UNIVERSO LQNÚMERO 1 AÑO DE 2011 Revista trimestral gratuita de Latinquasar.org

TECNOLOGÍA ESPACIALChina en el espacio, desde Wan Hu a Yang Liwei

CIELO AUSTRALNGC 3372, Eta Carinae La gran nebulosa del sur

ASTROFOTOGRAFÍAFotografía lunar, sacandole los colores a la luna

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍAAstronomía china

ASTROBIOLOGÍAPlanetas extrasolares, la delgada linea de la zona de habitabilidad

ASTROBRICOLAJEAgragando círculos graduados a una base Dobson

ESPACIO PROFUNDOUn paseo por nuestro barrio

ASTROCACHARROS

EFEMÉRIDES

NUESTRAS FOTOGRAFÍAS

COMETAS

CALENDARIO DE LANZAMIENTOS CRÓNICAS

EN ESTE NÚMERO ENCONTRÁS

TECNOLOGÍA ESPACIAL

China en el espacio, desde Wan Hu a Yang Liwei ..........................................................Página 3

CALENDARIO DE LANZAMIENTOS

Calendario de lanzamientos..............................................................................................Página 9

CIELO AUSTRAL

ESPACIO PROFUNDO

NGC 3372, Eta Carinae La gran nebulosa del sur.........................................................Página 13

Espacio profundo I, un paseo por nuestro barrio.........................................................Página 17

ASTROFOTOGRAFÍA

fotografía lunar, sacándole los colores a la luna..........................................................Página 20

SISTEMA SOLAR Y CUERPOS MENORES

Cometas en octubre, noviembre y diciembre...............................................................Página 27

HISTORIA DE LA ASTRONOMIA

Astronomia china............................................................................................................Página 35

ASTROBIOLOGÍA

Planetas extrasolares, la delgada linea de la zona de habitabilidad..........................Página 39

ASTROBRICOLAJE

Agregando círculos graduados a una base Dobson...................................................Página 42

Y además..Astrocacharros. El Rincón del principiante..................................................................Página 46

Crónicas de una observación........................................................................................ Página 49

Nuestras fotografías........................................................................................................Página 52

Efemérides........................................................................................................................Página 56

HAN PARTICIPADO EN

ESTE NÚMERO:

Hilario Gómez

Mauricio Giandinoto

Raúl Merino

Didac Mesa

Diego Gentili

Miquel

Andrés de la Puente

J. Benito

Israel Ampuero

EDITORIAL

Algunos podrían pensar que nos conformamos conpoco, a otros se les vendrán a la cabeza miles de cifrasy números pensando en cuanto vende una u otra publi-cación, pero nosotros, los que hacemos el foro y la re-vista, todos y cada uno de los foreros de Latinquasar,somos un poco distintos a la mayoría y con ver quenos han leido más de mil personas de España, Chile,Argentina, Reino unido......., consideramos un rotundoéxito el despegue de este proyecto. Posiblemente másde mil no sean muchos, posiblemente, pero son nues-tros mil.

Desde estas lineas que me quieren salir del corazónquiero darle las gracias a Telescopio, Mazinguer, Mau-ricio, Didac, Franjua, Donquijote, Miquel, Jesús Car-mona, Andrés, Adrián y a nuestro argentinicocorresponsal del cielo austral, Diegote, por haberhecho posible que la ilusión no decaiga, y a todos vos-otros por leer la revista y por difundirla a diestro y si-niestro aún a riesgo de resultar pesados.

En este número nos adentraremos en las entrañas dela agencia espacial china, conoceremos un poco masdel cielo austral, navegaremos por nuestra galaxia.......en resumen, nos adentraremos un poco más en estemundo que tanto nos gusta.

Israel Ampuero

FOTOGRAFÍA DE PORTADA:Nebulosa de la lagunaAUTOR.Andres de la Puente

Como todos sabemos, fueron alquimistas chinosdel siglo IX d.C. los que descubrieronaccidentalmente la pólvora mientras buscaban elelixir de la eterna juventud y con ello cambiaronel mundo para siempre, pues el hallazgo fuepronto usado como arma. No tardarondemasiado en aparecer los primeros cohetes,cuyo uso militar más antiguo registrado ocurrióen 1232 durante el asedio de Kaifeng, antiguacapital de la provincia de Henan.La tecnología de los cohetes se empezó aconocer en Europa “gracias” a su uso por losmongoles durante sus campañas de conquistaen Rusia, Europa del este y parte de Europacentral durante el siglo XIII, pero durante muchotiempo los occidentales vieron los cohetes máscomo una curiosidad que como otra cosa.

Las crónicas cuentan también que fue unfuncionario chino del siglo XVI, un tal Wan Hu, la

primera persona en utilizar cohetes para tratar deelevarse a los cielos. Hombre autodidacta, unbuen día Wan se sentó en una silla en la quehabía instalado dos cometas y 47 cohetes y dioorden a sus ayudantes de que prendieran fuegoa los proyectiles. Se produjo una fuerte explosióny una gran humareda, pero del valeroso Wan Hununca más se supo. No es muy probable quealcanzase el cielo, al menos de una pieza, peroa cambio un cráter en la Luna lleva su nombre.

Hoy las cosas han cambiado mucho en el mundoy sobre todo en la República Popular China. Conmás de 1.300 millones de habitantes repartidospor 9,6 millones de kilómetros cuadrados, lapujante segunda potencia económica y terceramilitar del planeta aspira también a liderar lasactividades espaciales de la mano de la CNSA(China National Space Administration) y de laCASC (China Aerospace Science andTechnology Corporation), contando además conla imprescindible colaboración de las fuerzasarmadas. Prueba de ello es que, pese a algunosreveses (entre los que destaca la explosión deun cohete Larga Marcha 2F en enero de 1995,que mató a un centenar de personas), desdeoctubre del año 2003 China es el tercer país, trasEEUU y Rusia, con capacidad para lanzar vuelostripulados a la órbita terrestre.

La CNSA, fundada en 1993 dentro de laComisión de Ciencia, Tecnología e Industria parala Defensa Nacional (COSTIND) y actualmentedirigida por Chen Qiufa, es la responsable de laplanificación y programación de las actividades

CHINA EN EL ESPACIO

Desde Wan Hu a Yang Liwei

Por Hilario Gómez

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espaciales chinas, mientras que la CASC,establecida en 1998 a partir de la antigua ChinaAerospace Corporation, está formada por unconglomerado de empresas estatalesresponsables de la ejecución de los proyectos dela CNSA. Oficialmente, el programa espacialchino tiene un presupuesto anual de 500millones de dólares USA, pero otrasestimaciones elevan la cifra a unos más realistas1.300 millones de dólares USA.

El programa espacial chino se remonta amediados de los años 50 del pasado siglo,cuando Mao Tse-Tung, máximo dirigente delPartido Comunista Chino y fundador de laRepública Popular (1949), consideróimprescindible dotar a China con armamentonuclear y misiles para hacer frente a los EE.UU.(por entonces estrechos aliados de losnacionalistas chinos del Kuomintang refugiadosen la isla de Taiwan). El programa de cohetes fueencomendado en 1956 a la Quinta Academia,adscrita al Ministerio de Defensa Nacional ydirigida por el profesor Hsue-Shen Tsien, quefuera en los años 40 uno de los fundadores delfamoso JPL (Jet Propulsion Laboratory), mástarde integrado en la NASA. Víctima del furoranticomunista de la época, Tsien estuvo 5 añosen arresto domiciliario hasta ser canjeado en1955 por unos pilotos norteamericanos hechosprisioneros durante la Guerra de Corea (1950-1953). Tras su repatriación, las autoridadeschinas no dudaron en ponerle al frente de suprograma de misiles, por lo que seríaconsiderado el rey de la cohetería china.

Tras el exitoso lanzamiento del Sputnik soviéticoen octubre de 1957, las autoridades chinasdecidieron emprender el Proyecto 581, cuyo

objetivo era situar un satélite en órbita en 1959,coincidiendo con el décimo aniversario de lafundación de la República Popular.Evidentemente se trataba de un plan en excesoambicioso, pues la experiencia china enfabricación de cohetes se limitaba en 1958 a unacopia local del misil de corto alcance ruso R-2,una versión mejorada del V-2 alemán. No seríahasta febrero de 1960 que China lanzase suprimer cohete-sonda, el T-7, un modestoproyectil que sólo podía situar una carga de 25kg a 58 km de altura. Ese mismo año se inició elprograma chino de misiles de alcance medio(MRBM), pero las actividades aeroespaciales sevieron gravemente comprometidas por la rupturade relaciones entre la URSS y China en 1961,derivada de desacuerdos ideológicos, y que tuvocomo consecuencia el fin del apoyo militar ytecnológico soviético.

A pesar de ello, China continuó trabajando en suprograma de misiles a partir de lo que habíaquedado del material proporcionado por la URSSy en 1964 lanzó con éxito el MRBM DF-2A,cohete similar al ruso R-5 (SS-3 en nomenclaturade la OTAN), capaz de situar una cabeza decombate de 1.000 kg a 1.200 km de distancia.Este cohete sería el encargado de realizar elprimer ensayo nuclear chino en octubre de 1966,en el que se hizo detonar una carga de 20kilotones en el polígono del desierto de Lop Nor,cerca de Mongolia. En junio de 1967 China hizoexplosionar su primera bomba termonuclear, altiempo que desarrollaba y probaba los misiles dealcance intermedio DF-3 (1966) y DF-4 (1967).

El creciente desarrollo de la cohetería militarchina animó a Mao a ser más ambicioso y arecuperar sus planes espaciales de la mano dela carrera lunar entre EEUU y la URSS. En juliode 1967 se inició oficialmente el programaespacial tripulado chino. Al año siguiente laComisión Central Militar ordenó que comenzasela selección de candidatos a cosmonautas y sefundó el Instituto Chino de Medicina Espacial,construyéndose al tiempo un nuevo centroespacial en Sichuan (centro de China), conocidocomo “Base 21”, que sería inaugurado endiciembre de 1968 con el lanzamiento de un misilDF-3. Incluso se diseñó una cápsula biplazaorbital, la Shuguang-1, similar a la Geminiamericana, y que debería ser lanzada por uncohete CZ-2 en 1973.

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Pero estos planes quedaron en el limbo dadoque China no estaba pasando por su mejormomento. La radicalización de la “RevoluciónCultural” con la que Mao había tratado de ponerorden ideológico en el régimen en la segundamitad de los años 60 había conducido al país al

caos. A finales de la década comenzó arestablecerse el orden, pero la inestabilidadpolítica continuó hasta la muerte de Mao en1976. El ascenso al poder de Deng Xiaoping en1978 marcaría el inicio de una nueva y fulguranteetapa de la historia del Imperio del Centro,

Misiles chinos de la familia CSS comparados con misiles soviéticos SS (arriba) y cohetes Larga Marcha(abajo)

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sentando las bases de la China actual.

