Exposición de astrofotografía del 9 al 15 de noviembre de 2014

Pársec

El pársec o parsec (símbolo pc) es una unidad de longitud utilizada en astronomía. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second (paralaje de un segundo de arco). Equivale a la distancia que habría hasta una estrella que tuviera un paralaje de un segundo.

Un parsec equivale a 30.86 billones de kilómetros, o bien 3,26 años luz, o 206.265 unidades astronómicas.

La palabra parsec es una contracción de paralaje y segundo.

La separación básica que usan los astrónomos para determinar la paralaje de las estrellas es el radio de la órbita de la Tierra. La paralaje se mide en segundos de arco (60 segundos de arco = 1 minuto de arco; 60 minutos de arco = 1 grado). Se basa en el método de la paralaje trigonométrica, el más antiguo y extendido para determinar la distancia a las estrellas.

Puesto que el pársec es una distancia relacionada con la unidad astronómica, se relaciona con la tangente del ángulo en P (ver imagen). Ahora bien, siendo π un ángulo muy pequeño, del orden de hasta la milésima de segundo de arco, se comportará cmo una función lineal de proporcionalidad inversa respecto a Δ. Es decir, a Δ doble, π se hace la mitad, pero si Δ es la mitad, π será el doble, y así sucesivamente, de tal forma que la relación entre distancia y paralaje se vuelve muy sencilla :

Δ = 1 / π

dónde Δ es la distancia en pársecs, y π la paralaje en segundos de arco. Medida la paralaje de una estrella, no hay más que calcular su inversa para tener la distancia en pársecs.

Otra posibilidad es definir un pársec como la distancia a la que dos objetos, separados entre sí por 1 unidad astronómica, parecen estar separados por un ángulo de 1 segundo de arco. Entonces:

360 × 60 × 60 / 2 × π ua ≈ 2,06 × 105 ua ≈ 3,09 × 1016 m ≈ 3,26 años luz.

El valor adoptado por la Unión Astronómica Internacional es: 1 pc = 3,0857 × 1016 m.

Múltiplos del pársec:

kilopársec (kpc): mil pársecs, 3.260 años luz

megapársec (Mpc): un millón de pársecs, distancia equivalente a unos 3,26 millones de años luz.

Ejemplos de distancias en pársecs:

• La estrella más cercana al Sistema Solar es Próxima Centauri, cuya paralaje de 0,76 segundos de arco. Por lo tanto, se encuentra a 1,31 pc, o 4,28 años luz.
• La distancia entre el Sol y el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, es igual a 8,5 kpc (8.500 pc): cerca de 30.000 años luz.
• La galaxia de Andrómeda está a 0,7 Mpc, es decir, 700.000 pc, o más de 2 millones de años luz.
• ElCúmulo de Virgo se halla a unos 18 Mpc de nosotros.
• Un pársec equivale a 30.842.208 millones de kilómetros.

Leyes de Kepler

Son tres leyes empíricas que Johannes Kepler confeccionó a partir de las tablas astronómicas recopiladas por el más anciano colega Tycho de Brahe. Han tenido un valor fundamental en la reforma de la astronomía que se realizó entre los siglos XVII y XVIII, porque rompieron los antiguos esquemas del sistema del mundo, en el que los planetas se hacían girar en esferas cristalinas o bien en perfectas órbitas circulares. Las tres leyes se pueden resumir así: 1.- Ley de órbitas: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos. Esta ley acaba con la idea aristotélica de que la circunferencia era la trayectoria perfecta para los cuerpos celestes. (ver simulación) 2.- Ley de las áreas: Las áreas recorridas por la recta Sol-planeta (radio vector) son directamente proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas. La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). Esta ley elimina la creencia de que los astros se movían con velocidad constante. (ver simulación) 3.-Ley de los períodos: Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol. De esta ley se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas los satélites es tanto menor cuanto más alejados se encuentran los satélites de la Tierra. (ver simulación) Las tres leyes de Kepler, se cumplen también en las órbitas de los satélites artificiales alrededor de la Tierra. Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna y las órbitas de los satélites artificiales alrededor de la Tierra. Con estas tres formulaciones el comportamiento real de los movimientos planetarios estaba finalmente aclarado. Correspondió a Newton más tarde, con la ley de la Gravitación universal, encontrar la explicación física de tales movimientos y demostrarla analíticamente.
Referencias web: Astronomia. Sistema Solar y Universo Para saber más: Leyes de Kepler Curso de física con ordenador de Ángel Franco Bibliografía: Física 2, Peña y García

