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VO: Investigación y didáctica de la astronomía en la era de la WWW (II)

German Peris Luque

Vimos anteriormente cual era la misión del observatorio virtual y someramente cuales eran los estándares establecidos para poder poner a disposición de la comunidad astronómica internacional los cada vez más numerosos archivos astronómicos existentes en el mundo; desde viejas placas de vidrio tomadas hace decenas de años hasta las más recientes observaciones multirango con telescopios como el GTC; el más grande del mundo situado en la isla de la Palma.

Una vez establecidos unos estándares para dar formato a los archivos astronómicos que deben de recoger todos los organismos que quieran ofrecer sus datos a VO, se desarrollan unas aplicaciones que entienden de esos estándares y que nos permiten acceder a diferentes archivos establecidos en diferentes partes del mundo, interpretarlos e interconectarlos, de forma que se nos devuelva una información útil susceptible de ser interpretada y hacer ciencia….o docencia.

 

Aunque las aplicaciones son ya muy variadas, vamos a ver algunas de las más usadas y nos centraremos en una de ellas, muy popular en los últimos años, utilizada no sólo por astrónomos profesionales y aficionados de todo el mundo, si no también por profesores de astronomía como recurso didáctico.

La primera que deseo mencionar es TOPCAT ( Tool  for  operations  on  catalogues and  tables);  es  una   herramienta desarrollada por Astrogrid (la iniciativa VO del Reino Unido), para manejo de datos en forma tabular en muy diversos formatos (incluyendo lógicamente FITS y VOTable). Imagen de la izquierda.

  

 

 

 

La segunda es VOSPEC; Herramienta desarrollada por el grupo  VO de la Agencia Espacial Europea (ESA), se encuentra orientada a la visualización y análisis de espectros y distribuciones espectrales de energía. Imagen de la izquierda.

 

 

 

La tercera es ALADIN, y a la que antes me hacia referencia. Sin duda un referente entre las aplicaciones del VO; Aladin es un atlas interactivo del cielo desarrollado por el grupo VO del Centro de   Datos   de   Estrasburgo   (CDS)   que   permite   visualizar   y  analizar   imágenes astronómicas así como superponer  catálogos y tablas.

 

 

 

Existen muchas más;

Representación de datos: VOPLOT (VOIndia), TOPCAT , STILTS (AstroGrid)

Imágenes & Catálogos:   ALADIN (AVO)

Espectros: VOSpec (ESA), SPLAT (Starlink), SPECview (STScI)

Discovery: VOSED (SVO), Datascope (NVO)

Cross-matching: OpenSkyQuery, Wesix (NVO),

Teoría: VisiVO (INAF)

Interoperabilidad entre aplicaciones: PLASTIC (EuroVO)

Entornos VO: AstroGrid

Web Services: CDS, NVO…

Librerías VO: PHP, PYTHON (NVO)

EDUCACIONAL: http://www.virtualobservatory.org/students/

Veamos un ejemplo de utilización de la herramienta Aladin.

 En primer lugar podemos descargarnos la aplicación o ejecutarla on-line. Es necesario tener instalado Java en el equipo y la opción que aconsejo es la descarga; un único archivo de muy pocos megas. Es uno de los portales del VO que pronto nos va a sorprender.

La última versión (versión 7) ya está disponible en castellano y ofrece mejoras en el tratamiento de los surveys entre otros.

Naturalmente necesitamos una conexión a Internet, pues nosotros le vamos a hacer peticiones a la aplicación de búsqueda de catálogos o imágenes, que la aplicación se encargará de buscar en los diferentes centros asociados al VO en todo el mundo que devuelven información en el formato entendible por la aplicación.

Pinchemos en “cargar” y seleccionemos “servidor de imágenes”. Allí le pondremos el nombre del objeto del que queremos que se nos devuelva información y el “cono” o “apertura” de búsqueda, es decir, la resolución o detalle abarcado. Seleccionemos M16 y dejemos el cono de búsqueda con el valor por defecto.

Si pinchamos “enviar” se nos devolverá en pocos segundos un índice de todas las imágenes disponibles. Seleccionemos por ejemplo “serc sr-mama de 11.5’x11.5’” y pinchamos en “enviar”.

 Ver imagen Aladin1

 La imagen nos la cargara en un plano o capa que podremos visualizar o no a nuestra voluntad. Se nos muestra el progreso de la descarga mientras dura la misma.

A continuación queremos superponer un catalogo desde por ejemplo Simbad, así que le pedimos que nos devuelva, de los diferentes “surveys” del cielo, la información de estrellas desde Simbad (manteniendo M16 y un cono de búsqueda de 14’ para que no nos cargue estrellas mucho más allá de la nebulosa).

 

El catalogo de estrellas se nos cargará en un nuevo plano, en el cual (pinchando con el botón derecho del ratón sobre el mismo), podremos establecer propiedades básicas, tanto de representación como por ejemplo de filtrado (aplicar un filtrado o cualquier operación al catálogo o a la imagen, nos creará un nuevo plano en Simbad).

 Después podemos seleccionar los catálogos del óptico de “All Vizier”. Quedémonos sólo con los V15 y VII/118. Aquí también podríamos especificar un catalogo por nombre, por ejemplo el famoso GSC2.2.

 Estando seleccionada la capa de la imagen cargada, podemos pinchar en el botón de “pixel” y realizar ajustes básicos en la presentación de la imagen. Fijémonos que la imagen esta calibrada astrométricamente, pues el catalogo de estrellas se superpone a la perfección con la imagen, lo cual es totalmente lógico y lo contrario no tendría sentido.