Sin embargo, los vaivenes políticos no impidieronque la astronáutica china siguiese progresando.En abril de 1970 la República Popular entró enel selecto grupo de las potencias espaciales allanzar el satélite Dong Fang Hong I, de 173 kg,mediante un cohete CZ-1 (Larga Marcha 1),derivado del misil IRMB DF-4. A este primer éxitole siguió, en marzo de 1971, el satélite científicode 220 kg ShiJian-1. Ese mismo año se iniciabanlos primeros tests de vuelo del misilintercontinental (ICBM) de tres etapas DF-5, de10.000 km de alcance (que entraría en servicioen los años 80), y en noviembre de 1975 Chinalanzaba su primer satélite recuperable dereconocimiento (Fanhui Shi Weixing) medianteun cohete CZ-2C.

Poco a poco China fue construyendo yreforzando su infraestructura espacial. Bajo ladirección del Ministerio de la IndustriaAeroespacial (el organismo antecesor de laCNSA y de la CASC) se construyeron nuevasbases de lanzamiento, prosiguieron los trabajosen la familia de lanzadores Larga Marcha, queen 1985 iniciarían un programa de lanzamientoscomerciales abierto a clientes de todo el mundo.En 1986 se autorizó el Programa 836-2, cuyoobjetivo era dotar a China de capacidad pararealizar vuelos espaciales tripulados.

Tras distintas propuestas, finalmente en 1992 seaprobó el desarrollo una vehículo tripulado quediese servicio a una pequeña estación espacial.Al principio se consideró como lo más adecuadoel desarrollo de un mini-transbordador espacialreutilizable, pero el nivel de la tecnología chinano lo permitía por lo que finalmente se optó poruna más convencional cápsula desechable(Proyecto 921).

A fin de reducir el tiempo y los costes dedesarrollo, China buscó la ayuda rusa y en marzode 1995 se firmó un acuerdo de cooperación encuestiones aeroespaciales por el que China tuvoacceso a procedimientos para el entrenamientode cosmonautas, adquirió motores criogénicosavanzados, sistemas de soporte vital (incluidostrajes espaciales), tecnología de acoplamientoautomático e incluso una vieja nave Soyuz 7K-OK (si bien desprovista de los elementostecnológicos más “sensibles”). Sobre

esta base tecnológica adquirida a golpe detalonario, los técnicos chinos se pusieron atrabajar para desarrollar la nave Shenzhou(“Vehículo Divino”), cuyas 7,8 toneladas de pesoy 9,25 metros de longitud serían lanzadas alespacio por un poderoso cohete Larga MarchaCZ-2F.

La Shenzhou es una nave más grande ysofisticada que la Soyuz (puede transportar acuatro astronautas, frente a los tres de la Soyuz),y si bien el módulo de descenso esprácticamente idéntico al de la Soyuz, aunque demayores dimensiones, el módulo orbital y el depropulsión son significativamente distintos. Laelectrónica de la nave es también mucho mássofisticada.

Los primeros lanzamientos no tripulados seprodujeron en 1999, 2001 y 2002 con total éxito.Finalmente, el 15 de octubre del año 2003, laShenzhou 5 partió hacia el espacio desde elCentro de Lanzamientos de Jiuquan (JSLC, enel desierto de Gobi), tripulada por el tenientecoronel (hoy general) de la Fuerza Aérea chinaYang Liwei, que se convirtió en el primertaikonauta (cosmonauta) de su país. Su vuelotuvo una duración de 21 horas y 23 minutos enlas que realizó 14 órbitas a 340 kilómetros dealtura. En octubre de 2005 era lanzada laShenzhou 6 con los cosmonautas Fei Junlong y

Elementos de la nave Shenzhou. (1) módulo de des-censo y pilotaje; (2) módulo orbital; (3) módulo depropulsión; (4) paneles solares plegados

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Nie Haisheng, cuya misión de cinco díascontempló tareas de reconocimiento militar.Finalmente, la Shenzhou 7 (25 de septiembre de2008) se distinguió por ser la primera misión contres tripulantes (Zhai Zhigang, Liu Boming y JingHaipeng) y la primera en la que los chinosexperimentaron con actividades extravehiculares(EVA).

En el momento de escribir estas líneas estánprogramadas nuevas misiones tripuladas. El 29de septiembre fue puesto en órbita el laboratorioorbital Tiangong 1 (“Palacio de los Cielos”), unmódulo espacial de 8,5 toneladas de peso y 9metros de longitud similar a las primeras Salyutsoviéticas de los años 70 que le servirá a Chinapara ganar experiencia de cara a la puesta enórbita –en torno a 2020– de una estaciónmultimodular de unas 60 toneladas. Ellaboratorio estará en órbita durante dos añosAntes de que termine 2011 se espera ellanzamiento de la Shenzhou 8, nave no tripuladaque se acoplará al Tiangong, y en el año 2012serán tres las misiones tripuladas (Shenzhou 9,Shenzhou 10 y Shenzhou 11) que se dirijan allaboratorio orbital.

Paralelamente, la CNSA y la CASC estántrabajando en la nueva generación de cohetesLarga Marcha, las series 5 y 6. El más poderososerá el Larga Marcha 5, el equivalente chino delAriane 5 europeo y del Delta IV americano, puespodrá poner en órbita baja (LEO) hasta 25toneladas de carga útil y 14 toneladas en órbitade transferencia geoestacionaria (GTO). Estoscohetes pueden ser lanzados desde cuatrobases de lanzamiento situadas en las provinciasde Sichuan (Xichang Satellite Launch Center,para lanzamientos a órbitas geoestacionarias),Hainan (Wenchang Satellite Launch Center),Gansu (Jiuquan Satellite Launch Center, basedesde la que son lanzadas las cápsulas Shenzouy vehículos militares) y Shanxi (Taiyuan SatelliteLaunch Center, desde la que se lanzan satélitesórbitas polares).

Pero China pretende ir más allá de la órbitaterrestre y su primera parada será, como nopodía ser de otra manera, la Luna. Los planes alrespecto de la CNSA están perfectamentedefinidos desde el año 2004 y se desarrollaránen tres fases: misiones automáticas orbitales,misiones automáticas de alunizaje y misionesautomáticas de retorno de muestras (2017) conel objetivo de enviar una misión tripulada anuestro satélite en 2020 (lo que hará necesarioel desarrollo de un cohete lanzador pesado).Dentro de esta estrategia, China lanzó suprimera sonda orbital (Chang'e) en octubre de2007, a la que siguió la Chang'e 2 en octubre de2010. Para 2013 está previsto el alunizaje de laChang'e 3, que depositará sobre la Luna elprimer “rover” chino que explorará la región deSinus Iridum.

Marte está también en el punto de mira de China,y su primer acercamiento se producirá a finalesde este año 2011 o principios de 2012, cuandola nave rusa Fobos-Grunt despegue hacia elplaneta rojo transportando la pequeña sondacientífica china Yinghuo-1. Los ambiciososobjetivos de la CNSA apuestan por una serie demisiones automáticas orbitales y de aterrizajeentre 2014 y 2033 para culminar con misionestripuladas en el período 2040-2060.

¿Logrará la República Popular China convertirsea largo plazo en la primera potencia espacial?Desde luego no le faltan ni recursos económicos,ni tecnología, ni ambición, y la determinaciónLanzamiento de la Shenzhou 5 en 2003

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política es total. Esto contrasta con la situaciónen las demás potencias espaciales: EEUU tienetecnología y dinero, pero le faltan objetivos clarosa largo plazo y voluntad política; por su parte,Rusia tiene la tecnología y la ambición, pero lefaltan recursos económicos; finalmente, Japón y

Europa tienen la tecnología y los recursoseconómicos necesarios, pero les falta laambición y la voluntad política de convertirse engrandes potencias espaciales. Que cada cualsaque sus propias conclusiones.

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CALENDARIO DELANZAMIENTOSPor Hilario Gómez

En astronáutica no puede darse nada por seguroy si no que se lo pregunten a los responsablesde las agencias espaciales de Rusia y China. Elpasado 18 de agosto, mientras los chinos veíancomo un cohete CZ-2C (Larga Marcha 2C)fracasaba en su intento de poner en órbita elvehículo experimental SJ-11-04, los rusosasistían impotentes a la pérdida del sofisticadosatélite de telecomunicaciones Express-AM4 acausa de un fallo en el sistema de dirección delbloque impulsor Briz-M del lanzador Protón-M. Ypor si esto fuera poco, justo una semanadespués –el 25 de agosto–, Rusia sufría unnuevo traspié cuando un problema en el motorde la tercera etapa de un cohete Soyuz U pusoun brusco final a la misión del cargueroautomático Progress M-12M, que terminóestrellándose en tierras de la región de Altai(Siberia).

Ni que decir tiene que las autoridades pertinentesde los dos países se pusieron de inmediatomanos a la obra para aclarar la causa de estosaccidentes. En el caso chino, según hacomunicado a principios de septiembre laCorporación de Ciencia y TecnologíaAeroespacial de China (CASC), fue el fallo de unservomotor en la segunda etapa del lanzadorCZ-2C el que hizo fracasar el vuelo, lo que obligóa reprogramar todos los lanzamientos previstospara los próximos meses, entre ellos el del

laboratorio espacial Tiangong 1, que en principioestaba previsto para el mes de junio, pero que alfinal ha sido lanzado el 29 de septiembre.

En cuanto al fiasco del Progress M-12M, quetransportaba 2,9 toneladas de comida,combustible, y otros suministros a la EstaciónEspacial Internacional (ISS), parece ser que sedebió a un problema de alimentación decombustible del motor RD-0110 de la terceraetapa del lanzador Soyuz.

Ante la necesidad de realizar nuevasverificaciones a estos motores para prevenirfuturos disgustos, los responsables rusos hanoptado por aplazar algunos lanzamientoscomerciales, así como retrasar la partida delcarguero Progress M-13M desde el 14 al 30 deoctubre y el despegue de la nave pilotada SoyuzTMA-22 (en la que viajarán los astronautas rusosAndréi Shkaplérov y Anatoli Ivánishin, y elestadounidense Daniel Burbank) desde el 28 deoctubre al 12 de noviembre. Como consecuenciade esto último, también ha sido necesarioreprogramar el retorno desde la ISS de la navetripulada Soyuz TMA-02M (del 17 al 22 denoviembre). Finalmente, para el 20 de diciembrese espera lanzar hacia la ISS la Soyuz TMA-23.

A consecuencia del fracaso del lanzamiento delcarguero Progress algunos medios hanespeculado con la posible evacuación de la ISSpor falta de suministros. Por fortuna parece queno será así pues, si bien un elemental principiode precaución aconseja tenerlo todo preparadopara el caso que fuera necesario hacer regresara los tripulantes de la estación, nada de lo queiba a bordo del Progress era irreemplazable. LaISS dispone de suministros para aguantar sinproblemas hasta marzo de 2012 y muy maltendrían que ir las cosas para que tambiénfracasasen los lanzamientos del carguerojaponés HTV-3 en enero de 2012 y del ATVeuropeo Edoardo Amaldi en febrero.