El concepto de magnitud

Hiparco clasificó las estrellas en categorías, que denominó magnitudes. A las estrellas más brillantes que eran visibles poco después de la puesta de Sol, les asignó la primera categoría o primera magnitud. Las estrellas que eran aproximadamente la mitad de brillantes las denominó de segunda magnitud, y así sucesivamente hasta encontrarnos que las estrellas más débiles visibles a simple vista en un cielo negro y transparente son las de sexta magnitud.

En el siglo XIX, en un intento de cuantificar mejor la escala de magnitudes, se atendió al hecho de que las estrellas de sexta magnitud son unas 100 veces más débiles que las estrellas de primera magnitud, lo que supone que entre dos magnitudes sucesivas hay una diferencia de brillo de aproximadamente 2,5, o más exactamente, igual a la raíz quinta de 100 (a este número se le conoce como coeficiente de Pogson). Si queremos saber pues cuál es la diferencia de brillo entre dos estrellas, sólo debemos multiplicar 2,5 por sí mismo tantas veces como diferencias de magnitud haya entre las estrellas. Por ejemplo, una estrella de magnitud 10, es aproximadamente 2,5x2,5x2,5x2,5=40 veces más débil que una de sexta magnitud (exactamente 39,81 veces). Puesto que las estrellas también pueden adquirir brillos intermedios, el cálculo de magnitudes incluye fracciones de magnitud o decimales, por lo que directamente diremos que por ejemplo una estrella posee un brillo de 8,77 magnitudes, ó 5,02 magnitudes, etc.

Una de las características curiosas de la escala de magnitudes es que la magnitud aumenta cuando el brillo disminuye y viceversa, la magnitud disminuye cuando el brillo aumenta. Como consecuencia los objetos muy brillantes adquieren magnitudes negativas. Por ejemplo, una estrella que sea aproximadamente 2,5 veces más brillante que otra de 1ª magnitud, tendrá una magnitud menos, por lo que al restar 1 a 1, quedará magnitud 0. Si tenemos otra estrella que a su vez sea 2,5 veces más brillante que otra de magnitud 0, como que su brillo en magnitudes es una unidad inferior, resultará un brillo de -1 magnitudes, y así sucesivamente. El astro más brillante del cielo es el Sol con una magnitud de -27, después le sigue la Luna llena con una magnitud de -12, y a continuación Venus con una magnitud máxima de -4,5.

El brillo que podemos medir de las estrellas en el cielo, no nos da una indicación real de lo luminosa que es una estrella. Una estrella poco luminosa pero cercana al Sistema Solar puede aparecer más brillante que otra que sea más luminosa pero que esté más lejos. Al brillo que presenta un objeto tal y como se ve en la bóveda celeste se le denomina magnitud aparente. Sin embargo, para comparar las estrellas entre sí, se calcula el brillo que tendrían si estuviesen situadas a una distancia fija, que arbitrariamente se ha escogido igual a 10 parsecs o 32,6 años luz. A ese brillo se denomina magnitud absoluta. De esta manera, al situar todas las estrellas a la misma distancia, podemos comparar su luminosidad entre sí. La magnitud absoluta del Sol es de 4,86, por lo que apenas sería visible a simple vista.

