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Las estrellas que vemos en el cielo parecen fijas e inmutables, como si estuvieran ancladas a la bóveda celeste. Por eso, las constelaciones parecen no variar con el paso de los años y nuestro conocimiento del firmamento va pasando de generación en generación. Sin embargo, observaciones precisas han mostrado que las estrellas sí cambian de posición a largo plazo y, por tanto, la figura de las constelaciones se desdibuja con el paso de los siglos. Este desplazamiento de las estrellas, imperceptible a simple vista, muestra que las estrellas tienen un movimiento propio e independiente.

El movimiento propio de las estrellas

Estamos en constante movimiento. La Tierra rota sobre sí misma al tiempo que orbita alrededor del Sol. A su vez, el Sol, ubicado en uno de los brazos de la Vía Láctea, da vueltas alrededor de la galaxia. Mientras tanto, la Vía Láctea mantiene un baile cósmico con Andrómeda y la Galaxia del Triángulo. Y todo esto sin que nosotros notemos el más mínimo efecto en nuestros cuerpos.

Más allá de estos movimientos que se conocen desde siglos, hoy vamos a analizar el movimiento propio de las estrellas. Este movimiento está causado por el desplazamiento verdadero de las estrellas con respecto al Sistema Solar y es independiente de la rotación de la Vía Láctea u otros movimientos galácticos. Y es que las estrellas se mueven “a su aire” por la galaxia. Y el Sol, también.

Estos movimientos son difíciles de apreciar y se necesitan medidas muy precisas durante varios años para poder registrarlos. En la siguiente animación se muestra el movimiento de una estrella con respecto a las demás durante 20 años.

Movimiento propio de la estrella de Barnard durante 20 años Hacia dónde se mueve el Sol

Supongamos por un momento que la estrella que se mueve en la animación fuera nuestro Sol. Desde nuestra perspectiva veríamos cómo algunas estrellas están cada vez más cerca de nosotros, mientras que otras se alejan. Este desplazamiento tiene un efecto curioso, pero que todos hemos experimentado alguna vez.

Imagina que vas en el coche por la autopista a 100km/h. Las farolas que tienes delante, poco a poco, parece que se van separando según nos vamos acercando a ellas. ¿Verdad? Por el contrario, si miras por el retrovisor, las farolas que vamos dejando atrás parece que cada vez más estando más cerca. Bien. Pero estarás pensando, ¿y qué tiene que ver este efecto de perspectiva con la astronomía? Pues muy fácil. Si el Sol se mueve por la galaxia, habrá estrellas que parecerá que se separan en la dirección hacia la que nos movemos. Y, por el contrario, habrá estrellas que se irán juntando en la dirección de la que venimos.

El Ápex solar y el antiápex

El ápex solar es el punto del firmamento que determina la dirección en la que el Sol se mueve con respecto al resto de estrellas. Por tanto, las estrellas cercanas al ápex solar deberían separarse con el paso del tiempo. A su vez el antiápex es el punto que determina la dirección de la que venimos. Y, por tanto, las estrellas cercanas al antiápex deberían tener un movimiento aparente de aproximación.

Observaciones precisas han comprobado esta teoría y han calculado la posición en el cielo del ápex y el antiápex. El ápex solar se encuentra en la constelación de Hércules, cerca de la estrella Vega. Las coordenadas ecuatoriales de este punto son 18h 28m, +30°. Por su parte, el antiápex se localiza en la constelación del Can Menor, cerca de la estrella ζ Canis Minoris.

Posición del Ápex Solar en el cielo

En un artículo anterior hablamos del movimiento aparente de las estrellas debido a la traslación de la Tierra alrededor del Sol. Este desplazamiento con respecto al fondo de estrella inmutables era lo que denominamos paralaje. Quizá ahora mismo estés pensando que el paralaje y el movimiento propio son cosas similares. Pero el paralaje y el movimiento propio no tienen nada que ver. Cuando observamos cambios de posición por paralaje, son una simple cuestión de perspectiva. Pero al cabo de un año, cuando la Tierra vuelva al mismo lugar que ocupaba en su órbita, el punto de vista que tendremos será el mismo y la estrella estará en la misma posición. Sin embargo, cuando existe movimiento propio de la estrella, esta no volverá a la misma posición, sino que se habrá desplazado. Mientras que el paralaje es un desplazamiento aparente por perspectiva; el movimiento propio es un desplazamiento real.

Adónde vamos y de dónde venimos

El descubrimiento del ápex y el antiápex puede dar respuesta a una de las preguntas más comunes de la humanidad: ¿adónde vamos y de dónde venimos?

Bien, pues en términos astronómicos podemos decir que vamos hacia Hércules y venimos del Can Menor. Así, sabemos que el Sistema Solar se desplaza hacia el ápex, en la constelación de Hércules, a una velocidad de 16,5 km/s. Del mismo modo, nos alejamos del antiápex, cerca de Canis Minoris, a la misma velocidad.

Un descubrimiento histórico

El movimiento propio del Sol con respecto al resto de estrellas fue descubierto en 1783 por William Herschel. Fue un descubrimiento de gran importancia, ya que en esa época todavía imperaba la teoría heliocéntrica y se pensaba que el resto de estrellas orbitaban alrededor del Sol. Sin embargo, observaciones precisas de Herschel demostraron que las estrellas más cercanas al Sol tenían movimientos caóticos y, desde luego, no orbitaban al Sol. Gracias a estas observaciones, Herschel razonó que las estrellas poseían un movimiento propio en vez de permanecer inmutables en el universo.

El propio Herschel fue el primero en calcular la posición del ápex solar. Determinó que el Sol se mueve hacia cierto punto situado en la constelación de Hércules, no muy lejos del ápex que conocemos hoy en día.

Gracias a este descubrimiento, Hertzprung calculó los patrones de movimiento de estrellas cercanas en las que sí se podía obtener la distancia por paralaje. Y extrapoló estos resultados a estrellas más lejanas, con cada vez menos movimiento propio. De esta forma, consiguió medir, por primera vez, la distancia de una estrella Cefeida. A partir de ahí, se pudo por fin aplicar el método de las Cefeidas, descubierto por Henrietta Leavitt, para medir las distancia de objetos lejanos.

La entrada Adónde vamos y de dónde venimos en el Universo se publicó primero en AstroAficion.

El 16 de julio de 2019 se producirá un eclipse lunar que será visible desde España. Sin duda, este será uno de los principales eventos astronómicos del verano, junto a la siempre llamativalluvia de estrellas de las Perseidas. En este artículo te damos toda la información para que no pierdas detalle del eclipse lunar de julio 2019. Y si quieres observarlo, apúntate a nuestra observación del eclipse de Luna desde Madrid.

Hora y lugar del eclipse lunar 16 julio 2019

El 16 de julio 2019 se produce un eclipse de Luna parcial, en el que la Tierra ocultará casi un 70% de la Luna. Se trata, por tanto, de un eclipse largo y oscurecerá la Luna en gran medida, pudiendo llegar a alcanzar incluso esa tonalidad rojiza tan característica de los eclipse totales.

El eclipse parcial de Luna comenzará a las 22:02 del martes 16 de julio de 2019 hora española. Este eclipse será especialmente largo, ya que durará casi 3 horas, terminando a la 1 de la madrugada del 17 de julio 2019.

Eclipse de Luna 16 julio 2019

Los españoles estamos de suerte, ya que podremos ver el eclipse desde cualquier punto de España (incluyendo las Islas Canarias). Por el contrario, los países de latinoamérica lo tendrán más complicado, ya que el eclipse comenzará antes de que la Luna salga por el horizonte.

El siguiente mapa muestras las regiones desde las que el eclipse será visible (en blanco) y aquellas donde no se podrá observar (gris oscuro). Las zonas intermedias, en tonos grises, son aquellas donde el eclipse comenzará antes de la salida de la Luna o terminará tras su puesta. En España podremos ver la fase parcial del eclipse en su totalidad.

Visibilidad del eclipse lunar 16 julio 2019 ¿Cómo se produce un eclipse de Luna?

Un eclipse de Luna se produce cuando el Sol, la Tierra y la Luna se encuentran alineados. De esta forma, la luz emitida por el Sol queda bloqueada por nuestro planeta y la Luna se sitúa, total o parcialmente, oscurecida por la sombra de la Tierra.

Cómo se producen los eclipses lunares

Esta alineación no ocurre todos los meses, ya que la órbita de la Luna está ligeramente inclinada y no siempre coinciden los tres astros en el mismo plano. Además, dependiendo de esa alineación, los eclipses lunares pueden ser de tres tipos: penumbrales, parciales y totales.

Si quieres saber más sobre los eclipses de Luna, echa un vistazo a este artículo: Eclipses lunares: qué son, por qué ocurren y cómo observarlos.Y si quieres saber qué es una luna de sangre, mira este vídeo del eclipse del 27 de julio 2018.

Ver el eclipse de Luna desde Madrid

En AstroAfición hemos preparado una actividad muy especial para que tú también puedas disfrutar del eclipse de Sol a través del telescopio. Llevaremos nuestros equipos hasta Madrid para contemplar el espectáculo y disfrutar de un momento único en la mejor compañía. Una actividad muy especial en la que incluso podrás sacar una foto del eclipse a través del telescopio con tu propio móvil.

Acompáñanos en esta Observación del Eclipse de Luna de 2019 desde Madrid. Además de la Luna también podremos observar a Júpiter y Saturno a través del telescopio.

La Luna a través del telescopio Retransmisión del eclipse lunar por internet

Si no puedes participar en nuestra observación del eclipse de Luna, hemos preparado una retransmisión en directo para que no te lo pierdas. A través de nuestra página de Facebook, haremos una retransmisión en directo del eclipse, que también podrás seguir en nuestro canal de Youtube.

Conectaremos en cuanto empecemos a ver la Luna salir por el horizonte a eso de las 22:00 para que tú también puedas ver el eclipse a través del telescopio.

Visibilidad del eclipse lunar en España

La duración total del eclipse será de 5 horas y 34 minutos, mientras que la fase de parcialidad tendrá una duración de 2 horas y 58 minutos.

En concreto, las fases para el eclipse de Luna 16 julio 2019 son las siguientes:

FaseHora Universal (UTC)Hora en Madrid, EspañaVisibilidad en Madrid, EspañaComienzo eclipse penumbral16 julio, 18:4316 julio, 20:43 No, por debajo del horizonteComienzo eclipse parcial16 julio, 20:01 16 julio, 22:01 SíMáximo del eclipse total 16 julio, 21:30 16 julio, 23:30 SíFin eclipse parcial16 julio, 22:59 16 julio, 23:59 SíFin eclipse penumbral17 julio, 00:17 17 julio, 02:17 Sí

Para saber la visibilidad y las horas desde cualquier otra ubicación, consulta timeanddate.com

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Aunque existen multitud de métodos para medir la distancia a las estrellas, hasta ahora hemos visto tres de ellos: gracias al paralaje, a las estrellas Cefeidas o a las supernovas Ia. Sin embargo, seguía existiendo un problema ya que los objetos lejanos solo se podían medir con precisión si justo en ese momento ocurría una supernova. Hoy vamos a ver otra forma de calcular la distancia de cualquier estrella lejana y en cualquier momento a partir de un descubrimiento de Edwin Hubble.