Más suerte ha tenido la NASA estadounidensecon el lanzamiento de la misión Juno haciaJúpiter (5 de agosto) mediante un cohete Atlas V551, y con los orbitadores gemelos de la misiónlunar Grail (“Gravity Recovery and InteriorLaboratory”) el 10 de septiembre, puestos en elespacio por una lanzadera Delta II.

Nave de carga Progress

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La misión Juno forma parte del programa NuevasFronteras de la NASA y ha sido diseñada para elestudio de la atmósfera del planeta gigante, suscampos magnéticos, su origen, estructura yevolución. La sonda seguirá una órbita polaralrededor del planeta, lo que le dará una mayorprotección contra la radiación que emite Júpiter.Alimentada por unos enormes paneles solares,la sonda Juno tardará cinco años en alcanzarJúpiter (julio de 2016) y permanecerá un añoestudiando el planeta.

Por su parte, los vehículos Grail-A y Grail-Btienen como misión principal tomar datos paralevantar un preciso mapa gravitatorio de la Lunaque ayudará, combinando los datos con mapastopográficos, a deducir la estructura interna ycomposición de ese cuerpo celeste, así como suevolución. A fin de reducir las necesidadesenergéticas de la misión y situarse en una órbitade trabajo extremadamente baja (50 km), las dossondas alcanzarán nuestro satélite tras una larga

peregrinación de más de 4 millones dekilómetros a través del punto Lagrange 1. Enenero de 2012 comenzarán a trabajar.

La NASA tampoco ceja en su empeño dedisponer a medio plazo de un sustituto para losjubilados transbordadores por lo que enseptiembre se inició oficialmente la construcciónen la Michoud Assembly Facility (unasinstalaciones de la NASA en Nueva Orleans,Luisiana) del prototipo de la cápsula Orion MPCV(“Multi-Purpose Crew Vehicle”) que será enviadaal espacio dentro de unos años por un coheteDelta IV.

La ESA y Arianespace tampoco permanecenquietas. A la espera del inminente primerlanzamiento del nuevo cohete ligero Vega (quepuede lanzar cargas de hasta 1.500 kg a órbitaterrestre baja), Europa sumó un nuevo y exitosolanzamiento de un Ariane 5 el pasado 7 deagosto, que situó en el espacio dos satélites detelecomunicaciones Astra. El 20 de septiembreotro Ariane lanzará dos nuevos satélites (Arabsaty SES 2) y el próximo 20 de octubre un coheteSoyuz ST-B pondrá en órbita, a 23.222 km sobrela Tierra, los dos primeros satélites deverificación del sistema europeo de navegaciónGalileo, que una vez esté totalmente desplegadoen 2020 estará compuesto por 26 satélites Sitodo marcha según lo previsto, en 2012 serálanzada una segunda pareja de aparatos.

El lanzamiento de los dos primeros satélitesGalileo inaugurará la plataforma de lanzamientode los Soyuz ST en Kourou, situada a 13 km delcomplejo del Ariane 5. Estos cohetes defabricación rusa podrán poner en órbita

Sonda Juno

Sonda Grail

Orion MPCV

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geoestacionaria cargas útiles de entre 1,7 y 3toneladas.

Por lo que respecta a nuevos proyectos, elpasado 21 de julio se firmó el acuerdo entre laESA y Thales Alenia Space Italia para iniciar laconstrucción del IXV (“Intermediate eXperimentalVehicle”), que será lanzado al espacio en 2013

en un vuelo suborbital por un cohete Vega. ElIXV es un vehículo no tripulado experimental(heredero del Atmospheric Reentry Demonstratorlanzado en 1998) concebido para estudios dereentrada atmosférica con el que se probarándistintas tecnologías de control de vuelo,protección térmica y aterrizaje de precisión.

Soyuz ST en su plataforma de lanzamiento de Kourou.

Vehículo IXV

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Como parte de este proyecto, en la primavera de2012 un cohete ruso Volna (un misilintercontinental reconvertido que será lanzadopor un submarino desde la península deKamchatka) lanzará al espacio la pequeñacápsula EXPERT con la que se testará el

comportamiento en la fase de reentrada de losflaps (un elemento aerodinámico) cerámicos queincorporará el IXV. Actualmente, la cápsula estásiendo sometida a pruebas de resistenciatérmica en Italia.

Vehículo EXPERT

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NGC 3372, Eta CarinaeLa gran nebulosa del sur.

Por Diego Gentili.

Cuando elevamos la vista al cielo austral, nosencontramos con estrellas y constelaciones quenos son muy familiares y nos ubica en los puntoscardinales.Claro, la Cruz del Sur es la más característica deellas, constelación señalada por los llamados“punteros de la Cruz”, Alfa y Beta Centauro. Sivemos esta zona del cielo en un cielo oscuro,lejos de las luces molestas de las ciudades,veremos que está atravezada por la Vía Láctea,y notaremos debajo de la Cruz, una manchaoscura que corta dicha franja de luz estelar. Esel Saco de Carbón.Sin embargo, en este artículo nosconcentraremos en otra mancha de luz, a un ladode la Cruz, en la constelación de la Quilla, visiblea simple vista, que no es otra que la nebulosamás famosa de los cielos australes invisiblesdesde las latitudes boreales: NGC 3372, laNebulosa de Carina o Eta Carina.Esta notable nebulosa de emisión está alejadade nosotros a unos 8800 años luz(aproximadamente) y se calcula que es 4 vecesmayor que la de Orión (M 42). Claro, a diferenciade M 42, la de Carina fue vista por primera vezpor los ojos de un astrónomo europeo (NicolasdeLacaille) en 1751, desde el Cabo de BuenaEsperanza, en Sudáfrica. Cuando la vemos por un telescopio deaficionado, la notamos muy blanca, con

muchísimas estrellas en el campo de visión, yvarias agrupadas en cúmulos dentro de lanebulosa. También notaremos que aparece“recortada” por zonas oscuras, que la dividen envarias partes. En la zona de NGC 3372 más brillante veremosdentro una manchita oscura de forma curiosa,forma que le da nombre a esta porción de lanebulosa: “Keyhole”, el “Ojo de la Cerradura”, yaque nos recuerda a dicha abertura en la antiguaspuertas.Esta nebulosa es mucho más pequeña y oscura,compuesta por moléculas frías y polvo quecontiene filamentos brillantes de gas fluorescentecaliente que se contrasta contra la nebulosa másbrillante del fondo. El diámetro de la NebulosaKeyhole es de aproximadamente 7 años luz.

NGC 3372 Fotografía del autor

CIELO AUSTRAL

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NGC 3372, Eta CarinaeLa gran nebulosa del sur.

Por Diego Gentili.

La joyita de NGC 3372: la estrella Eta Carinae.

Además de ser una belleza para ser observaday fotografiada, “La nebulosa sureña” tambiéncontiene a una de las estrellas másespectaculares y curiosas que se conocen condetalle en nuestra Galaxia. Su nombre: EtaCarinae . Su brillo: magnitud 6. ¿Solo sextamagnitud? ¿Qué tiene de especial? Es la criatura más prodigiosa de la Vía Láctea:una súper estrella azul que brilla como cincomillones de soles juntos. Es tan grande que, siestuviera en el centro de nuestro Sistema Solar,sus bordes tocarían la órbita de Júpiter. Y tanmasiva y luminosa, que apenas puedesostenerse. Desde todo punto de vista, EtaCarinae es una estrella que vive al límite.Consume su combustible nuclear a un ritmoarrollador, sufre tremendas fluctuaciones detamaño, sacudidas, y hasta violentísimaserupciones que lanzan al espacio inmensascantidades de su propio material. Una de esaserupciones, observada a mediados del siglo XIX,la ha marcado de por vida, dejándola rodeadapor dos inmensas burbujas de gas y polvo envelocísima expansión. Una terrible einconfundible marca que acentúa, aún más, sucarácter monstruoso. Eta Carinae es uno de losobjetos más estudiados por la astronomíamoderna. Y también, uno de los más misteriosos

y desconcertantes.Eta Carina no era un estrella especialmentellamativa para los astrónomos de hace unossiglos. De hecho, cuando fue catalogada porEdmond Halley, en 1677, tenía un brillo modesto,aunque suficiente como para observarlacómodamente a simple vista. Pero había algocurioso: su brillo subía y bajaba. Una tendenciaque quedó registrada por muchas observacionesdel siglo XVIII: en 1730 había aumentado suluminosidad hasta la magnitud 2, es decir, unbrillo comparable al de las "Tres Marías". Peroen las décadas siguientes fue empalideciendo,hasta volver, en 1782, a su aspecto anterior. En1801 volvió a ganar luminosidad, para caernuevamente en 1811. Hasta ahí, parecía ser unatípica estrella "variable", que se movía dentro demárgenes previsibles y nada espectaculares.Sin embargo, poco más tarde, el astrónomoaficionado John Herschel (hijo de William, eldescubridor de Urano), notó que Eta Carinaeempezaba a comportarse de modo diferente,alcanzando picos de brillo mucho más altos en1827 y 1832. Y eso la puso, de golpe, entre lasestrellas más notables del cielo. Pero lo mejorestaba por venir: a partir de 1837, Eta Carinaeempezó una imparable escalada, que culminó ensu máximo histórico: en abril de 1843 llegó a serla segunda estrella más brillante del cielonocturno, apenas superada por Sirio. Pero había

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un detalle nada menor: Eta Carina está mil vecesmás lejos que Sirio. El inesperado fogonazo dela muy austral estrella dejó atónitos a losastrónomos: "¿Qué origen podemos atribuirles aestos sorpresivos abrillantamientos y recaídas?",se preguntaba Herschel, entre aturdido yfascinado. Nunca lo supo. Sin embargo, él habíasido uno de los privilegiados testigos de la "GranErupción" de la estrella monstruo.

El homúnculo.

Algo había pasado en Eta Carinae. Pero larespuesta se iba a hacer rogar. En los añossiguientes, la estrella perdió brillo. Y más allá dealgún ligero repunte, terminó el siglo XIX comoun punto de luz muy pálido, prácticamenteinvisible a ojo desnudo. Ya durante las primerasdécadas del siglo XX, astrónomos profesionales

y aficionados comenzaron a notar algo muy raro:observada con telescopios, Eta Carinae no era"puntual", como todas las demás estrellas, sinoque tenía un par de apéndices borrosos a suscostados. Una excentricidad definitivamenteconfirmada, en 1950, por Enrique Gaviola (1900-1988), un gran físico y astrónomo argentino,desde el Observatorio de Bosque Alegre,Córdoba: Eta Carina estaba rodeada por unapequeña (a la vista) nebulosa con forma de "8".Algo que el propio Gaviola bautizó como el"Homúnculo" en una cuidadosa descripcióntécnica (por su parecido a un pequeñohombrecito). El "Homúnculo" era laimpresionante consecuencia de la "GranErupción" de 1843. Eta Carinae se revelaba cadavez más extraordinaria.