La magnitud absoluta se puede hallar, si se conoce la magnitud aparente (m) y la distancia (d) en parsecs por medio de la siguiente fórmula:

M = m + 5 – 5 × log d

Tabla comparativa
Estrella	Magnitud aparente	Distancia (a.l.)	Magnitud absoluta		Estrella	Magnitud aparente	Distancia (a.l.)	Magnitud absoluta
Sirius	-1.42	8,7	1,4		Antares	Variable (0,92 a 1,8)	230	-5,1
Canopus	-0,72	230	-3,1		Pollux	1,16	33	1,0
Arcturus	-0,06	38	-0,3		Deneb	1,26	650	-7,1
Vega	0,04	27	0,5		Regulus	1,36	78	-0,7
Capella	0,05	46	-0,6		Spica	0,91	190	-3,3
Rigel	0,14	500	-7,1		Dubhe	1,95	105	-0,7
Procyon	0,38	11	2,7		Polaris	2,1	470	-3,2
Altair	0,77	16	2,2		Mizar	2,16	190	1,4
Betelgeuse	Variable (0,4 a 1,3)	300	-5,6		Algol	Variable (2,1 a 3,4)	100	0,9
Aldebaran	0,86	64	-0,7

Actividades en el Verano Cultural

Artículo publicado en Suplemento T (Diario de Teruel) 
Sara Falo. Teruel 15/08/2014
Fotos de Crónicas Montalbinas

Cuatrineros acerca el cielo a la tierra en el verano cultural de Montalbán

La Asociación Cultural Cuatrineros preparó una programación especial dentro del Verano cultural de Montalbán para acercar la astronomía a los más pequeños aprovechando la conocida lluvia de estrellas del mes de agosto, las Perseidas.

Por la tarde del pasado martes medio centenar de niños de 3 a 10 años participaron en tres talleres distintos en los que descubrieron los secretos que oculta el cielo nocturno y además conocieron la silueta de las más conocidas constelaciones como la Osa Mayor, la Osa Menor o Casiopea. Los más pequeños se inventaron su propia constelación y le pusieron el nombre que más les gustaba. Otro grupo fabricó su propio planisferio para poder localizar e identificar en el cielo las distintas estrellas y saber cómo se llaman. Los mayores afrontaron un reto de gran dificultad porque a la astronomía unieron el arte milenario japonés del origami y realizaron una figura con la que jugar y descubrir las constelaciones más importantes que se pueden visionar en las noches oscuras del mes de agosto.

Concluyeron la jornada con unos juegos estelares en los que los participantes construían su propia constelación colocando sus extremidades en un panel estrellado sin perder el equilibrio.

actividades y perseidas agosto 2014

Por la noche les tocó el turno al resto de la familia y en grupo se desplazaron hasta el paraje de Cantalobos, a casi 1200 metros de altitud, en donde el horizonte es más amplio y despejado, muy alejado de cualquier punto de iluminación. Los organizadores desplazaron hasta este apartado paraje dos binoculares para visionar la luna llena que estos días impedía contemplar la noche más oscura y convertirla así en un aliado, en la que descubrir los cráteres de la luna, Esta fue una noche en la que resultaba difícil ver las Perseidas ya que las nubes iban avanzando a medida que pasaban las horas. Los numerosos participantes, de todas las edades, pudieron ver también por el telescopio el planeta de Saturno con sus característicos aros. La jornada concluyó antes de lo previsto por las temidas nubes que finalmente cubrieron todo el firmamento.

Al día siguiente completaron la actividad con la observación del sol en el Observatorio ubicado en la cúpula en la parte superior del edificio Ítaca de la localidad. Los participantes, en grupos de 6 personas, fueron subiendo hasta la planta superior de esta sede cultural para ver los colores rojos del sol, sus protuberancias, manchas y alguna que otra "llamarada" que se apreciaba en los bordes del astro rey. Los más pequeños se mostraban sorprendidos de lo rojo que era el sol porque "en el cielo se ve amarillo" comentaban sorprendidos Lucía y Gael, tras bajar del Observatorio. Los mayores no dejaban de extrañarse por la nitidez con la que se identificaba el sol y porque "es más normal ver el cielo por la noche y las estrellas, pero nunca habían visto el sol así".

En total han participado en esta jornada de astronomía más de un centenar de personas de todas las edades que han conocido de primera mano las maravillas que encierra el cielo, tanto diurno como nocturno, y que tan bien se pueden observar en el limpio cielo montalbino.