La Ley de Hubble

La Ley de Hubble hace referencia a la expansión del universo. Este concepto del universo en expansión aparece en las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. A partir de ellas, se deduce que el espacio entre las galaxias se dilata, alejándolas unas de otras de manera constante y proporcional.

Representación de la expansión del universo

Años después de que Einstein propusiera su teoría de la relatividad, Edwin Hubble fue capaz de demostrar con sus observaciones que el universo se expande. En 1929, analizando las líneas espectrales de varias galaxias, Hubble descubrió que sus espectros aparecían sistemáticamente desplazados hacia el rojo. Este desplazamiento espectral, interpretado a través del efecto Doppler, era proporcional a la distancia de las galaxias. Por tanto, cuanto más lejos estaba una galaxia, mayor era el desplazamiento al rojo de su espectro y, por tanto, mayor era la velocidad a la que se alejaba.

Método de la constante cosmológica

A partir de estos datos, Hubble fue capaz de demostrar que existe una relación entre la velocidad a la que se alejan las galaxias y la distancia a la que están. Esta relación viene determinada por una constante universal: la constante de Hubble.

De esta forma, se creó una nueva manera de saber la distancia de galaxias muy lejanas. Esto supuso un gran avance ya que, hasta ahora, era imposible medir su distancia a través del paralaje, las cefeidas o las supernovas Ia (este método sí que podría servir pero solo si se observa en ese momento una supernova). Así pues, a partir de la Ley de Hubble, podemos determinar la distancia a una galaxia si hallamos la velocidad a la que se aleja de nosotros a través de su desplazamiento hacia el rojo.

Relación entre la distancia y la velocidad de expansión de las galaxias El valor de la constante de Hubble

Hubble fue capaz de calcular el valor de la constante a partir de la observación de 46 galaxias y obtuvo un valor de 500 km/s/Mpc. Sin embargo, pese a que su teoría era correcta, el valor hallado para la constante dista mucho de los valores aceptados actualmente, que sitúan la velocidad de expansión del universo en alrededor de 70 km/s/Mpc.

La importancia de la medición precisa de esta constante no es trivial, ya que nos permite calcular con precisión la edad del universo. Si sabemos a qué velocidad se expande y, esta expansión es proporcional a la distancia y se mantiene constante en el tiempo, podemos medir cuándo comenzó esta expansión y, por tanto, hallar la edad actual del universo. A partir del dato de Hubble el universo debería tener “solo” 2.000 millones de años, algo que no encajaba con las mediciones isotópicas que afirmaban que la Tierra tenía 4.500 millones de años.

Hallar el valor de la constante de Hubble fue precisamente una de las prioridades de la física durante el siglo XX. Durante años se han realizado diferentes cálculos de y parece, que en las últimas décadas se va perfeccionando su medida, que varía entre los 64 y 77 km/s/Mpc.

La entrada Cómo se mide la distancia a las estrellas IV: Constante cosmológica se publicó primero en AstroAficion.

La Tierra no es redonda, o mejor dicho, no es esférica. Pero eso no quiere decir que la Tierra sea plana, no. Nuestro planeta es una esfera ligeramente ovalada en su ecuador. Déjame que os lo explique.

La Ley de la Gravitación Universal de Newton

En 1687 Isaac Newton publicó la Ley de la Gravitación Universal. Esta Ley demostraba que la fuerza con que se atraen dos cuerpos era proporcional al producto de sus masas dividido por la distancia entre ellos al cuadrado. No vamos a entrar en muchos más detalles, ya que lo que nos interesa aquí es cómo afecta la gravedad terrestre a la forma de nuestro planeta.

El caso es que, si la Tierra fuera una esfera perfecta, cualquier cuerpo situado sobre la superficie de la Tierra debería ser atraído hacia el suelo con la misma fuerza, ya que la distancia al centro de la Tierra es la misma.

Pero esto no encajaba con las observaciones del astrónomo francés Jean Richer, que descubrió que su reloj de péndulo se retrasaba al acercarse al ecuador. Puesto que la masa del reloj y la longitud del péndulo no variaba en un lugar o en otro, lo único que podía explicar que su periodo de oscilación fuera diferente era que la gravedad no fuera la misma en Francia que en el ecuador.

¿Por qué la Tierra no es redonda?

Si la intensidad gravitatoria era mayor en Francia que en el ecuador, eso solo podía indicar que la distancia del ecuador al centro de la Tierra fuera mayor en el ecuador que en Francia. Y, ¿cómo podía ser esto posible?

Para dar una explicación a este fenómeno, Newton propuso que la Tierra no era una esfera perfecta, sino que estaba ligeramente ovalada. De hecho, según sus cálculos el diámetro polar de nuestro planeta debía ser un 0,5% más corto que el diámetro ecuatorial. Estos cálculos no se alejan tanto de la cifra real del 0,3%. O, dicho de otro modo, el diámetro ecuatorial es 43 km mayor que el diámetro polar. Solo 43 km de diferencia sobre un diámetro de 12.742 km.

Pero, ¿qué produce este achatamiento ecuatorial?

La Tierra está achatada por los polos debido a su movimiento de rotación. Este movimiento provoca una fuerza centrífuga que la masa de la Tierra se desplace hacia las regiones ecuatoriales. Por tanto, una persona sobre la superficie de la Tierra estará más lejos del centro terrestre si se encuentra en el ecuador que si se sitúa en los polos. Y, de esta manera, la intensidad gravitatoria será mayor en los polos que en el ecuador.

La entrada La Tierra no es redonda, pero tampoco plana se publicó primero en AstroAficion.

Vamos ya por la tercera entrega de esta serie sobre cómo medir la distancia a las estrellas. Hasta ahora hemos visto dos de los métodos más conocidos: el método del paralaje y el método de las estrellas Cefeidas. A continuación vamos a ver otro método para medir distancias a objetos aún más lejanos: el método de las supernovas Ia.

Método de las supernovas Ia

Recordemos que uno de los principales problemas del método de las Cefeidas era que no se podía aplicar para medir distancias a otras galaxias, ya que no era posible observar estrellas individual en galaxias lejanas. Por eso, para medir distancias a estrellas fuera de la Vía Láctea los astrónomos usan el método de las supernovas Ia.

Remanente de Supernova

Las supernovas son uno de los eventos más repentinos y violentos del universo. Estos fenómenos cataclísmicos ocurren cuando estrellas masivas llegan al final de su vida, creando una explosión que puede brillar más que 10 mil millones de soles.

Las supernovas pueden producirse por diversas razones y con distinta intensidad. Dependiendo de sus características, las supernovas se clasifican en supernovas de tipo I (Ia, Ib, Ic) y tipo II (IIn, IIP/IIL, IIb). Hoy nos centraremos solo en las supernovas de tipo Ia.

Las supernovas Ia son las más frecuentes y son consideradas como “candelas estándar” extragalácticas. Estas explosiones se producen en sistemas binarios cuando una enana blanca acumula suficiente masa para alcanzar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares. Alcanzada esta masa la estrella colapsa y forma una supernova.

Por suerte, todas las supernovas de tipo Ia tienen la misma luminosidad o magnitud absoluta. Por tanto, comparando el brillo relativo, o magnitud aparente, de la supernova con su brillo “estándar” podemos calcular fácilmente la distancia a la que se encuentra.

Supernova Ia: enana blanca acumulando material de su compañera binaria En el momento justo

Este método nos permite calcular la distancia de galaxias muy lejanas de manera muy precisa. Sin embargo, es poco práctico ya que hay que tener suerte de pillar una supernova en el momento de su explosión. Por suerte o por desgracia, las supernovas no son muy comunes. Los astrónomos creen que en galaxias como la nuestra, la Vía Láctea, ocurren unas 2 ó 3 supernovas cada siglo.

Supernova detectada en 2014 en M82. F. Espenak Un método reciente

A diferencia de los anteriores métodos, que llevan más de un siglo en uso, el método de las supernovas Ia es relativamente frecuente. No fue hasta la década de los 90 cuando se descubrió que estas supernovas mostraban un brillo similar. Gracias a la colaboración de astrónomos estadounidenses y chilenos, se desarrolló este método para medir distancias con una precisión del 7%.

La entrada Cómo se mide la distancia a las estrellas III: Supernovas Ia se publicó primero en AstroAficion.

Existen muchas maneras de encontrar el Norte. En este artículo recopilamos algunas de las más útiles y curiosas. Aunque no lo parezca, todas están basadas en la astronomía, ya sea a través del movimiento del Sol, las estrellas o incluso los satélites en el cielo.

La importancia de encontrar el Norte

Estamos acostumbrados a vivir en la ciudad, donde nos orientamos a partir de los edificios, las calles y las líneas de Metro. Sin embargo, la orientación en el campo es algo fundamental. Por ello, es importante saber encontrar el Norte. Una vez localizado, sabremos que el Sur está a nuestra espalda, el Este a la derecha y el Oeste a la izquierda. A continuación vamos a ver distintos métodos para localizar el Norte. Seguro que alguno no lo conocías.

Encontrar el Norte con una brújula

Esta es la forma más fácil de encontrar el Norte. Una brújula nos señalará el norte magnético con bastante precisión. No obstante, recuerda que el Norte magnético no coincide exactamente con el Norte geográfico. Estos puntos están distanciados unos cuanto cientos de kilómetros, ya que el eje de los polos se encuentra inclinado 11,5º con respecto al eje geográfico. Esta desviación hace que el error de nuestra brújula dependa de nuestra localización. Así, por ejemplo en Barcelona la brújula apuntará 1º más hacia el este del norte geográfico. Por su parte, en Madrid lo hará medio grado hacia el oeste. Puede no parecer mucho pero hay casos más extremos. Por ejemplo en Río de Janeiro apuntará 23º más hacia el oeste. Estos errores dependen de muchos factores, por lo que es importante conocer la corrección magnética a aplicar en cada lugar.

Pero, ¿y si no llevas una brújula? Pues… ¡atento a los siguientes métodos!

Encontrar el Norte con el Sol

Estás en el campo. Se hace de noche y ves el Sol ponerse por el horizonte. En tu cabeza tienes memorizado que el Sol siempre sale por el Este y se pone por el Oeste. Genial. Si has visto por donde se pone el Sol, sabrás que ese es el Oeste y, por tanto, 90º a la derecha tendrás el Norte.