“Homúnculo” que rodea a Eta Carinae. Fotografía tomada por el Hubble space telescope.

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Eta Carinae es una estrella en un millón. A decirverdad, mucho más que eso: sólo se conocenotras cinco entre las 200 mil millones que formannuestra galaxia. Y aun en este selecto grupo, porbrillo, historia y fama, Eta Carina se lleva todoslos laureles. Técnicamente, está clasificadacomo una "Variable Luminosa Azul" (tambiénconocida como LBVs, su sigla en inglés). Enpocas palabras: es una estrella inmensa,supermasiva, muy caliente, joven y altamenteinestable. Con unas 120 veces la masa del Sol(prácticamente el máximo posible para unaestrella), Eta Carinae consume su hidrógenocentral a un ritmo alucinante. Y como resultado,emite tanta radiación en unos segundos como laque el Sol produce en todo un año. Esa radiacióndescomunal (fotones de altísima energía)"empuja" a las capas superiores de la estrella,desafiando alevosamente a la gravedad, quetrata de mantenerla unida. Y eso, obviamente,genera una gran inestabilidad.Cuando esa tensión "radiación versus gravedad"se acumula hasta extremos insostenibles, laestrella no tiene más remedio que eyectar partede sus propios materiales al espacio.

Al igual que sus escasísimas colegas LBVs, EtaCarinae juega muy al límite, pero esa liberaciónde energía (como la "Gran Erupción" de 1843) ledevuelve cierta estabilidad. Más allá de que losmecanismos profundos no están claros, losastrónomos creen que estas titánicas estrellaspasan por episodios recurrentes de tensión,erupción y calma. Así durante los 2 o 3 millonesde años que pueden vivir. Nada comparado conlo que viven las estrellas comunes y corrientes,como el Sol (que llegan a los 10 o 12 mil millonesde años). Vivir rápido y morir muy jóvenes. Ese

es el precio que las súper estrellas tienen quepagar por su esplendor desmedido.

Hipernova.

Hay otra impactante novedad que ha convertidoa Eta Carinae en uno de los máximos "hits"astronómicos de los últimos tiempos: surepentina subida de brillo entre 1998 y 1999. Yde ahí, en forma más lenta pero sostenida hastahoy. De hecho, a mediados de 2006, la estrellaalcanzó su mayor brillo desde 1865 (con unamagnitud visual de 5.3, suficiente para verlafácilmente a ojo desnudo). Y si bien actualmenteha perdido algo de luminosidad, sigue porencima de los valores del pasado siglo y medio.¿Qué pasará? Nadie lo sabe, pero hay buenasrazones para esperar algo bueno. Tal vez unanueva erupción a corto o mediano plazo. Quiénsabe. Sólo el tiempo dirá.Lo cierto, lo indudable, es que, como todaestrella muy masiva, Eta Carina va derechito aconvertirse en una supernova. Un devastadorestallido, donde arrojará al espacio buena partede sus materiales (dejando como residuo,seguramente, un agujero negro). Pero dadas susproporciones, muchos científicos prefieren hablarde "hipernova", un fenómeno aún más extremo,energético y luminoso, que podría competir deigual a igual –y hasta superar– el brillo de todoel resto de la Vía Láctea. ¿Cuándo? Todo indicaque no le falta mucho en términos astronómicos:tal vez, tan sólo 10 o 20 mil años. Aunque podríael año que viene. O mañana.La hipernova de Eta Carina será uno de losepisodios más impresionantes en los 13.000millones de años de vida de la galaxia. Yarrasará con todo sistema planetario en un radiode decenas de años luz. Afortunadamente,estamos lejos, a unos tranquilizadores 7500 añosluz. Aun así, en los cielos de la Tierra el final deEta Carina será impresionante: una bomba deluz más brillante que la Luna Llena. Un destelloapocalíptico y cegador. Será el último acto en lavida de una estrella prodigiosa. Y luego, elmonstruo, rendido ante sus propias leyes, seapagará para siempre…

NOTA DEL AUTORFuentes: Para la elaboración del presente artículo he utilizadoalgunos fragmentos integros del artículo “La fiesta del Mons-truo” escrito por el Lic. Mariano Ribas (Director del área de As-tronomíadel Planetario de la Ciudad de Buenos Aires),

Wikipedia y el propio autor

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ESPACIO PROFUNDO I.Un paseo por nuestro barrio.

Por Raúl Merino

Pascal dijo en una ocasión: “El universo es una esfera infinita cuyo centro está en todaspartes, y la circunferencia en ninguna”…inimaginable, ¿no es cierto?Más allá del horizonte, donde la mirada hace esfuerzos por distinguir, existe un espacio llenode materia, de vacío, de esperanza, de sueños…Empapados de polvo estelar, material cósmico, esencia oscura, se nos presenta un universoinfinito que nos quiere mostrar lo que esconde, que nos quiere enseñar.Nebulosas, Cúmulos, galaxias….un firmamento visible del que intentaremos conocer encada número un poquito más.

Fotografía de Mauricio Giandinoto

LA VÍA LACTEALa Vía Láctea es la galaxiaespiral en la que se encuentranuestro sistema solar , ynuestra casa, la Tierra.Posee una masa de 10 billonesde masas solares y es unaespiral barrada; con undiámetro medio de unos100.000 años luz. La distancia desde el Sol hastasu centro es de alrededor de27.700 años luz.Se postula que contiene entre200 mil millones y 400 milmillones de estrellas. Nuestragalaxia forma parte de unconjunto de unas cuarentagalaxias llamado Grupo Local, yes la segunda más grande ybrillante detras de la Galaxia deAndrómeda . La edad de la Vía Láctea seestima en unos 13 mil millonesde años, dato que se

desprende del estudio de loscúmulos globulares y queconcuerda con el resultadoobtenido por los geólogos en suestudio de la desintegraciónradiactiva de ciertos mineralesterrestres. El nombre Vía Láctea o caminode leche, se debe a laapariencia de la banda de luzque rodea el firmamento, y asílo afirma la mitología griega,explicando que se trata deleche derramada del pecho dela diosa Hera. Pero ya en laAntigua Grecia Demócrito (460a. C. - 370 a. C.) sugirió queaquel haz blanco en el cielo eraen realidad un conglomeradode muchísimas estrellas.Demócrito , decia que dichasestrellas eran demasiadotenues individualmente para serreconocidas a simple vista. Suidea, no obstante, no halló

respaldo, y tan sólo hacia el año1609 , el astrónomo GalileoGalilei haría uso delelescopiopara observar el cieloy constatar que Demócritoestaba en lo cierto, ya quedonde allá donde mirase, seencontraba con miles deestrellas.La galaxia se divide en trespartes bien diferenciadas:

• Halo• Disco• Bulbo

Veamos cada una de estaspartes por separado.

Halo

El halo es la estructuraesferoide que envuelve lagalaxia.Tiene una baja concentración

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de estrellas y apenas tienenubes de gas, por lo que carecede regiones de formaciónestelar. Sin embargo, es en elhalo donde se encuentran lamayor parte de los cúmulosglobulares que reliquias de laformación galáctica.Estas agrupaciones de estrellasse formaron cuando la galaxiaera aún una gran nube de gasque se colapsaba y se ibaaplanando cada vez más.Otra característica del halo es lapresencia de gran cantidad demateria oscura cuya existenciase deduce a partir de anomalíasen la rotación galáctica. Lamasa en estrellas de éste esmuy baja, de alrededor de1.000 millones de masassolares; una gran parte de lamasa del halo galáctico está enla forma de materia oscura.

Disco

El disco se componeprincipalmente de estrellasjóvenes de población I. Es la

parte de la galaxia que más gascontiene y donde se danprocesos de formación estelar.Lo más característico del discoson los brazos espirales, queson ocho: dos brazosprincipales Escudo-Centauro yPerseo, así como dossecundarios -Sagitario yEscuadra.Recientemente, un grupodeastrónomos acaba deanunciar el descubrimiento deun nuevo brazo espiral ennuestra galaxia o, másprecisamente, un enormefragmento hasta ahoradesconocido ; se cree que elnuevo brazo espiral es, enrealidad, el tramo final y másdistante del brazo de Escudo-Centauro, una de las dos ramasprincipales. De confirmarse, losautores habrán demostrado quela Vía Láctea posee unasorprendente simetría en susformas, ya que éste nuevobrazo sería la contrapartesimétrica del de Perseo. Hayque tener en cuenta que

nuestra posición en la VíaLáctea dificulta el estudio de laestructura espiral de nuestragalaxia.Nuestro Sistema Solar seencuentra en el brazo Orión oLocal, que forma parte delbrazo espiral de Sagitario.Estas formaciones son regionesdensas donde se compacta elgas y se da la formación deestrellas. El brillo de los brazos es mayorque el resto de las zonas,porque es allí donde seencuentran estrellas de tipo O,B, que son las únicas quepueden ionizar grandesextensiones de gas. Estasestrellas de corta vida nacen ymueren en el brazo espiral,convirtiéndose así enexcelentes marcadores de suposición. Otros trazadores de los brazosespirales son las regiones HII(nubes de hidrógeno ionizado,originadas precisamente poresos gigantes azules. Estasnubes vuelven a emitir, en el

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rango de la luz visible, laenergía captada en elultravioleta o en otrasfrecuencias más cortas. Sonaltamente energéticas, pueshan sido ionizadas por laspotentes gigantes azules, quebarren extensas áreas con susvientos estelares El disco está unido al bulbogaláctico por una barra de unradio de 3,9 kiloparsecs, encuyo interior a su vez puedeexistir una barra menor (algoque ocurre en bastantes otrasgalaxias espirales barradas).Hay además elevada formaciónestelar en al menos uno de susextremos. La barra mayor está ceñida a suvez por un anillo de radio 5kiloparsecs, que concentra,además de una gran cantidaddel hidrógeno molecular de lagalaxia, una gran actividad deformación estelar. Dicho anilloes la estructura más notable denuestra galaxia, y visto desdeotras galaxias exteriores seríasu zona más prominente. Deeste anillo emergen los brazosespirales. Se cree que posiblementenuestra galaxia tiene entre 4 milmillones y 8 mil millones demasas solares de hidrógenoneutro, además de la mitad deésa masa en la forma dehidrógeno molecular. Mientrasque el primero llega más alládel espacio ocupado por lasestrellas -pero la región centralapenas tiene gas en ésa forma-, gran parte del segundo estáconcentrado en el anillomencionado antes, y -exceptoen la región más interna de laVía Láctea- la densidad dehidrógeno molecular en laregión central de la galaxia

también es baja. Inicialmente se pensó que latasa de formación estelar denuestra galaxia sería de hastacinco masas solares por año;sin embargo, estudios másrecientes realizados con ayudadel telescopio de infrarrojosSpitzer sugieren una muchomenor, de apenas 1 masa solarpor año , y otro también sugiereque nuestra galaxia junto a lade Andrómeda se halla en loque en el diagrama decolormagnitud para galaxias seconoce cómo el valle verde:una zona intermedia entre lasecuencia roja (galaxias que noforman estrellas, muchas deellas galaxias elípticas) y lanube azul (galaxias que formanestrellas a gran ritmo, muchasde ellas galaxias espirales),caracterizada por unaprogresiva disminución de laformación estelar al irseacabando el gas a partir delcual nacen las estrellas,calculándose que ésta acabarádentro de 5 mil millones deaños, incluso contando con elaumento de la formación estelarque llevará su colisión futuracon la Galaxia de Andrómeda.Ésta parte de la Vía Lácteatiene una masa de 60.000millones de masas solares enforma de estrellas y unaluminosidad de entre 15.000 y20.000 millones de veces la delSol

