciones tienen diámetros entre 100 y 300 años luz. Hay más de 120 de estas
agrupaciones, que forman parte del halo galáctico, siendo las más antiguas de la Galaxia. Un
ejemplo es el cúmulo globular M13 de Hércules. Las asociaciones son grupos de 10 a 100
estrellas muy luminosas que se han'formado en los brazos espirales de la galaxia. Sus
diámetros están entre 100-500 años luz. Un ejemplo lo constituyen las estrellas más brillantes
de la Osa Mayor o de Orion.
•
Galaxias: son enormes sistemas de miles de millones de estrellas que constituyen los bloques
básicos de construcción del Universo. Algunas de ellas se parecen a la nuestra, mientras otras
difieren notablemente en masa y estructura. En los catálogos aparecen señaladas para
distinguirlas como tenues nebulosidades a través del telescopio.
Los objetos radio están catalogados en listas como los Cambridge Catalogues. Los objetos
cuasiestelares (cuásares) y las radiogalaxias se designan por el número de la edición de tales catálogos
(3C, 4C y 5C) seguido, o bien de un número correlativo, como el conocido cuásar visible con
telescopios de amateur 3C-273. Finalmente, los pulsares se denominan según sus coordenadas,
precedidas por una letra característica de alguna lista, como por ejemplo CP o NP; la C corresponde a
Cambridge, la N a National Radio Astronomy Observatory de West Virginia, y la P se refiere a púlsar.
Por ejemplo, NP 0532 es el púlsar del Cangrejo.
BRILLO, LUMINOSIDAD, MAGNITUD
INTRODUCCIÓN A LA NOCIÓN DE MAGNITUD
Ya desde hace unos 2000 años se emplea la clasificación de las estrellas en magnitudes. Fue el
genial Hiparco de Alejandría (160-119 a.C.) el que introdujo la primera escala de magnitudes que
establecía 6 clases de estrellas desde la 1 a magnitud (las más brillantes) hasta las más débiles de 6 a
magnitud. Esta clasificación no es casual ya que se ha tomado así ya que el ojo humano tiene una
respuesta casi logarítmica al flujo de luz que le llega de un objeto celeste.
Hoy en día se ha establecido una escala casi logarítmica para seguir la tradición de nuestros
antepasados. Así el investigador Pagson (1856) estableció una relación entre magnitudes (m) y brillos
aparentes (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 variación de 100 en el brillo.
Será más correcto decir que una determinada estrella tiene cierta magnitud que "un cierto
brillo". La razón es que el concepto de brillo sólo puede emplearse para objetos extensos, como por
ejemplo, planetas, Sol y Luna.
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Reproducción de una parte de una carta del Sky Atlas 2000.00 que está referido por
tanto al equinoccio del 2000. La magnitud límite (estrellas mas débiles que recoge) es
aproximadamente +8. Se puede reconocer Casiopea y el doble cúmulo de Perseo.
Las diferencias en magnitud se deben a diferencias intrínsecas de las cantidades de
energía liberadas por las estrellas, es decir, de sus luminosidades, pero también del hecho de
que las estrellas se encuentran a diferentes distancias de nosotros. Así, nuestras observaciones
ya sean las obtenidas a simple vista como las que requieren un telescopio o una placa
fotográfica, o cualquier otro instrumento análogo, son una mezcla de cantidades físicas
propias 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 es
necesario efectuar correcciones de cierta importancia sobre los datos originales. El brillo
observado no corregido de una estrella se denomina magnitud aparente. Sepamos que las
estrellas más tenues que podemos observar a simple vista en una noche clara tienen una
magnitud aparente de +6.5.
La magnitud absoluta del Sol, es decir, el brillo que tendría el Sol si estuviese a 32.6
años luz de nosotros y si se pudiese detectar toda la luz incluyendo la porción invisible del
ultravioleta es de + 4,6m. Una estrella a la misma distancia pero 100 veces más brillante
tendría una magnitud de 4,6-5,0 = -0,4m; a una estrella 10 veces más brillante le corresponde
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una magnitud de+2,1 m.
Las luminosidades estelares varían considerablemente. Las estrellas blanco-azuladas
más brillantes del cielo lo son sobre un millón de veces más que el Sol, mientras que éste es
cerca de un millón de veces más luminoso que las estrellas rojas más tenues. Así pues el Sol
es una estrella de luminosidad intermedia como existen millones en nuestra galaxia.
RADIOS Y MASAS ESTELARES: El cálculo de los radios estelares.
El Sol es la única estrella cuyas características son accesibles a la observación directa;
en ninguna otra estrella, ni siquiera con los mayores telescopios, pueden observarse las
características superficiales. Como ejemplo tomemos el Sol; llevándolo hasta la distancia a la
cual se encuentran las estrellas más próximas, su diámetro angular sería inferior a 0,00001''
(segundos de arco). Este tamaño es ínfimamente pequeño, muy lejos del poder de resolución
de cualquier telescopio óptico o de cualquier radiotelescopio.
Sin embargo, existen técnicas interferométricas útiles para medir los radios estelares,
siempre que las estrellas sean intrínsecamente brillantes y tengan radios cuya medida angular
sea mayor que el actual límite instrumental, algo menor que 0,001'' . Por ejemplo, según estos
métodos, se dedujo que el radio de Sirio es de 0,0058'', lo cual a una distancia de 2,7pc
corresponde a unos 25 radios solares. En total se han medido los radios de varias decenas de
estrellas. Aunque las técnicas interferométricas sólo proporcionan la dimensión angular de la
fotosfera estelar y únicamente pueden aplicarse a un pequeño conjunto de estrellas bastante
especiales, son muy importantes pues constituyen las únicas medidas verdaderamente directas
de los radios estelares.