El Sol no siempre sale por el Este y se pone por el Oeste

Aunque, en realidad, esto no es correcto del todo. En verdad, el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste solo dos veces al año, durante los equinoccios de primavera y de otoño. Así, en invierno, el Sol sale por el Sureste y se pone por el Suroeste. Por el contrario, en verano el Sol sale por el Noreste y se pone por el Noroeste. Esta desviación dependerá de la fecha, pero también de nuestra latitud. En España, por ejemplo, el Sol llega a salir casi 30º más hacia el Sureste en invierno y casi 30º más hacia el noreste en verano. La diferencia total es muy grande, por lo que es importante que lo tengamos en cuenta cuando intentemos buscar el Norte a partir del Sol.

Encontrar el Norte con las sombras

Este método es muy simple pero requiere de cierto tiempo, ya que tendremos que esperar para ver cómo cambia la posición de las sombras.

Primero, sitúa un palo verticalmente en el suelo y marca donde cae la sombra. En vez de un palo puedes usar también la sombra de una farola o un árbol. Una vez hecho esto, toca esperar 10 o 15 minutos. Pasado un tiempo, la sombra se habrá desplazado y ya no coincidirá con la marca inicial. Ahora, vuelve a marcar la posición de la sombra y une ambos puntos con una línea. Esta línea marcará los puntos cardinales Este y Oeste.

Ahora solo tienes que situarte sobre la línea mirando hacia el frente, hacia el mismo lado que apuntaban las sombras. Estarás mirando exactamente hacia el Norte.

El desplazamiento de la sombra nos marca la línea Este-Oeste. Por tanto, en perpendicular tendremos el eje Norte-Sur Encontrar el Norte con un reloj de agujas

Si es de día y luce el Sol, tu reloj puede servirte como brújula. Solo tienes que aprender cómo colocar las manecillas del reloj para localizar el Norte con precisión.

Si estamos en el hemisferio Norte debemos apuntar la manecilla de las horas hacia el Sol. La bisectriz del ángulo que forman la manecilla de las horas con las 12 del reloj apunta directamente hacia el Sur. Por tanto, al lado contrario tendremos el Norte.

Localizar el Norte a partir de un reloj de agujas

Para hacer esto es muy importante ajustar nuestros relojes a la hora del meridiano local. En general esto es tan sencillo como eliminar la hora de verano si es que en nuestro país se suma una hora en verano. Pero, en España esto no es tan sencillo. El meridiano que pasa por España es el Meridiano de Greenwich y, por tanto, deberíamos usar el horario GMT. Sin embargo, en España utilizamos el horario central europeo, es decir, GMT+1. Por tanto, para utilizar el truco del reloj debemos restar 1 hora si es invierno y 2 horas si es verano. De esta forma conseguiremos poner nuestros relojes en el horario de nuestro meridiano local. Si te interesa este tema, nuestro compañero Mario reflexiona sobre la hora utilizada en España y el polémico cambio de hora en este artículo.

Encontrar el Norte con las parabólicas

¿Te has fijado alguna vez que no todas las antenas parabólicas apuntan en la misma dirección? Estas antenas están sintonizadas con satélites geostacionarios, que se encuentran siempre en el ecuador celeste. Pero no tienen porqué estar todas conectadas con el mismo satélite. Por tanto, si vemos varias antenas apuntando hacia distintas direcciones podemos trazar la línea imaginaria del ecuador celeste. Esta línea va justo de Este a Oeste. Una vez tenemos localizada esta línea y los puntos cardinales Este y Oeste podemos fácilmente averiguar donde está el Norte.

Las parabólicas apuntan siempre al ecuador celeste, pero en distintas direcciones

Además, a partir de las antenas podemos saber también la latitud del lugar. Puesto que el ángulo que forma el ecuador celeste con la Polar es de 90º, podemos hacer la siguiente cuenta. 90º – inclinación de la parabólica = nuestra latitud.

Encontrar el Norte con las estrellas

Si es de noche, la orientación a través de otros métodos es complicada. Pero no pasa nada. Encontrar el Norte a través de las estrellas es muy sencillo. Basta con que sepas localizar la estrella Polar.

Para localizar la estrella Polar lo primero que hay que hacer es buscar el asterismo del Carro, que forma parte de la figura de la Osa Mayor. Una vez localizado el Carro, si prolongas unas cinco veces la distancia que une las estrellas del extremo, Dubhe y Merak, llegarás a la estrella Polar. Esta estrella no es muy brillante pero coincide con bastante precisión con el Polo Norte Celeste.

Cómo encontrar la Polar a partir de la Osa Mayor

La entrada 6 maneras de encontrar el Norte se publicó primero en AstroAficion.

En el anterior artículo de esta serie vimos cómo se calcula la distancia a las estrellas más cercanas a través del método de paralaje. A continuación vamos a ver cómo medir la distancia de estrellas más alejadas a través de las estrellas Cefeidas.

Método de las estrellas Cefeidas

Como ya vimos, el método del paralaje deja de ser fiable a partir de los 1000 años luz de distancia. Por tanto, para medir la distancia a las estrellas debemos emplear otros métodos. Uno de los más conocidos y precisos es el método de las Cefeidas.

Al igual que ocurría con el paralaje, el método de las cefeidas es algo que inconscientemente hemos utilizado alguna vez. Imagina que estás en una carretera muy larga con cientos de farolas a sus lados. Todas las bombillas de las farolas tienen la misma potencia, por ejemplo, 100 W. Sin embargo, tú ves que las que tienes más cerca brillan con más fuerza. Y según vas mirando más hacia lo lejos parece que brillan cada vez menos. Esta atenuación de su brillo depende de la distancia, y es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. ¿Ya ves por dónde va el tema? Si las bombillas tuvieran potencias diferentes no podrías saber cuál está más lejos que otra. Pero al tener el mismo brillo intrínseco, es fácil calcular cuál está más cerca y cuál más lejos.

La luz de las farolas va siendo menor según van estando más lejos

Esto mismo se puede utilizar con las estrellas. Para ello tenemos que localizar estrellas que tengan un brillo muy concreto. Estas estrellas son las Cefeidas y son uno de los tipos más comunes de “candelas estándar“, pero hay otras como las variables RR-Lyrae.

Estrellas Cefeidas o candelas estándar

Las Cefeidas son un tipo de estrellas en las que su brillo varía con el tiempo de manera constante y periódica. No me malinterpretes, no todas las Cefeidas tienen el mismo brillo como en el ejemplo de las bombillas. Pero sí que todas comparten una característica muy importante: su luminosidad está directamente relacionada con su periodo de variación. De este modo, las estrellas más luminosas tienen ciclos de variación más largos; y las menos brillantes, tienen periodos más cortos. Y siempre, siempre, son directamente proporcionales. Por tanto, con medir su periodo ya sabemos cuál es el brillo intrínseco de esa estrella.

Variación de brillo proporcional a su luminosidad en las Cefeidas

A ese brillo intrínseco de la estrella lo llamamos magnitud absoluta. Y lo definimos como el brillo que tendría la estrella si la situásemos a 10 pársecs de distancia. Por el contrario, la magnitud relativa es la intensidad con la que brilla cada estrella a su distancia de nosotros. De esta forma, si sabemos cuál es la magnitud absoluta de la estrella y vemos que brilla 2 veces menos, podremos confirmar que la estrella está 4 veces más lejos. ¡Recuerda que la atenuación de su brillo depende de la distancia y es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia! Por eso si brilla la mitad, significa que está cuatro veces más lejos. En este caso, estaría a 40 pársecs de distancia.

Un método preciso pero poco práctico

El método de las Cefeidas es uno de los más precisos para medir la distancia a las estrellas. Sin embargo, solo se puede usar cuando queremos medir la distancia a una estrella Cefeida o a algún objeto que esté cerca de una Cefeida. Lógico, ¿verdad? Por otro lado, cuando queremos medir distancias a galaxias lejanas, nuestros telescopios no son capaces de distinguir estrellas individuales en ellas. Por tanto, ni con los telescopios más potentes del mundo, podemos calcular su distancia a través de las cefeidas.

Historia de las Cefeidas: Henrietta Leavitt

La astronóma Henrietta Leavitt descubrió en 1908 una propiedad asombrosa en algunas estrellas. En ese tiempo ya se conocían estrellas variables pero hasta entonces Leavitt descubrió que algunas de ellas se comportaban de manera similar. Sus estudios concluyeron que estas estrellas cambiaban de brillo de manera cíclica y proporcional a su luminosidad. Esta era la clave para poder calcular las distancias por otro método que no fuera el paralaje.

Henrietta Leavitt

Sin embargo, Leavitt analizó todas las Cefeidas conocidas y no encontró ninguna a una distancia suficientemente cercana como para poder medir su distancia por paralaje y así tener una referencia para el resto. Pese a que su teoría fue un aporte fundamental a la astronomía, Leavitt falleció sin haber podido medir la distancia de ninguna de ellas. Tan solo un año después de su muerte, Ejnar Hertzsprung consiguió medir la distancia a una de ellas a través de su movimiento propio (ya hablaremos de este método en otra ocasión).

La entrada Cómo se mide la distancia a las estrellas II: Cefeidas se publicó primero en AstroAficion.

Hola de nuevo y bienvenidos al comienzo del verano, tras largos meses de espera ya queda menos para la llegada del solsticio y con él la entrada oficial del verano en el hemisferio norte. Esto nos abre un mundo de posibilidades con noches de temperatura suave, cielos despejados y objetos realmente hermosos. En cualquier caso, tened presente un pequeño consejo y no bajéis la guardia con la ropa de abrigo. Jamás he pasado tanto frío junto a un telescopio como en pleno verano. Desde entonces siempre llevo el plumas conmigo, mejor que espere en el coche a que el frío te amargue la noche.

Como viene siendo costumbre con el comienzo del verano os hemos adjuntado en la foto de portada el asterismo conocido como “Triángulo de verano”, formado por las estrellas Deneb (Cygnus), Altair (Aquila) y Vega (Lyra). Supone una auténtica referencia en el cielo desde aquí hasta bien entrado el otoño y una excelente forma de orientarse en el cielo estival.