Bulbo

El bulbo o núcleo galáctico sesitúa en el centro. Es la zona dela galaxia con mayor densidadde estrellas. Sin embargo, anivel local se pueden encontraralgunos cúmulos globulares

con densidades superiores. Elbulbo tiene una forma esferoidalachatada y gira como un sólidorígido. También al parecer, ennuestro centro galáctico, hay ungran agujero negro de unas 2,6millones de masas solares quelos astrónomos denominaronSagittarius A, o Sagitario A. Sudetección fue posible a partir dela observación de un grupo deestrellas que giraban en torno aun punto oscuro a más de 1.500km/s. Investigaciones muy recientessugieren que nuestra galaxiacarece de un bulbo centralcómo el que tiene la Galaxia deAndrómeda (o si existe es muypequeño), formado a partir de lacolisión y fusión de galaxiaspreexistentes, y en su lugartiene un pseudobulbo,consecuencia de la formaciónde una barra en su centro, loque la hace similar a NGC 4565La masa concentrada enestrellas de éste componentese estima en 20.000 millonesde masas solares, y suluminosidad en 5.000 millonesde veces la del Sol

NOTA DEL AUTOR: Este artículo es una adaptación de la entrada Vía Láctea de Wikipedia, en la cual el lector en-contrará una imformación más detallada sobre lo que aquí se expone. http://es.wikipedia.org/wiki/Vía_Láctea

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FOTOGRAFIA LUNAR

SACANDOLE LOS COLORES A

LA LUNAPor José Antonio de Benito

La Luna es uno de los primeros cuerpos celestes que empezamos a fotografiar todos losaficionados que nos iniciamos en astronomía y astrofotografía,sSin embargo da la sensaciónde que conforme avanzamos en nuestros conocimientos y habilidades en astrofotografíavamos dando de lado a la luna para centrarnos en tomas de objetos cada vez más difíciles yprocesados más complejos.Con esta guía esperamos que tanto aquellos que se inician, como todos los que poseisconocimientos avanzados, os animéis a procesar imágenes de la luna llena de una formarápida y sencilla para devolverle “los colores” a la luna.Aunque el artículo trata sobre el procesado de imágenes lunares, hemos creído convenienteincluir información adicional acerca de su geología así como de cómo realizar una tomafotográfica de nuestro satélite con una cámara réflex digital.

Geología lunar

La luna se divide estructuralmente desde elexterior al interior en: corteza, manto y núcleo.En nuestro caso el interés proviene de lacomposición de la corteza por lo que noentraremos en materia en relación con el mantoy el núcleo.La corteza lunar está compuesta de una variedadde elementos primarios que incluyen uranio,thorio, potasio, oxígeno, silicio, magnesio, hierro,titanio, calcio aluminio e hidrógeno. La cantidadde oxígeno en la superficie lunar está estimadaen un 45% mientras que el carbono y elnitrógeno aparecen solo como trazas pordeposición del viento solar. Además se hadetectado la presencia de hidrógeno en lospolos. En la superficie de la corteza lunar encontramoscráteres de impacto con el respectivo materialeyectado por el impacto, algunos volcanes,mares y colinas.

Esta superficie lunar presenta una gran cantidadde fino sedimento producido por losinnumerables impactos de meteoritos que recibeel nombre de regolito lunar. Este regolito estáformado por el material rocoso de la regióndonde se encuentre, derivados del lecho de rocaoriginal así como restos de otros impactos adistancia. El regolito de las tierras altas es ricoen aluminio mientras que el de los mares es ricoen hierro y magnesio como las rocas basálticas.

La Luna tiene color

El 8 de diciembre de 1992 la nave Galileo realizóuna composición fotográfica a base de 53imágenes obtenidas mediante tres filtros decolor. Esta técnica es útil a la hora de interpretarla composición del suelo lunar. Las áreas que aparecen en color rojogeneralmente corresponden a las mesetalunares, mientras que las zonas que varían deazul a naranja indican la presencia de un antiguo

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flujo de lava volcánica de un mar o océano lunar.Las áreas de los mares más azules contienenmás titanio que las regiones naranjas. El MarTranquillitatis, visto como una mancha azuloscuro a la derecha, es más rico en titanio queel Mar Serenitatis, un área circularconsiderablemente más pequeña situada másarriba a la izquierda del Mar Tranquillitatis. Lasáreas azules y naranjas que cubren la mayorparte del lado izquierdo de la Luna en esta vistarepresentan muchos ríos de lava separados enel Océano Procellarum. Las pequeñas áreaspúrpuras que se encuentran cerca del centro sondepósitos piroclásticos formadas por erupcionesvolcánicas explosivas.

O visto desde el punto de vista de lacomposición.Las zonas más anaranjadas corresponden a lasTierras Altas, formadas básicamente porandesitas, rocas plutónicas parecidas, aunqueno iguales, a los granitos. Esas rocas tienen pococontenido en Titanio y Hierro, a diferencia de laszonas más azuladas o violaceas donde elcontenido en Titanio es muy superior, y quecorresponden a los Mare, en los que puedenencontrarse basaltos, parecidos a los quepodemos encontrar en las Islas Canarias(España).Si nos imaginamos una graduación del rojo alazul oscuro, los más rojizos son los menos ricosen Titanio y los azules más oscuros los másricos.Es posible apreciar esa diferencia en lastonalidades de azul entre diferentes mare, esmás, incluso es posible datar relativamente los

diferentes mare ya que aquellos que tienen unmayor contenido en Titanio, es decir, los queposeen tonalidades azules más oscuras, suelenser los más viejos. Las zonas violáceas corresponden a depósitospiroclásticos, es decir, cenizas volcánicaseyectadas por algún antiguo volcán.

La fotografía lunar

La luna puede ser fotografiada de muy diversasmaneras. Podemos fotografiarla con web cam,cámaras réflex digitales, CCD... ¡e incluso tansencillamente como acercando la cámara de unteléfono móvil al ocular del telescopio!.Describiremos la fotografía lunar con cámararéflex digital o DSLR. Se podría utilizar unacámara CCD o web cam, grabando unasecuencia de imágenes y a continuaciónprocesando la película. Pero como veremos a lolargo del artículo con una toma con la DSLR serásuficiente.

Técnica con DSLR

Material.En mi caso dispongo de un Celestron C11 enmontura CGEM. Será necesario en caso detubos con focal tan grande el uso de un reductorde focal como veremos más adelante. Como cámara fotográfica se ha empleado unaCanon 500D con disparador a distancia, anillo yadaptador en T.

Condiciones.Como es lógico necesitaremos un cielodespejado y luna llena. Por fortuna para lafotografía de luna llena la contaminación lumínicano es un factor tan condicionante como en cieloprofundo debido a la luminosidad que nosproporciona la luna, por ello es tan fácil yasequible la fotografía lunar.Además debemos tener en cuenta la atmósferaen sí. Si tratamos de fotografiar la luna cuandoestá cerca del horizonte los colores estarándistorsionados debido a que la luz procedente dela luna ha de recorrer mayor cantidad deatmósfera distorsionando esta la luz quequeremos capturar. Por ello es recomendablefotografiar la luna cuando esta está lo más altaposible en el firmamento reduciéndose así ladistancia que ha de recorrer la luz de la luna através de la atmósfera hasta llegar a nosotros.

La Luna vista por la sonda Galileo

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Las turbulencias atmosféricas puedendistorsionar considerablemente la toma, a pesarde que realizaremos un tiempo de exposicióncorto. Por ello recomiendo si es posible norealizarla en días calurosos cerca de autopistaso carreteras con mucho tránsito así como otrosambientes que generen una disipación de calora nivel nocturno debido al calor acumuladodurante el día. Esto se aprecia claramentecuando se realizan tomas lunares a elevadosaumentos por proyección ocular.

Método.Tras poner el telescopio en estación, paraaquellos que dispongan de una montura conGOTO hemos de cambiar el “tracking” o“seguimiento” de “sideral” o “sidéreo” a “moon” o“luna” como es lógico. A continuación dirigimosel telescopio a la luna.Para fotografiar la luna con la DSLR hemos deestar seguros de una cosa tan sencilla como deque podamos encuadrar toda la luna llena en elvisor. Efectivamente. En mi caso al disponer deun tubo óptico de 11 pulgadas la luna llena nocabía, por lo que tube la necesidad de emplearun reductor de focal. En el caso de que se poseaun tubo óptico de poca focal se hará necesariauna lente de Barlow.Una vez tenemos el telescopio apuntando a laluna nos dispondremos a enfocarla. Recomiendofijarse en detalles grandes de la superficie lunarcomo Tycho o los abundantes cráteres de lazona sur para conseguir un enfoque fino.El modo de disparo en la cámara fotográficadebe de seleccionarse en manual, calidad RAWy con una velocidad de obturación de 1/400 eISO de 100 (recordemos que la luna estará muyluminosa y no queremos captar ruidoaumentando la ISO, lo cual aumentará el ruidoen la fase de procesado aunque de todasmaneras una ISO mayor no es necesaria en estafase lunar). No hay que olvidar el disparador adistancia para evitar vibraciones a pesar de lavelocidad de obturación de 1/400.

Análisis de las fotografías obtenidas.

Recomiendo realizar más de una fotografía paramás tarde seleccionar la que consideremosóptima. La ventaja con las DSLR es quepodemos valorar al instante las fotografías y si loconsideramos oportuno repetirlas cambiando elenfoque e incluso la velocidad de obturación.

La luna llena debe quedar centrada en el sensor,con igual espacio por los laterales que por arribay abajo como muestra la fotografía del apartadoanterior realizada con el reductor de focal.Así mismo fijémonos en los detalles, que losgrandes cráteres y mares hayan quedadoenfocados.

Procesado de la imagen

Una vez hemos seleccionado nuestra mejortoma procederemos a procesar la imagen. Paraello no hay que olvidar que debemos transformarel archivo con extensión *.raw en *.tiff.Afortunadamente hay multitud de programaspara realizar la transformación de archivo comoAble RAWer o AVS Image Converter.

Sin reductor

Con reductor

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En esta guía no incluiremos el uso de capas omáscaras de enfoque con trabajo por capas parahacerlo más sencillo.Abrimos el Photoshop con la imagen quequeremos y visualizando el histograma.