Las demás determinaciones son más o menos indirectas y se basan en hipótesis a
menudo difíciles de comprobar. Por ejemplo, se utilizan estrellas dobles (ó binarias) de un
tipo especial, las llamadas binarias eclipsantes, para la determinación de los radios. Sin
embargo, el método más extendido se basa en la definición de la luminosidad L.
Cálculos utilizando el brillo, la luminosidad, la magnitud
aparente y la absoluta.
Supongamos una fuente de luz puntual con luminosidad L que ilumine igual en todas
las direcciones. Una esfera centrada en esa fuente tendría la superficie interior iluminada. Si
el radio de la esfera crece, crece su superficie interior y la luminosidad de la fuente tiene más
superficie que cubrir y por tanto en cada punto de la esfera el brillo que se observa será
menor:
siendoA el área 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 lúz0, A = 4πr2, siendo r la distancia del
observador a la fuente luminosa, por lo que el Flujo F será
Considerando que una estrella tiene una radiación similar al 'cuerpo negro' para una
determinada temperatura se puede relacionar la luminosidad L con la temperatura T y el radio
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de la estrella mediante la ecuación:
donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann (5.67×10−8 W·m-2·K-4)
Si utilizamos como referencia al Sol (dividiendo por la luminosidad del Sol,
obtendremos la relación:
)
.
Y para estrellas que se encuentran en la secuencia principal la luminosidad también
está relacionada con su masa:
Las magnidudes están relacionadas con las luminosidades, concretamente se trata de la
medida logarítmica del brillo visible observado. La magnitud aparente es el brillo visible
observado desde la tierra mientras que la magnitud absoluta es la magnitud aparente para
una distancia de 10 parsecs desde la estrella considerada.
Dada la luminosidad visible (no la total) se puede calcular la magnitud aparente a una
distancia 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 y
rsun son las distancias a la estrella y al Sol.
Utilizando msol = −26.73 y rsol = 1.58 × 10−5 años-luz:
mstar = − 2.72 − 2.5 · log(Lstar/rstar2)
Como puede verse mientras que la magnitud aparente es función tanto de la
luminosidad como de la distancia la mangnitud absoluta lo es solo de la Luminosidad (ya que
fijamos las distancias):
Dado que solo se puede medir la magnitud aparente se requiere una estimación de la
distancia para determinar la luminosidad de un objeto.
Utilizando la magnitud aparente y la distancia a la estrella (obtenida por otros medios)
podríamos determinar la Luminosidad y con ella finalmente (sea comparando con el Sol o
utilizando la Temperatura de la estrella) podremos calcular el radio de la estrella.
Teniendo presente la definición de L en función de la temperatura efectiva, el
problema de la determinación del radio puede reducirse al problema de determinar una
temperatura efectiva apropiada a partir de los datos de observación y teóricos disponibles.
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Los resultados combinados de todas estas determinaciones directas e indirectas
demuestran que existen estrellas cuyos radios son varios centenares de veces mayores que el
radio solar; incluso la órbita terrestre alrededor del Sol se encontraría en el interior de tales
estrellas.
NOCIONES SOBRE
PECULIARES.
FORMACIÓN
ESTELAR
Y
ESTRELLAS
Las estrellas son cuerpos extremadamente calientes, cuya forma suele ser esférica. Sus
masas son mucho mayores que las masas de los planetas y poseen en su interior fuentes
propias de energía termonuclear. El brillo se expresa en magnitudes estelares aparentes. Para
comparar objetivamente la luminosidad de las estrellas, se usan sus magnitudes aparentes con
objeto de calcular la magnitud absoluta (M), es decir, aquélla que tendrían a una distancia
estándar de 32,6 años luz. Para hacer este cálculo es necesario saber la distancia a que se
encuentra la estrella.
Las estrellas están formadas por la concentración gravitatoria de nubes de polvo
interestelar y gas. Una estrella comienza a brillar intensamente tras la "ignición" del
hidrógeno existente en su núcleo (producida por medio, de una reacción de fusión nuclear). El
destino de las estrellas viene determinado en el comienzo mismo de su existencia, por su
masa inicial. Cuanto mayor es la masa de la estrella, con más rapidez se consume el
hidrógeno, más alta es su temperatura y luminosidad, y más pronto se agota ese gas
combustible para convertirse en estrella gigante o supergigante durante algún tiempo. La
estrella pasa después por reacciones nucleares más complejas, y su etapa de evolución final
surge cuando se ha agotado también el combustible que hace posible estas últimas reacciones.
La radiación del interior de la estrella no ofrecerá en adelante resistencia alguna; es, pues,
sustituida por la contracción gravitatoria y en poco tiempo tiene lugar la consiguiente
desintegración. Esta va en ocasiones acompañada por una explosión, que dispersa en el
espacio parte del material estelar. En función de la masa de la estrella en proceso de
desintegración, la contracción gravitatoria continuada puede ocasionar que evolucione hacia
una "enana blanca" o estrella de neutrones. Las estrellas de masas extremadamente grandes,
se convierten en "agujeros negros".
Estrellas dobles y múltiples. Son sistemas de varias estrellas que describen órbitas
alrededor de un centro de gravedad común. Si los componentes de una estrella doble pueden
resolverse mediante un telescopio, se dice que estamos ante una doble visual.
Estrellas variables son aquéllas cuyo brillo varía a intervalos regulares o irregulares.
Un ejemplo de estas razones son los cambios de diámetro y de la temperatura de superficie, la
existencia de una compañera en órbita que las eclipsa, etc...
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