VISIBILIDAD PLANETARIA

Una vez más abrimos este bloque con la simulación del aspecto que ofrece nuestro Sistema Solar a lo largo de este mes. Aunque no se respetan las escalas las posiciones relativas sí son correctas y nos permiten adivinar la enorme presencia que van a tener Júpiter y Saturno. Podéis descargarlo para usarlo como fondo de escritorio pinchando en la imagen

Sistema Solar. Junio de 2019

Recordad que los tiempos utilizados aquí están calculados para un observador situado en Madrid (latitud 40ºN) y utilizan el horario estival centroeuropeo (CEST, UTC+2)

Mercurio

Será visible desde el atardecer hasta aproximadamente una hora antes de la medianoche. El planeta todavía se encuentra bastante cerca del Sol tras su última conjunción, pero a lo largo del mes se irá separando más de él, lo que favorecerá su observación. Esta situación se mantendrá hasta el día 23, en ese momento alcanzará su máxima elongación este. Este punto marca la máxima separación de los planetas interiores cuando son observables tras la puesta de Sol. A partir de este punto Mercurio cambiará su movimiento aparente en el cielo, terminando esta retrogradación y comienza a acercarse de nuevo al Sol.

Venus

El orto del planeta se producirá una hora antes del alba, cercano al horizonte E, y permanecerá visible en el cielo hasta quedar oculto por la luz del Sol.

Marte

Visible desde el atardecer. A comienzo de mes podemos disfrutar del planeta hasta la medianoche. Este tiempo se irá reduciendo paulatinamente hasta adelantar su ocaso una hora completa a finales de junio.

Júpiter

El jefe indiscutible del Olimpo lo será también en el cielo de este mes. A comienzos de mes su orto se producirá poco más de media hora después del ocaso. Conforme avance el mes de junio irá adelantando la hora de su salida de forma que desde el día ocho podremos observar el planeta a partir del atardecer. Júpiter va a permanecer en el cielo durante toda la noche hasta la última semana de mes, en la que su ocaso coincidirá prácticamente con el alba.

El planeta alcanzará su perigeo el 12 de junio, situándose a poco más de 4 UA de la Tierra y alcanzando un diámetro aparente de 46 segundos de arco. Nos encontramos, por tanto, ante el momento más favorable para la observación del planeta.

Saturno

Es junto con Júpiter el planeta que mejor tiempo de observación nos va a brindar. Su orto se producirá entre dos horas y media hora respecto al comienzo y final del mes.

Permanecerá visible en el cielo durante toda la noche, aunque tendremos que esperar hasta bien avanzada la medianoche para contemplarlo en su máxima altura.

Urano

Visible en las horas previas al amanecer. Si bien a comienzos de mes contaremos con sólo una hora entre la salida de Neptuno y la del Sol esta desde pasada la medianoche hasta el amanecer, este tiempo irá aumentando hasta algo más de tres horas a finales del mismo.

Neptuno

Situación análoga a la de su gemelo helado, con la salvedad de que no tendremos que esperar tanto para verlo, ya que so orto se producirá unas dos horas antes que el de Neptuno.

A continuación adjuntamos las curvas de visibilidad de los planetas para aquellos que necesitéis información más detallada.

Curvas de visibilidad planetaria en junio de 2019. CONJUNCIONES

1 de junio: Venus a 3°40’47” de la Luna

4 de junio: Mercurio a 4°01’33” de la Luna.

5 de junio: Marte a 1°54’07” de la Luna.

16 de junio: Júpiter a 1°30’03” de la Luna.

18 de junio: Mercurio a 0°13’08” de Marte.

19 de junio: Saturno a 1°08’32” de la Luna.

24 de junio: Neptuno a 4°17’46” de la Luna.

COMETAS

Tal como ya comentamos el mes pasado tenemos por delante unos meses bastante decepcionantes en lo que a actividad cometaria se refiere. Durante el mes de junio el cometa que ofrece mejores condiciones en cuanto a brillo y posicionamiento es el cometa C/2018 N2 (ASASSN). Para el mes de junio tiene una magnitud estimada de 14.2, por lo que sólo es asequible con equipos de astrofotografía. Os dejamos la carta de localización.

Carta localización Cometa C/2018 N2 (ASASSN)

Por si no contáis con el equipo necesario o esta propuesta no os parece muy interesante os traemos otra sugerencia. No es otra que el controvertido sistema de Satélites Starlink, que todavía pueden verse bastante juntos, aunque ya se han separado lo suficiente como para que ya no se perciba el curioso “tren espacial” que hemos visto fotografiado los días anteriores. En este enlace podéis acceder a una página web desde la que calcular los próximos pasos para vuestra localización.

LLUVIAS DE METEOROS

Durante este mes nos encontramos con dos lluvias de meteoros destacables:

7 de junio: Máximo previsto para la lluvia de meteoros de las Ariétidas, con radiante en la constelación de Aries. Pese a ser una de las lluvias de meteoros más intensas del año son poco conocidas porque el máximo se produce durante el día por lo que no son detectables a la vista. Tiene THZ  66.

27 de junio: Máximo de las Bootidas de junio, con radiante en la constelación de Bootes y THZ variable (0-100).

Radiante de la lluvia de meteoros de Bootidas. EFEMÉRIDES ASTRONÓMICAS

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En nuestros cursos de iniciación a la astronomía, mucha gente nos pregunta sobre el mercado de telescopios de segunda mano. En este artículo os damos nuestra visión, personal y subjetiva, de la compra de telescopios de segunda mano.

Mercado de telescopios de segunda mano

Es innegable la existencia de un mercado de astronomía de productos usados. Quizá no sea un mercado con tanta oferta o tanta rotación como en otras aficiones. Pero, desde luego, es una opción a considerar cuando se piensa en la compra de un telescopio. Sin embargo, puede que no sea la mejor de las opciones. En este sentido, distinguimos dos tipos de telescopios a la venta en plataformas de segunda mano.

Telescopios de iniciación de segunda mano

Los telescopios de iniciación son los más abundantes en portales generalistas de segunda mano. En un rápido vistazo en Wallapop, Vibbo o, en menor medida, Ebay, podemos encontrar multitud de telescopios de iniciación. Dentro de esta gran oferta encontramos varias situaciones relacionadas con una misma causa. En general, los que venden telescopios de iniciación de segunda mano no saben lo que tienen. Por tanto, podemos encontrar artículos con precios disparatados, por encima incluso de su valor original; y auténticas gangas, fruto del desconocimiento del equipo.

En cualquier caso, personalmente NO recomiendo la compra de telescopios de iniciación de segunda mano. ¿Por qué? Pues precisamente porque son de iniciación. Por eso, lo más probable es que la persona que lo utilizase antes no lo tratara de manera correcta, ya que seguramente fuera su primer telescopio. Así, es normal encontrar tornillos doblados, roscas pasadas, partes oxidadas, ópticas arañadas debido a una mala limpieza, falta de piezas, etc. Por ejemplo, la siguiente foto es una clara representación de lo que se puede encontrar en el mercado de telescopios de segunda mano: un telescopio que probablemente haya sufrido un mal uso. Tanto que hasta parece que está agonizando.

Telescopio de iniciación a la venta de segunda mano.

Obviamente puede haber excepciones. Pero si estás buscando telescopios de iniciación, es porque tú tampoco eres un gran experto en el tema. Y, por tanto, puede que se te pasen por alto detalles de un mal uso o desperfectos.

Por tanto, nuestro consejo si estás empezando y quieres comprar un telescopio de iniciación es claro: ve a una tienda especializada donde te puedan asesorar adecuadamente, evita comprar en grandes superficies y desconfía de los telescopios de segunda mano.

Telescopios avanzados de segunda mano

Si estás buscando telescopios más avanzados puede que la cosa sea algo diferente. Aunque hay de todo, es probable que la persona que venda un telescopio avanzado haya sabido usarlo y cuidarlo. Además, si estás buscando telescopios avanzados también es probable que ya no seas un recién llegado a la astronomía, por lo que te resultará más fácil ver si tiene posibles fallos o desperfectos. En este caso, nuestro punto de vista es el siguiente:

Por un lado, hay que tener en cuenta que los telescopios de gama media y alta no tienen una depreciación tan marcada como pueden tener los componentes informáticos, por ejemplo. En general, las ópticas -astronómicas o no- tienen una vida útil muy larga si se tratan con cuidado. Incluso hay telescopios que se revalorizan y son muy cotizados ya que puede que ya no se fabriquen con la misma calidad que antes. Por tanto, es probable que no encuentres los chollos que estás esperando. Encontrar telescopios con un 20-30% de descuento sobre su precio original es algo habitual. Personalmente, no compro nunca nada que no esté rebajado al menos un 40%.

Por otro lado, el mercado de segunda mano no es muy amplio. A fin de cuentas, no hay tantos astroaficionados y la rotación de equipos avanzados no es muy alta. Es decir, si estás buscando un modelo de telescopio en concreto es muy posible que no lo encuentres, o que tardes meses en encontrarlo. En mi opinión, el mercado de segunda mano es muy interesante si estás abierto a múltiples opciones, si no tienes prisa y si conoces muy bien los equipos, sus precios de venta originales y su valor en el mercado de segunda mano. Si entras buscando chollos o decenas de ofertas para un modelo concreto, olvídate y ve a una tienda de astronomía.

En cualquier caso, también hay que andar con mucho cuidado. En esta foto podemos ver un telescopio de gama media, que ha pasado por la manos de algún aficionado a las manualidades y la botánica. Lo hemos titulado: el macetoscopio: mitad maceta, mitad telescopio.

El “macetoscopio”, mitad maceta, mitad telescopio. Una forma curioso de modificar un Cassegrain 8” Una reflexión personal

En mi caso, por ejemplo, en los últimos años he tenido más de 10 telescopios diferentes. Más o menos la mitad fueron comprados nuevos en tienda y la otra mitad fueron comprados de segunda mano. La mayoría de los que he comprado de segunda mano ha sido por aprovechar oportunidades (descuentos del 60-70%), por probar equipos que me parecían interesantes (y luego venderlos de nuevo) o, simplemente, por capricho. Solo con uno de ellos tuve la suerte de que, justo en el momento que iba buscando un modelo concreto, apareció uno de segunda mano a buen precio.

Como decía al principio, esto es solo una reflexión personal y es, a grandes rasgos, lo que respondo cuando un cliente me pregunta por el mercado de segunda mano. Por resumir podríamos decir que:

• Si buscas telescopios de iniciación, ve a una tienda especializada.
• Si buscas telescopios avanzados, ten paciencia y estate abierto a varias opciones.
• Y si buscas un modelo concreto, tienes prisa o no tienes todavía mucha experiencia, ve a una tienda especializada.

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¿Te has preguntado alguna vez cómo sabemos que Sirio está a 8,6 años-luz o que Vega está a 25? Muchas veces asumimos estos datos como verdad pero no nos preguntamos cómo se han obtenido estas medidas. Puesto que obviamente no podemos utilizar una regla o un metro para medir la distancia a las estrellas, ¿cómo sabemos a qué distancia se encuentran de nosotros?