A continuación realizamos los siguientes pasos.

1.- Multiplicar.

Si la imagen que tenemos es bastante luminosapodemos utilizar un pequeño truco conPhotoshop. Podemos utilizar la capa multiplicarque multiplica los valores del luminosidad de lospíxeles coincidentes en dos capas contiguas ylos divide por 255, el valor máximo deluminosidad. El color resultante es siempreligeramente más oscuro que el original. Si semultiplica un color por negro el color resultanteserá negro y si se multiplica por blanco el colorno cambiará. Sin embargo recomiendo cambiarla opacidad entre un 50% a un 90% dependiendode cómo veamos cuan luminosa es la foto de laluna llena que tenemos.Para realizar esta operación seleccionamosImagen>Aplicar Imagen y se nos abrirá otraventana donde en fusiones seleccionaremosMultiplicar con una opacidad que variará entre el50 al 90% en función de la imagen.

2.- Niveles.

A continuación debemos ajustar los niveles paraecualizar y estirar (streching) el histograma. Paraello y siempre con los histogramas a la vistavamos a Imagen>Ajuste>Niveles o simplementepresionamos Ctrl+L. y aparecerá la siguienteventana:

Con niveles ajustaremos los niveles de negro yblanco. El negro lo representa el triangulito negrode la izquierda del todo; los blancos el triánguloblanco de la derecha. Es recomendable hacerlocanal por canal en lugar de RGB, de este modoel ajuste será más fino En donde pone canalseleccionaremos “rojo” y dejaremos el cuadro deniveles de la siguiente manera.

Histograma

Multiplicar

Niveles

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Finalizado con el rojo realizaremos lo mismo conel verde y el azul. Los niveles para cada canalRGB quedan de la siguiente forma:

3.- Saturar.

En este paso es donde empezaremos a ver “loscolores” de forma modesta. Para saturar abrimosla opción saturar. Imagen>Ajustes>Tono ysaturación o usando la combinación de teclasCtrl+U.

Recomendamos realizar la saturación paso porpaso para no introducir demasiado ruido en laimagen de la siguiente forma, repitiéndolo hastaun máximo de tres veces:

Para valorar la saturación y que no se acumulemucho ruido recomiendo usar el navegadorhaciendo zoom en Tycho de modo que podamosir controlando el proceso:

Ajuste por canales

Ajuste RGB

Saturar

Damos valos a saturación

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El valor de saturación variará en cada caso, yaque aunque la luna es la misma nuestros equiposno lo son y por tanto las fotografías serán

diferentes. Por ello en saturación en este casohemos introducido un más 40, que se repetiráotra vez. Y si se quiere,una final de + 30.

Una vez completado el proceso de saturación la luna queda de la siguiente manera:

Al completar la fase de saturación ya podemosobservar los cambios en la coloración de lasuperficie lunar.

4.- Color.

Recomiendo ajustar el color tras la saturación demodo que podamos realzar alguna de las zonascomo por ejemplo los mares. Para modificar elcolor vamos a Imagen>Ajustes>equilibrio decolor o Ctrl+B:

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Ajustamos el color a nuestro gusto. En nuestrocaso realizaremos los siguientes cambios:a) Sombras:

b) medios tonos:

c) Iluminaciones:

5.- Curvas.

Una vez finalizado el ajuste del color podemosajustar con curvas, lo cual recomendamos. Paraajustar las curvas vamos aImagen>ajustes>curvas o la combinación deteclas Ctrl+M donde aparecerá la siguienteventana:

En este caso recomendamos ajustar en el canalRGB y realizar un ajuste en función de la imagen.El resultado final sería el siguiente:

6.- Otros cambios

Una vez terminados los pasos anteriorespodemos realizar multitud de modificaciones.Podemos rotar la luna para dejarla tal y como lavemos desde la tierra ya que nuestras ópticassuelen modificar la imagen que vemosinvirtiéndola o angulándola. Podemos aplicar unfiltro de fotografía en Imagen>Ajustes>Filtro defotografía y aplicar el filtro que más nos guste.Para aquellos usuarios que tenganconocimientos avanzados en el tratamiento deimágenes por capas, se puede realizar unamáscara de enfoque de una manera muy

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sencilla. La imagen inicial de la luna a la cualajustamos los niveles podemos duplicarla yguardarla en una capa. Tras realizar los ajustesen saturación y color podemos realizar undesenfoque gaussiano con un radio de entre 3,5o 5 pixeles en función de la resolución de laimagen para a continuación aplicarla a la imageninicial de la luna a la cual ajustamos los niveles.

En resumen

Como vemos procesar una foto de la luna para“sacarle los colores” es sencillo pero a su vezpodemos realizar multitud de modificaciones anuestro gusto, así como realizar trabajo porcapas que realcen el acabado final delprocesado de la imagen.

Resultado final del procesamiento de una fotografía de la Luna procesado con este método. (Fotografía de Is-rael Ampuero)

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COMETAS EN OCTUBRE NOVIEMBRE YDICIEMBRE

Por Didac Mesa

Después de la desintegración del C/2010 X1 Elenin, ya podemos olvidarnos de ver un cometaa simple vista este otoño, solo el C/2009 P1 Garradd, será interesante aunque su visibilidadirá empeorando a medida que avance el otoño. Mas débiles podremos ver el C/2010 G2 Hill yel C/2006 P1 Levy aunque este último aún no se ha redescubierto.En un futuro lejano el 2011 L4 (PANSTARS), podría darnos un bonito espectáculo en Marzodel 2013

Trayectoria del 2009 P1 Garradd, durante el año 2011 (fuente:www.aerith.net)

C/2009 P1 GarraddPrácticamente durante todo periodo, el cometaGarradd, se alejará de la tierra y se acercará al

sol, esto provocará que su brillo quede bastanteestancado, rondando la magnitud 7 entreOctubre y Noviembre y la 6’5 en diciembre el 23

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de diciembre alcanzara el perihelio, a 1’55 U.Adel Sol.Su ángulo de enogación se irá acortando durantelos meses de Octubre y Noviembre, pasando de87º a principios de Octubre a 45º a finales deNoviembre, durante diciembre la recuperaríapoco a poco pasando de los 45º de principios dediciembre a 52º a finales de dicho mes.Visibilidad: durante los 3 meses, el cometa estarásituado a la constelación de Hércules, durante

octubre se observara en buenas condicionesdurante la segunda mitad de la noche direcciónoeste; comenzará noviembre poniendosealrededor de medianoche y lo acabará con elocaso a las 22:00 hora local a finales de mes.Durante diciembre al estar muy al norte del sol lopodremos ver a primeras y a últimas horas de lanoche, a primeras principalmente a inicios delmes y a últimas a finales de dicho mes

Curva de luz del 2009 P1 Garradd (fuente:www.aerith.net)

Efemérides del C/ 2009 P1 Garradd

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C/2009 P1 Garradd el 02-08-2011, pasando cerca del cúmulo globular M 15 (fotografía realizada por FedericoMargalef)

C/2009 P1 Garradd el 26-08-2011, pasando cerca del cúmulo globular M 71 (fotografía realizada por FedericoMargalef)

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Evolución del cometa durante el verano (Composición y fotografías realizadas por Dídac Mesa)

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Tomas con diferentes tratamientos realizadas el 28-08-2011 (Autor, Gustavo Muler)

C/2010 X1 (Elenin)Como en el año 2000 con el C/1999 S4 (Linear),hemos vivido en directo la muerte de un cometa.A partir del día 22 de agosto, el cometa comenzóa presentar una coma cada vez mas alongada, yuna descondensación de la coma interna, todoesto indicaba que el cometa había sufrido unadisrupción del núcleo. El día 10, mientras se estaba produciendo el

paso por el perihelio, el cometa se había hechotan débil y difuso, que era casi imposible verlo.Durante la realización de este artículo, el cometadebería verse por el SOHO, pero no haaparecido, fruto de su desvanecimiento total.Es muy difícil que este cometa se puedarecuperar desde el hemisferio norte, debido aque se habrá hecho extremadamente difuso.

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C/2010 G2 (Hill)El cometa 2010 G2 Hill, como el 2009 P1Garradd, todo apunta a que se trata de uncometa con un tamaño superior a la media,además ha presentado un incremento de brillomayor al esperado y bastante actividad (tuvo unpequeño ourbust el otoño del año pasado).Este cometa pasó por el perihelio el 2 deSeptiembre de este año a 1.98 U.A del sol, ytendrá su máxima aproximación a la tierra el 16de Noviembre a una distancia de 1.27 U.A.

Durante los próximos 3 meses, será el periodode mejor visibilidad, tanto por la posición en elcielo como en el brillo, pudiendo llegar amagnitud 9 a medianos de Noviembre.El cometa se moverá por la constelación delLince durante el mes de Octubre, pasará porAuriga durante el Noviembre, y por Tauro enDiciembre

Curva de luz realizada por Seiichi Yoshida, donde se observa que después de sufrir la disrupción, el cometaya no ha seguido la curva de luz teórica, y sufrió una perdida de brillo todo y estar acercándose al Sol y a laTierra Fuente (http://www.aerith.net/)

19-08-2011 22-08-2011 2-09-2011 11-09-2011

Tomas realizadas por Michael Mattiazzo donde se observa la desintegración total del cometa.

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Curva de luz del 2010 G2 Hill, donde se observa el pequeño ourbust del año pasado (fuente:www.aerith.net)

Efemérides del C/ 2010 G2 Hill

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Trayectoria del 2010 G2 Hill, durante el año 2011 - 2012 (fuente:www.aerith.net)

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ASTRONOMÍA CHINA

Por Hilario Gómez

La astronomía china es más antigua que laoccidental y su desarrollo fue totalmenteindependiente del que se dio en otras partes delmundo como Mesopotamia o Egipto. Losarqueólogos han encontrado restos conrepresentaciones de las antiguas constelacioneschinas en tumbas del período neolítico. Tambiénse han hallado huesos de oráculo datados amediados de la dinastía Shang o Yin (1600-1046a.C., la primera dinastía que está documentada)que contienen nombres de estrellas clasificadosdentro de las 28 constelaciones o casas lunares(equivalentes a los 12 signos del zodíacooccidental) en las que se dividía el ecuadorceleste. Dependiendo del día y hora denacimiento de la persona, la Luna estaría enalguna de las casas, lo que, según la astrologíachina, determinaba a cada persona.

El calendario chino tenía un carácter cíclico, y yaen sus orígenes se introdujeron 5 ciclos de 12años regidos por animales distintivos: rata, toro,tigre, liebre, dragón, serpiente, caballo, oveja,mono, gallo, perro y cerdo.