Para medir la distancia a las estrellas se utilizan diferentes métodos en función de lo cerca o lo lejos que se encuentren. Hay casos en los que se pueden utilizar varios métodos de forma simultánea, por lo que el resultado es muy preciso; y otra veces, las medidas tienen una gran incertidumbre. A lo largo de los próximos artículos vamos a ver cómo miden los astrónomos la distancia a las estrellas. Empezamos por el más simple: la paralaje

Método del paralaje para estrellas cercanas

La distancia a las estrellas relativamente cercanas se puede medir a través de simple trigonometría. El método del paralaje puede sonar complicado pero es algo que utilizamos los seres humanos todos los días. Veamos cómo se hace con un sencillo experimento: sitúa tu dedo pulgar cerca de la nariz y guiñe alternativamente los ojos. Notarás que el pulgar se desplaza de izquierda a derecha respecto del fondo, ¿verdad?. Si repites la operación con el brazo extendido, comprobarás que el desplazamiento con respecto al fondo (o paralaje) del pulgar es menor. Esto es lo que conocemos como paralaje y gracias a eso una persona es capaz de percibir qué objetos están delante de otros. Si solo tuviéramos un ojo no tendríamos esta sensación de profundidad.

Paralaje: m. o f. Variación aparente de la posición de un objeto, especialmente un astro, al cambiar la posición del observador.

RAE

Pero, ¿cómo podemos utilizar el paralaje para medir la distancia a las estrellas? El método funciona de la misma manera, pero cambiamos el pulgar por la estrella que queremos saber su distancia; y los ojos o puntos de referencia por dos satélites. Sabiendo la distancia a la que se encuentran los satélites y con un simple cálculo trigonométrico podemos saber la distancia a la estrella midiendo cuánto se desplaza aparentemente sobre el fondo cósmico (estrellas lejanas o galaxias). A veces, en vez de emplear satélites también podemos simplemente esperar a que la Tierra se desplace en su órbita alrededor del Sol. Para ello, tomamos la medida de la estrella en una fecha determinada, por ejemplo, el 15 de enero; un tiempo después, por ejemplo, el 15 de julio, medimos cuánto se ha movido esa estrella con respecto al fondo. Sabiendo las posiciones de la Tierra en esas fechas podemos hacer el cálculo por trigonometría de la misma manera que antes.

Método del paralaje: La estrella se desplaza respecto al fondo del cielo

El método del paralaje es quizá el más sencillo de entender. Y también es el más sencillo de utilizar por los astrónomos. Pero solo funciona bien con estrellas cercanas. Con estrellas que están muy lejos este método es poco preciso. Por eso, en el caso de la estrella Deneb, la más brillante de la constelación del Cisne, su distancia no está muy clara. Utilizando el paralaje obtenemos una distancia de 3.200 años luz. Sin embargo, el error en la medida es tan grande que podría estar bastante más cerca, 2.100 años luz, o muchísimo más lejos, hasta 7.400 años luz.

Las primeras medidas por paralaje

Este método fue ideado hace 2.300 años por el filósofo griego Aristarco de Samos, quien trató de aplicarlo a las estrellas. Sin embargo, Aristarco no consiguió percibir ningún cambio en las posiciones de las estrellas. Por tanto, concluyó que las estrellas están a distancia inmensas, ya que no se observaba paralaje. Pese a que no consiguiera medir la distancia, la conclusión es muy acertada.

El hecho de que no existiera paralaje en las estrellas fue una de las principales objeciones de Tycho Brae al heliocentrismo copernicano. Ya que al no haber paralaje, esto significaría que debería existir un gigantesco y sumamente improbable vacío entre la órbita de Saturno y la octava esfera (la de las estrellas fijas).

No fue hasta el siglo XIX, cuando el astrónomo alemán Friedrich Bessel consiguió hacer funcionar este método. Empleando telescopios de gran precisión, obtuvo una desviación de menos de 1 segundo de arco en una estrella. Esta estrella fue 61 Cygni y gracias a ello pudo determinar que estaba 657.000 veces más lejos que el Sol. Poco a poco se sucedieron las mediciones y a finales del siglo XIX ya se conocía la distancia de 60 estrellas.

El origen del pársec

Si has oído hablar de distancias estelares seguramente hayas escuchado decir que una estrella está a 30 pársecs de distancia. Un pársec es una medida de distancia que equivale a 3,2616 años luz. Y, ¿por qué un número tan raro? Bien, el parsec no es más que la distancia a la cual una estrella muestra una paralaje de un segundo de arco. Es decir, si observamos que el movimiento de una estrella desde dos puntos opuestos de la órbita de la Tierra, es de 2 segundos de arco, quiere decir que la estrella está situada a 3,2616 años luz de distancia.

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Sí, podemos viajar en el tiempo. Y ya hay varias personas que han podido experimentarlo por sí mismos. Sin embargo, quizá no sea algo tan espectacular cómo estás pensando…

Viajar en el tiempo gracias a Einstein

La teoría de la relatividad general de Einstein integró, por primera vez, el tiempo como la cuarta dimensión. A partir de entonces, cualquier cálculo físico debía tener en cuenta tres coordenadas temporales y una temporal. De esta forma se define un tejido en el que el espacio y el tiempo están estrechamente relacionados.

La relatividad nos enseña que a velocidades mayores, el tiempo se dilata. Lo mismo ocurre en la proximidad de una gran masa. Dicho de otro modo, podremos viajar en el tiempo hacia el futuro si conseguimos desplazarnos a gran velocidad o si nos acercamos a una gran masa, como un agujero negro. De momento, descartaremos la segunda opción por los riesgos de espaguetización que conlleva y nos quedaremos con la opción de movernos muy muy rápido para viajar en el tiempo. Pero, ¿a qué velocidad hay que ir para viajar en el tiempo?

El ser humano que más ha viajado en el tiempo

El superpoder de viajar en el tiempo es algo que han acariciado algunas personas en la Tierra. El astronauta Guennadi Pádalka batió en 2016 el récord de permanencia en el espacio. Pádalka estuvo 804 días en el espacio, superando por poco los 803 días de Serguéi Krikaliov. Gracias a la velocidad que han llevado, unos 27.000 km/h, durante todo este tiempo, ambos pueden presumir (o no) de haber viajado hacia el futuro 0,02 segundos. Es decir, cuando volvieron a la Tierra, para ellos habían pasado 0,02 segundos menos que para los que permanecieron en la superficie. Y es que, cada día que pasan en órbita, su reloj se “atrasa” 38 millonésimas partes de segundo.

Guennadi Pádalka en la ISS en 2004

Quizá no sea el más espectacular de los viajes temporales. Pero, por lo menos, suficiente para afirmar que viajar en el tiempo sí es posible.

Si tu también quieres experimentar un viaje en el tiempo, en este artículo te contamos cómo hacer un viaje virtual en el tiempo.

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Ya hemos visto dos de las principales unidades medida utilizadas en la astronomía: el año luz y la unidad astronómica. Hoy vamos a ver qué es un pársec y cuál es su origen.

¿Qué es un pársec?

El pársec es una unidad de medida utilizada en astronomía y que es mayor que el año luz. Esta unidad se define como la distancia desde la cual el radio medio de la órbita terrestre abarca un ángulo de 1 segundo de arco. En sentido estricto, pársec es la distancia a la que una unidad astronómica (UA) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1″).

La definición puede parecer algo compleja pero es algo que ya os adelantamos cuando hablamos de cómo se calcula la distancia a las estrellas a través del método del paralaje. De hecho, dicho de otro modo, un pársec es igual a la distancia que habría a una estrella que tuviera un paralaje de un segundo.

La siguiente imagen te refrescará la memoria, pero si no te queda claro te recomendamos que leas qué es la paralaje estelar.

Método del paralaje: La estrella se desplaza respecto al fondo del cielo

Fíjate en la imagen. El pársec sería la distancia a la que está la estrella amarilla cuando su ángulo de paralaje es igual a un segundo de arco. De hecho, el nombre de pársec viene del inglés “parallax second” y hace referencia al ángulo de 1 segundo de arco que acabamos de mencionar.

¿A cuánto equivale un pársec?

Hasta el siglo XIX no se pudieron tomar las primeras medidas de estrellas lejanas. Los ángulos des desviación debido al paralaje eran tan pequeños que eran necesarias observaciones muy precisas. Y, por tanto, el pársec no se comenzó a utilizar como unidad de medida hasta finales del siglo XIX.

Hoy en día es una medida muy utilizada en astronomía. Y sabemos que un pársec equivale a 30,860 billones de kilómetros, 3,26 años luz, o 206.265 unidades astronómicas.

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Seguro que has visto la Luna salir por el horizonte muchas veces. Y, como a todos, te habrá parecido mucho más grande lo habitual. Es un hecho bastante común y, a continuación, vamos a tratar de explicar porqué la Luna se ve más grande cuando está cerca del horizonte.

¿La Luna es más grande en el horizonte?

No. El tamaño de la Luna no varía en función de la posición que tenga en el cielo. Sin embargo, a todos nos ha sorprendido alguna vez su enorme tamaño al salir por el horizonte.

Podríamos pensar que se trata de un efecto producido por la refracción de la luz en nuestra atmósfera. La luz de la Luna debe recorrer una mayor distancia por la atmósfera cuando esta se encuentra cerca del horizonte. Este hecho, conocido como la dispersión de Rayleigh, provoca que la Luna o el Sol se vean mucho más rojizos al acercarse al horizonte. Pero no afecta al tamaño aparente de los objetos. Es decir, aunque la atmósfera sí que cambia el color que percibimos de la Luna, no la agranda ni la encoge.

Ilusión lunar

El hecho de que percibamos la Luna de mayor tamaño cuando está cerca del horizonte es lo que conocemos con «ilusión lunar». Aunque existen muchas teorías al respecto, los científicos no parecen ponerse de acuerdo en qué produce esta ilusión. Sí parece haber cierto consenso en que se trata de un efecto óptico, una mala jugada de nuestro cerebro. Por tanto, no podemos dar una respuesta firme a qué provoca este efecto, pero sí podemos repasar las teorías más habituales a continuación.

Superluna por Daniel López Ilusión de Ponzo

Cuando la Luna está cerca del horizonte la vemos junto a otro elementos del paisaje de los que no sabemos muy bien su distancia. La Luna siempre estará rodeada de árboles, edificios, montañas, etc. y nos parecerá más grande. Esto se debe a que nuestro cerebro es incapaz de calcular el tamaño de los objetos lejanos en relación a otros. A fin de cuentas, nuestro querido cerebro nos juega una mala pasada con el tamaño aparente de los objetos cuando no estamos muy seguros de su distancia real. Esto es lo que se conoce como la ilusión de Ponzo.

Mira la siguiente imagen y fíjate en las líneas amarillas. ¿Cuál dirías que es más grande? En realidad, ambas líneas son del mismo tamaño pero percibimos que la línea más alejada es más grande, ya que está rodeada de objetos más pequeños. Es una cuestión de perspectiva.

Ilusión de Ponzo por la que los objetos lejanos parecen mayores Ilusión de Ebbinghaus

La ilusión de Ebbinghaus es otra ilusión óptica que podría explicar, en parte, este fenómeno. Esta ilusión muestra que un círculo central parecerá más grande si se rodea de otros círculos más pequeños y viceversa. Sin embargo, según los estudios parece que esta ilusión solo es capaz de aumentar el tamaño aparente hasta un 10%. Por tanto, no sería capaz de justificar el enorme cambio de tamaño aparente de la Luna, que puede llegar a parecer hasta el doble de grande.

Ilusión de ebbinghaus por la que los objetos rodeados de objetos pequeños parecen mayores Firmamento achatado

Existe una última teoría que podría explicar esta ilusión lunar. Esta es la teoría del firmamento achatado. Esta teoría está basada en el hecho de que nuestro cerebro percibe la bóveda celeste de manera achatada.

De esta forma, el cerebro cree que las cosas que están sobre nuestra cabezas están más cerca que las que se encuentran en el horizonte. Por tanto, asume que cuando los objetos se acercan al horizonte (ya sea un coche alejándose o un pájara volando o la Luna), piensa que están más lejos. Sin embargo, la distancia de la Luna no cambia, independientemente de que esté en el horizonte o en el cénit. Por eso, el cerebro cree que debería verse más pequeña pero como esto no ocurre, calcula mal su tamaño y la percibe más grande para que se comporte como el resto de objetos. En definitiva, nuestro cerebro se hace un lío al estar acostumbrado a que las cosas en el horizonte estén habitualmente más lejos. Con esta imagen quizá te hagas una idea mejor de este efecto.

Ilusión Lunar por firmamento achatado Una combinación de ilusiones ópticas o ninguna

Puede que este efecto no responda solo a una ilusión sino a la combinación de varias. En cualquier caso, tú también puedes comprobar que se trata de una simple ilusión lunar. Si quieres comprobar que el tamaño angular de la Luna es el mismo, tienes dos opciones:

1. Fíjate cuando la Luna sale por el horizonte y parece mucho más grande. Guiña un ojo y estira tu mano. Comprobarás que puedes tapar toda la Luna con tan solo usar el meñique. Repite esta operación cuando la Luna esté muy alta en el cielo y te parezca más pequeña. Verás que también la tapas con el mismo dedo. Si quieres, también puedes hacer esto utilizando una pequeña moneda de 5 céntimos de Euro.
2. La segunda opción es más extraña pero muy efectiva. No hace falta que esperes a que la Luna alcance altura para comprobar que su tamaño es el mismo. Simplemente mira la Luna en el horizonte cuando te parezca enorme. Ahora, haz el pino. El efecto óptico desaparece y verás que el tamaño de la Luna te parece el de siempre. Un truco algo extraño pero efectivo. Haz la prueba y nos lo cuentas.

¿Está relacionado con las superlunas?

No. El tamaño de la Luna sí que varía ligeramente a lo largo de su órbita alrededor de la Tierra. Al tratarse de una órbita elíptica (no circular), hay puntos en lo que está un poco más cerca que otros. El punto de máximo acercamiento se conoce como perigeo y el más alejado como apogeo.

Cuando la fase de Luna llena coincide con el perigeo lunar, se da lo que conocemos como «Superluna» o Luna de perigeo. Los medios de comunicación exageran esta situación en exceso y últimamente tenemos superlunas cada dos por tres. Pero, en nuestra opinión, no es para tanto. Y, de no saberlo previamente, casi nadie notaría diferencia entre una luna llena normal y una superluna. La máxima variación, entre una luna de apogeo y una luna de perigeo es de un 14% en tamaño y hasta un 30% en brillo. Sin embargo, la mayoría de las veces que sale esta noticia la variación no llega ni al 6% en tamaño.

Créditos foto de portada: Daniel López

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Hace unos días explicamos qué es un año luz y a cuánto equivale. Hoy continuamos hablando de medidas astronómicas. Pero esta vez hablaremos de otra unidad de medida, quizá menos conocida, pero muy importante: la Unidad Astronómica.

¿Qué es una Unidad Astronómica?

La Unidad Astronómica (abreviado UA o AU) es la unidad de distancia más utilizada en la medición de órbitas y trayectorias dentro del Sistema Solar.

En 2012, la UAI redefinió el concepto de Unidad Astronómica como «la distancia desde el centro del Sol a una partícula de masa pequeña que, siguiendo una órbita circular, tuviera un periodo de traslación de 365,2568983 días». Por tanto, 1 UA equivale a 149.597.870,691 kilómetros.

1 UA = 149.597.870,691 km

Aunque su definición puede parecer algo extraña, una UA es la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. Para simplificar, se suele decir que 1UA es aproximadamente 150 millones de kilómetros.

1 UA es aproximadamente igual a 150 millones de km El origen de la Unidad Astronómica

Hasta el siglo XVII los astrónomos no fueron capaces de calcular con precisión las distancias entre los cuerpos del Sistema Solar. Sin embargo, sí se podía calcular sus distancias relativas con respecto a la Tierra. Por eso se tomó como medida de referencia la distancia entre la Tierra y el Sol, a la que se denominó Unidad Astronómica.

Aunque incluso el propio Copérnico utilizó la trigonometría para calcular las distancias relativas entre los planetas, no fue hasta el siglo XX cuando se obtuvo una medida fiable de la distancia Tierra-Sol. No obstante, hay que reconocer que los cálculos de Copérnico fueron bastante precisos. Por ejemplo, él calculó que la distancia de Mercurio al Sol era de 0,386 ua; la real es de 0,389 ua. Igualmente, la distancia calculada entre Saturno y el Sol fue de 9,174; hoy sabemos que es de 9,555 ua.

Conversión entre año luz y unidad astronómica

La unidad astronómica resulta apropiada para medir distancia en sistemas planetarios. Pero se queda muy corta para utilizarla en mediciones extrasolares. Por ejemplo, un minuto luz equivaldría a 0,12 UA; un año luz: 63.241 UA; un pársec: 206.265 UA. Así, la distancia a próxima Centauri sería de 268.000 UA.

Sin embargo, para medir las distancias dentro del Sistema Solar resulta muy útil. Estas son las distancias de los planetas medidos en unidades astronómicas.

Mercurio0,387 uaVenus0,723 uaTierra1 uaMarte1,524 uaJúpiter5,203 uaSaturno9,58 uaUrano19,23 uaNeptuno30,06 ua

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La contaminación lumínica es un problema que nos afecta a todos y que continúa empeorando año a año. Aunque hemos hablado en otras ocasiones de los efectos de la contaminación lumínica para el astrónomo aficionado, hoy queremos mostraros los mejores mapas de contaminación lumínica, que os ayudarán a encontrar cielos oscuros desde donde poder disfrutar de la astronomía.

Mejores mapas de contaminación lumínica

Estos son alguno de los mapas de contaminación lumínica que puedes usar para localizar los mejores cielos del mundo. Si utilizas otros, cuéntanoslo en los comentarios.

Light Pollution Map

Este es quizá el mejor mapa de contaminación lumínica que existe actualmente. Está creado por Jurij Stare a partir de los datos del Earth Observation Group (EOG) y usando los mapas de Bing como base. Lo mejor de este mapa son las opciones, ya que cuenta con dos modos de visualización (road y hybrid) y multitud de capas que corresponden a distintos años (desde el 2010 al 2018). De esta forma, te permite ver la evolución de la iluminación año a año. Además, también incorpora medidas de SQM realizadas por aficionados.

Visítalo en: https://www.lightpollutionmap.info

Night Earth

Este mapa combina la información de satélites de la NASA con una capa base de Google Maps. De esta forma, podemos ver la distribución de la iluminación de una manera fácil e intuitiva. Permite acceder a datos del año 2000 y 2012; la comparación entre ambos es impresionante.

Puedes verlo en: http://www.nightearth.com

Blue Marble

De manera muy similar a Night Earth, Blue Marble nos muestra la iluminación artificial a través de mapas de Google. A diferencia del anterior, solo ofrece mapas de contaminación lumínica de 2012. Sin embargo, la interfaz es más fluida y muestra mejor los núcleos de población y principales carreteras.

Descúbrelo en: https://blue-marble.de/nightlights/2012

World Atlas of Artificial Brightness

Con este mapa 3D podemos ver el impacto lumínico a lo largo del planeta.
Como punto positivo podemos descargar la cartografíaen formato KMZ. Resoluciones mayores pueden ser tratadas directamente con los autores existiendo un GeoTIF de 2,9 Gb.

Conócelo en: https://www.arcgis.com/

De forma más acotada, los mapas Avex muestra los mismos datos del World Atlas of Artificial Brigthness pero solo para Europa.

Earth at Night

Este mapa es un desarrollo interactivo de Jacob Wasilkowski / Petrichor
gracias a los datos del Global Imagery Browse Services (GIBS) y del Earth Science Data and Information System (ESDIS) de la NASA/GSFC. Aunque ofrece poco detalle, resulta muy original y visualmente llamativo, ya que
muestra el nivel de contaminación lumínica del planeta como si fuera un mapa de relieve o de elevación. Así se aprecian montañas blancas de distinta altura en función del grado de contaminación de cada punto geográfico.

Puedes descubrirlo en: https://jwasilgeo.github.io/esri-experiments/earth-at-night/

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Cuando miramos hacia el cielo vemos cientos o miles de estrellas como nuestro Sol. Pero si las vemos tan pequeñas y débiles es porque están muy lejos, a años luz de distancia. Pero, ¿qué es un año luz?

En astronomía estamos acostumbrados a utilizar medidas de distancia como el segundo-luz o el año-luz, pero mucha gente piensa que son unidades de tiempo. Sin embargo, un año-luz es la distancia que recorre la luz en un año. Por tanto, aunque hablemos de tiempo (en este caso, de años), en realidad estamos calculando distancia; la distancia que recorrerá la luz en ese tiempo.

¿A cuánto equivale un año-luz?

La luz viaja en el vacío a 299.792.458 metros por segundo. Para hacerlo más sencillo, muchas veces decimos que la velocidad de la luz es de aproximadamente 300.000 km/s. Por tanto, si calculamos los segundos que hay en un año y los multiplicamos por la velocidad de la luz, sabremos a cuántos km equivale un año luz.

El resultado de esta cuenta es de unos 9,5 billones de kilómetros: 9.460.730 472.580 km. Esa es la distancia en km a la que equivale exactamente un año-luz.

Como puedes imaginar, esta unidad en ocasiones puede resultar demasiado grande, por lo que utilizamos otras fracciones de tiempo. Por ejemplo, el Sol está a unos 150 millones de kilómetros de la Tierra, o lo que es lo mismo, a unos 8 minutos-luz. La Luna, por su parte, está a unos 380.000 km o, lo que es lo mismo, 1,3 segundos-luz.