Dado el carácter lunisolar del calendario chino elaño constaba de 12 lunaciones (doce meseslunares), lo que supone entre 353 y 355 días.Cada cierto tiempo (más o menos, cada tresaños) se intercalaba un año embolismal (un añocon 13 meses lunares) de entre 383 y 385 díaspara ajustarlo con el ciclo solar. La necesidad decontar con un calendario lo más exacto posibletanto para tareas eminentemente prácticas(como las relativas a las actividades agrícolas)como para las religiosas y para las prediccionesastrológicas hicieron necesaria una labor deobservación y registro constante y detallada. Así,hacia el 104 a.C. los astrónomos chinos llegaron

a estimar la duracióndel año en 365,2502días, y en el año 480de nuestra era, JuChongzhi loestableció en365,2428 días, conun error de tan sólo52 segundos sobreel valor real(365,2422).

Esta atenta, meticulosa y prolongadaobservación de lo que acontecía en los cielos porparte de los astrónomos cortesanos chinos hapermitido que hayan llegado a nuestros díascrónicas de la aparición de cometas, estrellasnovas, eclipses, etc., que en otras partes delmundo pasaron desapercibidas o quedaronregistradas como meras anécdotas. El eclipsesolar más antiguo del que existe constanciadocumental aconteció en China el 22 de octubredel año 2137 a. C., y costó la vida a losastrónomos reales Hsi y Ho, que no supieronpredecirlo a tiempo. En el 1200 a.C. losobservadores chinos constataron la existencia demanchas solares y en el año 635 de nuestra eraconcluyeron que la cola de los cometas siempreapunta en dirección opuesta a la situaciónrelativa del Sol. En el año 185 d.C. dejaronconstancia escrita de la aparición de unasupernova en la constelación del Centauro, cosaque también hicieron en el año 386 d.C. enSagitario y también en 393 d.C. en laconstelación del Escorpión. En la primavera de1006 d.C., mientras Europa vivía en lo másprofundo de la Edad Media, los astrónomos

Zu Chongzhi

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imperiales chinos dieron testimonio de unasupernova en la constelación del Lobo que podíaverse durante el día, pues su magnitud fue de -9. Igualmente dejaron recogida la repentinaaparición de una nueva estrella en los cielosveraniegos del año 1054 d.C. (magnitud -5), lasupernova hoy conocida como SN1054 y que diolugar a la Nebulosa del Cangrejo o M1.

Los chinos también elaboraron detalladoscatálogos y mapas estelares. Por sólo citaralgunos ejemplos, tenemos al astrónomo ZhangHeng (78-139 d.C.), que catalogó unas 2.500estrellas y reconoció en los cielos cerca de 100diferentes constelaciones. A mediados del sigloIII de nuestra era, el astrónomo Chen Zhuoelaboró un catálogo estelar con 1.464 estrellasrepartidas en 283 constelaciones, y sabemosque un astrónomo de la dinastía Yuan (1279-1368) llamado Guo Shoujin creó un nuevocatálogo que contenía miles de estrellas, perolamentablemente ese documento no ha llegadoa nuestra época.

En cuanto a la cosmología, en un principio loschinos concibieron una tierra y un cielo planos,separados unos 40.000 km, con un Sol de undiámetro de unos 625 km girando sobre China,pero posteriores observaciones hicieron que esaconcepción se fuese transformando y diese pasoa la de dos semiesferas concéntricas (modeloGai Tan), calculando el radio de la terrestre en30.000 km. A partir del siglo II d.C. adoptaron unaconcepción totalmente esférica (escuela HunTian). Otra corriente de pensamientocosmológico posterior (escuela Xuan Ye)concebía los cielos como infinitos y extensos,con los cuerpos celestes flotando y cuyasvelocidades dependían de sus naturalezasindividuales, no estando sujetas a nada.

A partir de la concepción esférica del universo,los astrónomos del siglo IV a.C. Shi Shen y GanDe concibieron la esfera armilar, que representael recorrido aparente de los distintos astros,vistos desde la Tierra. En el año 52 a.C. elastrónomo Geng Shou-Chang agregó el anilloecuatorial fijo a la esfera y en el 84 d.C. lossabios Fu An y Jia Kui, añadieron el anilloelíptico. La esfera armilar quedaría completadaen el 125 d.C., cuando el estadista, astrónomo einventor Zhang Heng (78-139 d.C.) introdujeselos anillos del horizonte y el meridiano. Zhang

incluso construyó un modelo movido por energíahidráulica.

Por todos conocida es la invención de la brújulapor los chinos en torno al siglo IX d.C., aunquela primera reseña a un dispositivo magnéticousado como señalador de direcciones está en untexto de la dinastía Song fechado en torno a1044 d.C. en el que se hace una descripción deun "pez que señala al sur" en un tazón de agua.La primera referencia de una aguja magnetizadaartificialmente aparece en un libro escrito en1086 d.C. por Shen Kuo, científico que tambiénse ocupó de medir la distancia entre la estrellapolar y el Norte verdadero. Junto a su colega WeiPu, Shen se embarcó en un ambicioso ydetallado programa de observación astronómicaque se prolongó a lo largo de cinco años que lespermitió fijar las coordenadas exactas de losplanetas en un mapa celeste, así comodesarrollar teorías sobre su movimiento, incluidala idea de la retrogradación. Un trabajo similarsólo sería desarrollado siglos más tarde enEuropa por Tycho Brahe.

La astronomía china recibió con el tiempoinfluencias de otras culturas. La expansión delbudismo durante el último período de la dinastíaHan (25-220 d.C.) hizo entrar en contacto a loseruditos chinos con la astronomía india, y laconquista mongola en el siglo XIII d.C. dio pasoa la influencia de la astronomía islámica, tanto enconceptos y procedimientos como eninstrumentos. A partir del siglo XVII de nuestraera, China empezó a recibir nociones de laciencia y la astronomía occidental de la mano delos jesuitas. En la misma centuria se introdujo eltelescopio en China, aunque con un impactolimitado en su astronomía. En 1627 el jesuitapolaco Michael Boym dio a conocer los trabajosde Kepler y Copérnico en la corte de los Ming,pero la concepción heliocéntrica copernicana nofue plenamente aceptada hasta el siglo XIXgracias al trabajo de misioneros protestantes.

En nuestros días, el rápido desarrollo de laeconomía china está permitiendo multiplicar lainversión en educación, ciencia y tecnología. Losastrónomos chinos cuentan en la actualidad connumerosos y sofisticados instrumentos tanto entierra como en el espacio. Entre ellos podemoscitar el telescopio de seguimiento de objetoscercanos a la Tierra instalado en el Observatorio

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Astronómico Zijinshan, en Nankin, desde el quese han descubierto los cometas60P/Tsuchinshan, 62P/Tsuchinshan y el C/1977V1 o los asteroides troyanos 2223 Sarpedón,2260 Neoptólemo, 2363 Cebriones o el 2456Palamedes. También de gran importancia para la

comunidad científica es el LAMOST (Large SkyArea Multi-Object Fiber SpectroscopicTelescope), instalado desde 2009 en la ciudadde Xinglong, en la provincia central de Hebei, yque es el instrumento espectroscópico másgrande del mundo.

Observatorio LAMOST

Radiotelescopio FAST

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De cara al futuro podemos destacar el FAST(Five-hundred-meter Aperture Spherical radioTelescope), un instrumento similar alradiotelescopio de Arecibo con un diámetro de300 metros, que será el mayor del planeta y queentrará en funcionamiento en 2016 en laprovincia de Guizhou. Muy ambicioso serátambién el programa Chinese Future GiantTelescope (CFGT), un instrumento óptico-infrarrojo de 30 metros de apertura actualmenteen estudio. A este respecto, China colabora en elproyecto internacional TMT (Thirty Meter

Telescope Project) junto al Instituto deTecnología de California, la Asociación deUniversidades Canadienses para laInvestigación en Astronomía y el ObservatorioNacional de Japón y que se espera entre enservicio en 2018.

En materia de instrumentación espacial puedenseñalarse el Solar Space Telescope, lanzado en2008, o el Hard X-ray Modulation Telescope(HXMT) previsto para 2012.

Telescopio espacial HXMT

Mapa estelar de Su Song (siglo XI d.C.)

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(Foto: Trent Schindler, National Science Foundation)

PLANETAS EXTRASOLARES,LA DELGADA LINEA DE LAZONA DE HABITABILIDAD.

Por Israel Ampuero

La idea de la existencia de planetas más allá denuestro sistema solar no es una idea moderna.Ya en el siglo XIX se teorizaba sobre laexistencia de planetas más allá de los confinesde nuestro sistema solar y de la influencia denuestro benefactor, el Sol.La primera detección de un planeta extrasolarsucedió en 1992 cuando se encontraron variosplanetas que orbitaban en torno al pulsar PSRB1257+12, pero fue en 1995 cuando se encontróel primer planeta, 51 Pegasi b (M.Mayor andD.Queloz. Nature, volumen 378, página 355 )que orbitaba en torno a una estrella de lasmismas características que nuestro astro rey ydesde entonces se han descubierto más de 600cuerpos planetarios.

Pero ¿que entiende la Unión Astronómicainternacional (UAI) como exoplaneta?La definición de planeta de la UAI sólo hacereferencia a los planetas del sistema solar peroexiste una definición de trabajo que consideraque:

Los objetos con masas reales por debajo de lamasa límite para la fusión termonuclear deldeuterio (actualmente calculada en 13 masas deJúpiter para objetos de metalicidad solar) queorbitan estrellas o remanentes estelares SONplanetas (no importa cómo se formaron). Lamasa mínima / tamaño requerido para que unobjeto extrasolar sea considerado como unplaneta debe ser la misma que la utilizada ennuestro sistema solar.

Los objetos sub-estelares con masas reales porencima de la masa límite para la fusióntermonuclear del deuterio NO SON planetas sino"enanas marrones", no importa cómo seformaron ni dónde están ubicados.

Aquellos objetos que flotan libremente encúmulos de estrellas jóvenes con masas pordebajo de la masa límite para la fusióntermonuclear del deuterio NO SON planetas, sonsub-enanas marrones.

No obstante, esta definición de trabajo no esuniversalmente aceptada.Métodos de detecciónEs de imaginar que la detección de planetasextrasolares entraña muchísima dificultad debidoa la tenue luz reflejada por los mismos que sueleser de una millonesima parte de la emitida por laestrella a la que orbitan. Por esta razón ladetección de planetas y su fotografía directa hasido posible sólo en una decena de casos en losque los planetas son especialmente grandes ycalientes, emitiendo por tanto luz infrarrojadetectable y diferenciable de su estrella.

Ilustración de 51 Pegasi b

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¿Cómo detectamos entonces un planetaextrasolar?Existen numerosos métodos indirectos que nospermiten encontrar estos planetas, veamosalguno de ellos.Velocidades radiales:Este método se basa en el efecto doppler. Elplaneta, al orbitar la estrella central, ejercetambién una fuerza gravitacional sobre ésta demanera que la estrella gira sobre el centro demasas común del sistema. Las oscilaciones dela estrella pueden detectarse mediante levescambios en las líneas espectrales según laestrella se acerca a nosotros (corrimiento haciael azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Estemétodo ha sido el más exitoso en la búsquedade nuevos planetas, pero sólo es eficaz en losplanetas gigantes más cercanos a la estrellaprincipal, por lo que sólo puede detectar una levefracción de los planetas existentes.Astrometria:Con esta técnica se tratan de encontrarvariaciones en la posición de una estrelladebidas a su oscilación al girar en torno a uncentro de masas que comparte con el planetaque la orbita.Tránsito:Observaremos en este caso variaciones en laintensidad de brillo de una estrella debidas altránsito de un planeta entre el punto deobservación y dicha estrella. Una variación deeste método es el conocido como variación en eltiempo de tránsito y se trata de usar variacionesen el tránsito de un planeta ya detectado paradetectar otro.