Un viaje en el tiempo

Que la luz tarde un tiempo significativo en recorrer estas distancias tan grandes implica que las estrellas que estamos viendo constantemente imágenes del pasado.

En el caso del Sol, vemos su imagen con tan solo 8 minutos de desfase. Pero en el caso de las estrellas, estamos viendo cómo eran hace cientos o miles de años. De hecho, puede que estemos observando la luz de estrellas que ya hayan explotado. O que aún no veamos la luz de estrellas que ya se han formado.

En este artículo os contamos cómo observar el firmamento es lo mismo que viajar hacia atrás en el tiempo.

La entrada ¿Qué es un año luz? Medidas astronómicas I se publicó primero en AstroAficion.

Este mes nuestra foto de portada no puede ser otra que la imagen del agujero negro de la Galaxia M87. Ha sido obtenida con un complejo algoritmo a partir de los datos recogidos por el proyecto Event Horizon Telescope usando una red de 8 telescopios a lo largo y ancho del planeta. Esta hazaña científica nos permite ver por primera vez el aspecto real que presenta un agujero negro, vaya desde aquí nuestra enhorabuena y nuestras más efusivas felicitaciones.

Hola y bienvenidos de nuevo. Comenzamos mayo con varios días festivos, lo que siempre es una buena ocasión para dedicarle más tiempo a nuestra actividad favorita. Desde el artículo del mes pasado el aspecto del cielo ha cambiado un poco. No ha sido demasiado pero sí lo suficiente como para privarnos de la contemplación de la Galaxia de Andrómeda y dejarnos un breve lapso de tiempo para contemplar, demasiado cerca del horizonte, las maravillas que encierra la constelación de Orión.

La buena noticia es que a comienzos de mes, en torno a la medianoche, ya asoma la constelación de Scorpius por el SE y para finales de éste comenzará a hacerlo Sagitarius y junto con ellas llegan algunas de las más hermosas nebulosas que nos brinda el cielo de verano. Es tiempo de comenzar a buscarlas.

VISIBILIDAD PLANETARIA

Como cada mes comenzamos esta sección con la simulación del aspecto que presentará el Sistema Solar durante este mes. Es una de esas veces en las que contemplando la imagen podemos entender con facilidad qué planetas vamos a ver en cada parte de la noche. Podéis descargarla con más resolución como fondo de escritorio haciendo clic sobre la imagen.

Simulación del Sistema Solar en mayo de 2019. Mercurio

El planeta se encontrará en conjunción superior (detrás del Sol desde el punto de vista de la Tierra) el día 21 de este mes. Esto coloca al planeta tan cerca de nuestra estrella que sólo será visible al amanecer los primeros días del mes y los últimos días del mes asomará brevemente entre las luces del ocaso. En ambos casos se encontrará casi en el horizonte.

Venus

El planeta se podrá ver, muy brillante, desde aproximadamente una hora antes del amanecer hasta que la luz del Sol lo oculte. Cruzará la parte inferior de Piscis para terminar el mes sobre la cabeza de Cetus, el monstruo marino.

Marte

Visible desde el atardecer, no muy alto en el horizonte, hasta aproximadamente la medianoche. Conforme avance el mes recorrerá el espacio que separa las constelaciones de Tauro y Géminis.

Júpiter

Va a ser el planeta que más tiempo de observación nos brinde. Colocado entre las constelaciones de Escorpión y Sagitario. A primeros de mes aparecerá por el horizonte SE en torno a la medianoche. Conforme avance el mes de marzo adelantará su orto hasta que este se produzca tan sólo una hora después del ocaso. Permanecerá en el cielo durante el resto de la noche.

Saturno

Presentará una situación parecida a la de Júpiter, aunque tendremos que esperar un poco más para verlo, ya que comenzará su recorrido por el cielo en la constelación de Sagitario unas dos horas después de que lo haga Júpiter.

Urano

Precederá al Sol durante todo el mes y sólo se separará de el lo suficiente como para poder observarlo, poco antes del alba, en la última semana de marzo.

Neptuno

Será visible en las horas previas a la madrugada, algo más alto que su gemelo helado.

A continuación adjuntamos las curvas de visibilidad detalladas para aquellos que necesitéis una información más completa.

Curvas de visibilidad planetaria en mayo de 2019 CONJUNCIONES

2 de mayo de 2019: Venus a 3.6º de la Luna.

3 de mayo de 2019: Mercurio a 2.9º de la Luna.

4 de mayo de 2019: Urano a 4.7º de la Luna.

7 de mayo de 2019: Marte a 3.2º de la Luna.

8 de mayo de 2019: Mercurio a 1.4º de Urano.

18 de mayo de 2019: Venus a 1.2º de Urano.

20 de mayo de 2019: Júpiter a 1.7º de la Luna.

23 de mayo de 2019: Saturno a 0.5º de la Luna.

27 de mayo de 2019: Neptuno a 3.7º de la Luna.

31 de mayo de 2019: Urano a 4.8º de la Luna.

COMETAS

Parece que nos encontramos en un momento poco propicio para la observación de cometas. Si la situación no cambia parece que tenderemos que esperar hasta el mes de noviembre para poder disfrutar del
C/2018 N2 (ASASSN), eso sí, con la ayuda de telescopio.

En este moomento el cometa que más brillo presenta es el
C/2018 Y1 (Iwamoto), con magnitud 11. El problema es que sólo es observable en las primeras horas tras el ocaso y muy cerca del horizonte.

Por ese motivo hemos elegido a nuestro viejo conocido el cometa
46P/Wirtanen, ya que su posición en el cielo es mucho más adecuada. Debéis tener en cuenta que ha bajado tanto de brillo que sólo será observable desde cielos muy oscuros y con telescopios de bastante apertura. En cualquier caso siempre podemos intentar fotografiarlo, por lo que os dejamos la carta con su posición detallada para este mes.

Localización del cometa 46P/WIRTANEN en mayo de 2019 LLUVIAS DE METEOROS

Durante el mes de mayo podemos disfrutar de las Eta Acuáridas (ETA), considerada como la lluvia de meteoros más importante de la primavera. Tiene el radiante en la constelación de Aquarius y presenta actividad desde el 21 de abril hasta el 20 de mayo. El máximo de THZ 60 está previsto para la madrugada entre los días 6 y 7, cuando la Tierra atraviese el enjambre producido por los restos del Cometa Halley. Produce meteoros rápidos y brillantes que pueden dejar persistentes estelas. Este año presenta óptimas condiciones de observación, ya que el 5 de mayo contaremos con Luna Nueva.

Radiante de la lluvia de meteoros eta-acuaridás (ETA) EFEMÉRIDES ASTRONÓMICAS

La entrada Efemérides astronómicas: Mayo de 2019 se publicó primero en AstroAficion.

En un cielo oscuro el ojo humano es capaz de ver entre 2.500 y 3.000 estrellas. Conocer todas las estrellas es complicado pero reconocer las estrellas más brillantes del cielo es básico.

Entre todos estos puntitos es imposible distinguir cuáles son muy brillantes por ser muy grandes y luminosas, y cuáles son muy brillantes por simplemente estar más cerca de nosotros. Por eso, cuando hablamos de estrellas es importante distinguir entre magnitud aparente y magnitud absoluta. A continuación vamos a analizar no solo su magnitud aparente sino también su distancia, tipo y ubicación.

Un cielo plagado de estrellas

Conviene recordar que una estrella de magnitud 0 es 2,5 veces más brillante que una de magnitud 1. Esta progresión, además, crece al cuadrado. Por tanto, una estrella de segunda magnitud es 6,3 veces más brillante que una de tercera, 15,8 veces más brillante que una de cuarta, 39,8 veces más brillante que una de quinta, y 100 veces más brillante que una de sexta. Aún así, existen tres estrellas que son todavía más brillantes. Y, por tanto, tienen magnitudes negativas. Son Sirio, Canopus y Alfa Centauro.

La siguiente tabla recoge las 20 estrellas más brillantes del cielo, sin contar al Sol.

NombreMagnitudDistancia (años luz)TamañoConstelaciónSirio-1,478,6Enana blancaCan MayorCanopus0,72309,8Supergigante blanco-amarillaCarina Arturo0,0436,7Gigante naranjaBoyeroAlfa Centauri A-0,014,37Enana amarillaCentauroVega0,0325,3Gigante blancaLiraRigel0,12900Supergigante azulOriónProcyon0,3411,4Supergigante azulCanis MinorAchernar0,5144Gigante blancaEridanoBetelgeuse0,3-1,2640Supergigante rojaOriónHadar0,6530Gigante blancaCentauroCapella0,7142Gigante amarillaAurigaAltair0,816,8Enana blancaÁguilaAldebarán0,965Gigante naranjaTauroSpica1,4260Gigante azulVirgoAntares1,09550Supergigante rojaScorpioPollux1,1533,7Gigante rojaGéminisFomalhaut1,1625Enana-subgigante blancaPiscis AustrinusDeneb1,341.425Supergigante blancaCygnusBecrux1,3280Subgigante azulCrux AustralisAlfa Centauri B1,24,5Enana naranjaCentaurusRegulus1,3577Subgigante azulLeoAcrux A1,33325Subgigante azulCrux AustralisShaula1,62570Subgigante azulScorpioGacrux1,6388Gigante rojaCrux AustralisBellatrix1,64240Gigante azulOriónElnath1,68131Gigante azulTauroBeta Carinae1,7110Subgigante blancaCarinaAlnilam1,71.340Supergigante azulOriónAlnitak A1,7700Supergigante azulOrión Las estrellas más brillantes del invierno

No todas estas estrellas son visibles durante todo el año ni desde todas las partes del mundo. Existen estrellas como Canopus o Alfa Centauri que solo se pueden observar desde el hemisferio sur. Otras como Arturo, que solo se ven desde el hemisferio norte. Y otras como Sirio que se pueden ver desde casi cualquier lugar del mundo, al estar muy cerca del ecuador celeste. Por eso quizá haya algunas estrellas de la lista que no te suenen o que no hayas visto nunca.

Sirio, la estrella más brillante del cielo de invierno en el H.Norte

En el hemisferio norte, durante los meses de invierno las estrellas más brillantes que podemos ver son:

Sirio-1,478,6Enana blancaCan MayorArcturus o Arturo0,0436,7Gigante naranjaBoyeroRigel0,12900Supergigante azulOriónProcyon0,3411,4Supergigante azulCanis MinorBetelgeuse0,3-1,2640Supergigante rojaOrión Las estrellas más brillantes del verano

Durante los meses de verano podemos ver estrellas completamente diferentes. Aunque, en general, las estrellas de verano son menos brillantes, son mucho más conocidas. Las estrellas más brillantes del cielo de verano son en el hemisferio norte son:

Arturo0,0436,7Gigante naranjaBoyeroVega0,0325,3Gigante blancaLiraAltair0,816,8Enana blancaÁguilaSpica1,4260Gigante azulVirgoAntares1,09550Supergigante rojaScorpio

La entrada Las estrellas más brillantes del cielo se publicó primero en AstroAficion.

Pues así casi sin darnos cuenta se nos ha echado encima la primavera. Para cuando leáis esto estaremos luchando por adaptarnos al horario de verano (UTC+2) que provocará “como por arte de magia” que el cielo de primavera aparezca algo más alto en el horizonte una vez caiga el Sol. Con independencia de qué pase con nuestro futuro horario (recordad que el Meridiano de Greenwich pasa por el oeste de España y en Inglaterra tienen el mismo huso horario que en Canarias) es el momento de darle unos últimos vistazos a nuestros objetos favoritos del cielo de invierno y despedirnos de ellos hasta el próximo año.

EL CIELO DE PRIMAVERA

Con el paso de los meses la configuración del cielo va cambiando y unas constelaciones van dejando paso a otras; durante el mes de abril veremos como las constelaciones típicamente invernales se encuentran cada vez más cerca del horizonte oeste mientras que van ganando relevancia otras que aparecen por el horizonte este, cada vez más altas al atardecer. Algunas de estas constelaciones incluyen estrellas bastante brillantes y fáciles de encontrar que forman el asterismo conocido como triángulo de primavera, dibujado en nuestra foto de portada. Este grupo de estrellas está formado por:

• Arcturus, la segunda estrella más brillante del hemisferio norte, una gigante roja que se encuentra (en términos astronómicos) cerca de su fin. Se encuentra en la constelación de Bootes (el Boyero).
• Regulus, una bonita estrella de tono azulado, es la más brillante de la constelación de Leo.
• Spica, cuya traducción es la espiga, ya que era un referente importante en la antigüedad a la hora de determinar los momentos más favorables para la cosecha de los cereales. se encuentra en la constelación de Virgo.

VISIBILIDAD PLANETARIA

Como cada mes, antes de detallaros las posibilidades de observación de cada planeta os adjuntamos una ilustración que representa la posición de los planetas del Sistema Solar a comienzos de mes. Podéis descargar una versión de mayor tamaño pinchando en la imagen.

Posición de los planetas en el Sistema Solar en Abril de 2019

En abril, con la excepción de Marte que será visible desde el atardecer, todos los planetas observables a simple vista aparecerán en distintos momentos en las horas previas al amanecer. Recordad que los tiempos que utilizamos en este artículo están expresados en hora local CEST (UTC+2)

Mercurio

Será el último de los planetas en ser visible. Durante este mes podremos ver a Mercurio aproximadamente una hora antes del amanecer.

Venus

Precederá a Mercurio en su salida por el horizonte este, pero sólo un poco más, ya que su orto se producirá entre una hora y una hora y media antes de la salida del Sol.

Marte

Será de los primeros objetos observables conforme el Sol se vaya ocultando. Aunque ya habrá alcanzado su altura máxima hace varias horas nos acompañará por el cielo hasta poco más de media hora después de la medianoche.

Júpiter

El planeta comienza un periodo de varios meses en los que vamos a contar con bastante tiempo para disfrutar de él. A comienzos de mes su orto se producirá en torno a dos horas después de la media noche. Este tiempo se va a reducir rápidamente, de forma que a final de mes comenzará a asomar por el horizonte SE tan sólo media hora después de la medianoche.

Saturno

Aparecerá en el cielo algo más tarde que Júpiter, ya bien avanzada la media noche a comienzos de mes unas cuatro horas antes del alba, al igual que éste irá acortando rápidamente el tiempo que tendremos que esperar para su orto, que a a finales de abril tendrá lugar unas dos horas y media después de la medianoche.

Urano

Tan sólo visible en la primera quincena del mes, tras la caída del Sol y ya muy cerca del horizonte. A partir de ese momento quedará oculto entre las luces del atardecer para llegar a ponerse antes que el Sol a finales de mes.

Neptuno

Sólo podremos atisbarlo brevemente durante la última semana, algo antes del amanecer y muy bajo en el horizonte, por lo que sus condiciones de observación serán bastante pobres.

A continuación os adjuntamos las curvas de visibilidad detalladas para que podáis afinar más vuestras observaciones.

Visibilidad planetaria en abril de 2019 CONJUNCIONES

2 de abril: Venus a 2.7º de la Luna. Mercurio a 0.38°N de Neptuno.

3 de abril: Mercurio a 3.6º de la Luna. Neptuno a 3.3º de la Luna.

6 de abril: Urano a 4.8º de la Luna.

9 de abril: Marte a 4.7º de la Luna.

10 de abril: Venus a 0.3º de Neptuno.

23 de abril: Júpiter a 1.6º de la Luna.

25 de abril: Saturno a 0.4º de la Luna.

COMETAS

Durante este mes no tenemos muchas novedades que ofrecer, C/2018 Y1 (Iwamoto) continúa siendo el cometa más brillante, todavía se mantendrá en magnitud 10, aunque es posible que pierda brillo rápidamente. Tan sólo reseñar que desde nuestro punto de vista prácticamente no se va a mover en el cielo y la carta de localización que adjuntamos apenas cubre un par de grados.

CARTA DE LOCALIZACIÓN COMETA C/2018 Y1 (Iwamoto) abril de 2019 Detalle Cometa C/2018 Y1 (Iwamoto) abril de 2019 LLUVIAS DE METEOROS

Durante el mes de abril podemos disfrutar de dos lluvias de meteoros:

Líridas (LYR): Con actividad entre el 16 y el 25 de abril. El máximo previsto es el día 22 con THZ 18, aunque en ocasiones se han reportado tasas de actividad de hasta 90 meteoros por hora. El radiante se encuentra situado en la constelación de Lira, cerca de Vega (Alpha Lyr). El enjambre procede del cometa Tatcher y produce meteoros rápidos y brillantes que en algunas ocasiones se fragmentan.

Pi-Puppidas (PPU): Con actividad entre el 15 y el 28 de abril. El máximo previsto es el día 24 de abril. Se trata de una lluvia de meteoros con actividad variable y habitualmente baja, aunque en ocasiones se han reportado una THZ de 40. Produce meteoros lentos. En el hemisferio norte el radiante queda por debajo del horizonte, lo que no impide que puedan observarse meteoros procedentes del horizonte SSO.

Radiante de la lluvia de meteoros de las Líridas (LYR) Abril de 2019 EFEMÉRIDES ASTRONÓMICAS

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El catálogo Messier es un listado de 110 objetos astronómicos confeccionado por el astrónomo francés Charles Messier entre 1774 y 1781. En su publicación original, titulada «Catálogo de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas» aparecían un total de 103 objetos. Sin embargo, otros astrónomos ampliaron el listado hasta los actuales 110 a partir de las anotaciones originales de Messier.

Historia del Catálogo Messier

La historia del Catálogo Messier está estrechamente relacionada con los cometas. Y es que Messier dedicaba su tiempo y esfuerzo a localizar estos objetos. Pero pongámonos en contexto.

Hoy en día sabemos que existen miles de millones de cometas en las regiones más externas del Sistema Solar. Sin embargo, hasta 1995 solo se habían descubierto unos 900 cometas. Esto es debido a que la mayoría son demasiado débiles para ser detectados en la distancia. Pero a veces estos cometas se acercan hacia regiones interiores del Sistema Solar y aumentan su brillo lo suficiente para ser descubiertos.

Charles Messier, autor del Catálogo Messier

Precisamente en 1744, le ocurrió esto al cometa Klinkenberg-Chéseaux, que se hizo cada vez más brillante a medida que se acercaba al Sol. En solo unos meses el cometa alcanzó una magnitud -7, convirtiéndose en el objeto más brillante del cielo, solo detrás de la Luna y el Sol. Este llamativo cometa captó la atención de astrónomos profesionales y aficionados, incluido el joven Charles Messier.

Esta fascinación le llevó a Messier a dedicar su vida y trabajo a la astronomía. Años después, en 1758, Messier estaba inmerso en la búsqueda de cometas cuando se topó con un objeto difuso en la constelación de Tauro. Tras una observación minuciosa, se dio cuenta de que el objeto no podía ser un cometa porque no se movía por el cielo. Este objeto es conocido hoy como M1 o la Nebulosa del Cangrejo, y es el primer objeto en el Catálogo de Nebulosas y Cúmulos Estelares de Messier.

A partir de entonces, en un esfuerzo por evitar que otros astrónomos confundan el objeto con un cometa, Messier tomó nota y comenzó a catalogar otros objetos similares a cometas y que podían llevar a error.

El Catálogo Messier visto por el Hubble

Los objetos Messier son, en general, los más brillantes y llamativos. Pero vistos por el telescopio espacial Hubble resultan aún más espectaculares. La NASA ha publicado recientemente en su web un listado de todos los objetos Messier fotografiados por el Hubble.

Aunque el Hubble no ha retratado todos y cada uno de los objetos, sí ha logrado fotografiar la mayoría. Hasta la fecha contamos con 96 de ellos registrados en espectaculares fotografías. Algunas de estas imágenes no son del objeto al completo, sino que se centran en áreas específicas. Esto es debido a que el Hubble tiene un relativamente reducido campo de visión. Por tanto, en algunos casos, se necesitarían tomar muchas imágenes para capturar un objeto al completo, lo que no siempre resulta eficiente. La NASA solo se permite realizar muchas exposiciones cuando el valor científico justifica el tiempo empleado. Por ejemplo, en el caso de la galaxia de Andrómeda. Para obtener un mosaico de un fracción de la enorme galaxia se necesitaron unas 7.400 imágenes.

El Maratón Messier: un reto para astrónomos aficionados

Los 110 objetos que conforman el Catálogo Messier son los más populares entre los aficionados a la astronomía. Y no hay aficionado que no haya dedicado un buen rato a observar el máximo número de ellos posibles. Así, en cualquier salida de observación estos objetos reciben siempre una especial atención.

Pero hay una noche en concreto que estos objetos son aún más protagonistas. Se trata del Maratón Messier, que se celebra todos los años coincidiendo con la Luna nueva más próxima al equinoccio de primavera u otoño. Durante esa noche se intentan localizar y observar los 110 objetos.
Es, sin duda un reto bonito y especial para cualquier aficionado a la astronomía. En AstroAfición te animamos a participar en nuestro particular Maratón Messier. ¡Te esperamos!

La entrada Catálogo Messier – Todos los objetos de M1 a M110 se publicó primero en AstroAficion.