Existen otros métodos, que no detallaremos,como el estudio de las microlentesgravitacionales o la detección visual directa,entre otros.

Existen serias dificultades para estimar cual esel número de estrellas con exoplatenas ya quedebido a las técnicas observacionales utilizadas,se tiende a una selección de la fracción deestrellas estudiadas, teniéndose en cuentaaquellos casos en que el planeta es de tipoJúpiter caliente (al menos una masa de Júpiter ycon periodos cortos) y con una órbita cercana asu estrella. Se escapan así planetas pequeñoscon órbitas alejadas.No obstante se estima que sólo en nuestragalaxia deben existir miles de millones deplanetas (si no muchos más) en base al elevadonúmero de estrellas que contiene.Llegados a éste punto se nos plantea unapregunta interesante ¿Cuántos de estos planetaspodrían albergar vida? Para responder a estacuestión debemos trazar la delgada linea de la“zona de habitabilidad”.La habitabilidad viene definida por lo apto de uncuerpo celeste para albergar vida, ya sea unplaneta como el nuestro o un satélite que orbiteun gran planeta.Dado que el único planeta que conocemos en elcual existe vida es el nuestro, buscaremoscondiciones parecidas en planetas extrasolares,es decir, intentaremos extrapolar las condicionesde la Tierra a otros planetas más allá de nuestrosistema planetario.En primer lugar, el sistema planetario en el quese encuentre un hipotético planeta habitado debeser parecido al sistema Tierra-Sol y empezandopor la estrella orbitada esta debe ser del tipo“Habstars” (algo así como estrella habitable). Sutemperatura debe estar entre los 4000K y los7000K, debe ser del tipo espectral G hasta K“medio”.Una vez fijado el tipo de estrella debemos saberque una estrella de este tipo tiene una capa dehabitabilidad y que es aquella zona en la cual unplaneta puede tener agua líquida, hay que teneren cuenta que estamos extrapolando lascondiciones terrestres sin contar con laposibilidad de que existan formas de vida que nonecesiten de compuestos como el agua para sudesarrollo.Otro factor a tener en cuenta es que los cambiosen la estrella no sean demasiado rápidos, estopermitiría mantener al planeta dentro de la zonade habitabilidad el tiempo necesario para que lavida se desarrolle. Existen además otros factoresen los que no entraremos como la altametalicidad de la estrella que se relaciona

Tránsito planetario

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directamente con la posibilidad de formación deplanetas de masa adecuada según la teoría dela nebulosa solar de formación de sistemasplanetarios.En cuanto al planeta, y siempre desde laanalogía con la tierra, deben tener una masaadecuada que les permita mantener unaatmósfera por efecto de la gravedad, además losplanetas pequeños (en relación a la tierra)tienden a perder de forma rápida la energíasobrante de su formación muriendogeológicamente y privándose así de unaactividad geológica vital para el suministro demateriales necesarios para la formación de vida

y de materiales reguladores de la temperaturacomo el CO2. En la cúspide de la necesidadgeológica encontramos a la tectónica de placasque además de fundamental para la liberaciónde minerales y elementos químicos necesariospara el desarrollo de la vida, es muy importanteen la creación de una variedad de ecosistemasque enriquecen la diversidad biológica.Además el planeta debe tener una velocidad derotación y composición tales que permita lacreación de una “dinamo” que mantiene uncampo magnético protector de la atmósferafrente a radiaciones procedentes de la estrella.Además factores como la geoquímica, en la que

se basará el desarrollo de vida o la excentricidadde la órbita, son pilares fundamentales quegarantizan la estabilidad de esta zona dehabitabilidad y el suministro de sillares básicospara tal desarrollo como el carbono.Como vemos son muchos los factoresnecesarios para que exista un planeta con lacapacidad de albergar vida, son muchos más siesa vida debe parecerse bioquímicamente a laque conocemos, no obstante yo me encuentro

sentado ante un ordenador personal creado poruna raza inteligente que habita una pequeñamota de polvo en un basto desierto, esto unidoal exponencial crecimiento en el número deplanetas que encontramos cada año, nos sitúaen la disyuntiva de continuar con la vieja idea deluniverso antropocéntrico o abrir la mente einmiscuirnos en el maravilloso mundo de laastrobiología.

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Son innegables las ventajas de los telescopioscon base dobson, debido a la economia en sufabricacion/compra, y la rapidez de armado quese obtiene; permitiendo un inicio rápido de laobservacion. Sin embargo, se requiere un ciertoconocimiento del cielo para encontrar objetoscon rapidez; es verdad que esa habilidad se vaadquiriendo y mejorando con la práctica y el usodel telescopio, pero como veremos acontinuación, con unas modificaciones mínimasy de bajo coste, podemos dotar a la base de unsistema de ayuda para facilitarnos lasbúsquedas.Antes de empezar a desarmar la base paraimplementar el sistema conviene tener algunascosas claras y sabidas de antemano: El sistema por si mismo , obviamente, representauna parte de lo que necesitamos para hacer unabúsqueda, debemos contar con un programaplanetario que nos diga en en ese momento lascoordenadas del objeto que se desea observar.Para mayor precisión dicho programa deberáestar ajustado con los correspondientes datos denuestra ubicación, horario, etc. Tal aplicación sehará desde un portatil, con la pantalla eniluminacion mínima y protegido por un celofán ometacrilato rojo. En caso de no disponer de unordenador portatil, podemos hacernos un listadode los objetos , con sus coordenadas en unmomento determinado, llevando un orden paraluego observarlos, al ser un sistema alt/azimutallos grados en ambos ejes variaránconstantemente. Tambien es posible usarsoftware planetario en PDA’s, móviles, tablet, etc.lo que redunda en una mayor comodidad yfacilidad de uso.El sistema no esta exento de errores, y quesuelen ser de diversa índole, que afectarán a laprecision, y que podemos dividirlos en dosgrupos: Los provenientes de la construcción y los

derivados del uso.Como se trata de imprimir un círculo graduadode cierto tamaño, influye la precisión d elaimpresora. A su vez, hay que pegarlo en la basesi se desea dejarlo fijo, o en un anillo si loqueremos hacer giratorio. Según el adhesivoutilizado y el cuidado que se tenga al pegarlotambién es una fuente de mínimos errores quese van sumando.En el uso tambíen agregaremos imperfecciones,al leer las escalas, por un nivelado deficiente dela base, etc. Con esto no se pretende desanimar,sino de ser realistas, es un sistema de ayuda, noes infalible,pero si de mucha ayuda, y sobretodonos permite ir conociendo zonas del cielo alhacer las busquedas e ir memorizando zonas delcielo. Personalmente en su utilización, he dedecir que en ocasiones el objeto quedaba en elcampo de un ocular de baja potencia, y en otrasdebia ya afinar la búsqueda en base ladisposición de las estrellas que veía en esemomento, para saber hacia dónde corregir eldesvío. De un modo u otro se disfruta de lasatisfacción de ayudarnos con algo hecho connuestras manos, que es de lo que se trata.

Pasamos a la acción

Debemos decidir si el círculo de la base (azimut),lo dejaremos fijo en la parte inferior o móvil. Laventaja de dejarlo fijo obviamente es de facilidadde construccion, pero a cambio, a la hora deasentar la base en el suelo, deberemos hacerque cuando veamos el 0 en el dial (luego se verala construcción), el tubo del telescopio apunte alnorte con la mayor precisión(si tenemos a la vistala Polar, mejor).Si optamos por hacer el círculo movil, tendremosla dificultad añadida de recortar un anillo o círculogiratorio que gire independientemente de la base

Agregando círculosgraduados a una base dobson

Por Mauricio Giandinoto

astrobricolaje

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inferior, la ventaja de este sistema es laalineacion, ya que primero apuntamos con eltelescopio al norte, y luego hacemos coincidirgirando el circulo…hasta ver el 0 en el dial. Enambos casos a partir de ahí el principio defuncionamiento es el mismo.Para facilitarnos la tarea de fabricar el círculograduado sin tener que dibujarlo, y darnos a latediosa tarea de marcarlo rayita a rayita,podemos visitar el siguiente enlace:

http://www.jimeasterbrook.me.uk/astro/scope/dob/azimuth_scale.pdf

En este enlace podemos generar y ajustar elcírculo a la medida deseada para luegoimprimirlo. Como es normal, no contaremos con unaimpresora que haga en una sola hoja el tamañoque vamos a necesitar para ajustarlo al diámetrode nuestra base. Lo más cómodo es guardar esearchivo en un pen drive o un disco, y dirigirnos auna casa de impresión de planos, (o a casa dealgún amigo que tenga una impresoragrande/plotter), y pedir que escalen e imprimana la dimensión que deseemos,en la mayoría delos casos el diámetro exterior debe coincidir conel diámetro de la base.Si lo vamos a pegar directamente, este es elmomento de hacerlo, y la mejor manera eshacerlo con algun pegamento que NO sea debase acuosa, tales como cola blanca, ya quedeformaría y ablandaría el papel. Se puede usaralgun spray de contacto, pegando el círculo pormitades, fijandolo con trocitos de cinta para queno se mueva, levantando la mitad, pegandola, ya continuación terminar de pagar la parte quehabíamos asegurado con cintas.

Si de todas maneras decidimos usar cola blanca,aplicar por mitades a la base, una capa muy fina,dejando secar ligeramente, y acontinuaciónasentar el papel procurando que no quedenarrugas, y sin movimientos de desplazamientolateral, asentamos bien ayudandonos de algunaregla, de manera de pegarlo en toda lasuperficie.Para hacerlo en un anillo o círculo móvil,deberemos pegar el círculo en una base decarton grueso, o DM de 3mm, para luego poderrecortarlo. Esto se hará o con una caladoramanejada con suavidad, o en lo posible con unafresadora con compás. Sobre todo se necesitatener precision en el recorte interno del anillo,que es lo que asegurará la suavidad del giro.

Circulos graduados

Detalle de la rueda de giro

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Ahora es evidente que necesitamos ver a travesde nuestra base superior, la escala que haydebajo, para ello debemos practicar una ventana,ayudados de una broca de paleta o una sierra decorona, a la distancia desde el centro, que nospermita ver la escala.Para poder leer la escala con facilidaddeberemos incluir un dial, que nos permita mover

con exactitud la base hasta la posición deseada,o bien se dibuja en una lamina transparente(acetato o metacrilato por ejemplo) una fina