 También podemos crear una nueva capa de cruce entre los catálogos cargados pinchando en el botón de “cruce”.

Fijémonos que si pinchamos sobre la representación de una estrella (por defecto círculos azules, aunque como dijimos esto se puede cambiar a nuestra voluntad), bajo se nos devuelve una información completa sobre el objeto y un link a la base de datos que nos proporciona esa (y más) información del objeto, en una nueva ventana de nuestro navegador. Ya podemos empezar a entrever la potencia de Aladin, en el manejo de información perfectamente formateada.

Podemos, por ejemplo, buscar más detalles en imágenes de mucha más resolución que por ejemplo hubiera captado el telescopio espacial Hubble de esa zona (glóbulos de Bok en la nebulosa, proto-estrellas, etc).

 Para ello nos vamos a la opción “Missions” y ponemos en el campo “Mission” LogHST, ahora se nos devolverá la información disponible en una nueva capa, de aquellas zonas de las que existe imagen.

Podemos pinchar sobre alguna de las imágenes para verla con detalle.

 Naturalmente podemos operar la imagen que queramos del HST como cualquier otra imagen, estableciendo contornos, realizando mediciones de distancia con las herramientas de Aladin, etc.

 

 

 

 

 

 

 

 

Ahora estamos ya familiarizados con el funcionamiento básico de Aladin, podemos ir “jugando” un poco y comprobando con asombro la cantidad de información astronómica que está a nuestra disposición.

Próximamente veremos un ejemplo muy sencillo y didáctico, pero ahora hablemos de ciencia. Gracias a los recursos del VO no sólo es posible utilizar el VO como apoyo a investigaciones científicas, si no que es posible hacer ciencia directa, como si estuviéramos recogiendo datos directamente de un observatorio, pero en esta caso con CERO horas de observación; las observaciones están realizadas, sólo tenemos que establecer que criterios necesitamos para nuestra investigación y bucear en el VO.

 ¿Qué ciencia podemos decir que se ha hecho directamente con el VO?. Bueno, sin irnos más allá de nuestras fronteras por ejemplo la búsqueda de enanas marrones aplicando criterios de color. (Enrique Solano, LAEFF/SVO y Eduardo Martín, IAC/SVO).Con cero horas de observación en telescopios (y esto es lo que me sorprende más que los propios descubrimientos) se han encontrado 10 a la 8 candidatos a enanas marrones.

 Próximamente seguimos con más del VO, si el cielo no cae sobre nuestras cabezas.

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VO: Investigación y didáctica de la astronomía en la era de la WWW (I)

VO: Investigación y didáctica de la astronomía en la era de la WWW (I)

 

German Peris Luque

 Introducción

 Cada época de la historia ha venido marcada por unos determinados avances en nuestra comprensión del universo. Si han existido épocas en las que los cambios han sido muy lentos y sutiles, en otras por el contrario han sido espectaculares, y en algunas, como en la que estamos viviendo entrado el siglo XXI, podríamos tachar de vertiginosos.

El avance en el conocimiento del universo ha ido parejo tradicionalmente de la cantidad de datos que disponíamos de él. A mayor número de datos, tanto más podíamos aventurarnos en refutar teorías que explicaran el universo.

Sin embargo, actualmente parece que vivimos en una época en la que esa relación aparentemente simple, no se cumple. Por primera vez en la historia de la humanidad, la cantidad de datos disponibles del universo, gracias a los telescopios en tierra y a los telescopios en el espacio, cubriendo lo que se ha venido a llamar la astronomía multi rango, es tan basta, que el crecimiento de datos no va en paralelo con el avance en el conocimiento del universo.

El proyecto del Observatorio Virtual (al que me refiero en adelante por sus siglas en ingles, VO) intenta precisamente suplir el problema actual del “exceso” de datos científicos (resultados de los diferentes surveys en el pasado, presente o futuro), su interoperatividad  y la búsqueda de resultados científicos a partir de ellos, mediante  lo que se conoce como minería de datos.

 Atlas y catálogos astronómicos (un poco de historia).

Podemos situar en el siglo II antes de Cristo el primer catalogo de estrellas recopilado por Hiparco. Recogía la posición y magnitud aparente (era un concepto que se definía por primera vez) de unas 1.000 estrellas. Su popularización se vio retrasada 4 siglos,y dado a conocer de la mano de Tolomeo. El error en este catalogo de estrellas, recopilado sin medios ópticos, venía a tener una media de unos 20 minutos de arco.

  Hubo que esperar al siglo XVI a que Tycho recopilará un catalogo (aún sin medios ópticos) que rozaba la perfección de lo que se podía hacer a simple vista; 1 minuto de arco de error. Gracias a esta precisión, Kepler pudo descubrir y formular las leyes del movimiento planetario en lo que podríamos considerar la primera minería de datos (explotación) de un archivo astronómico.

Con la aparición del telescopio, y en concreto con los círculos meridianos, aumentó el número de estrellas que era posible catalogar y sobre todo la precisión de la que disponíamos que dependía principalmente del instrumento óptico empleado. Podríamos citar el catalogo de Flamsteed (3.310 estrellas) o, ya en el siglo XIX el último gran catalogo de la era pre-fotográfica; el Bonner Durchmusterung (BD para los amigos), de las manos (ojos más bien) del astrónomo prusiano  Argelander, que recogía nada menos que unas 320.000 estrellas de hasta la magnitud 9,5 con una precisión inferior a los 10 segundos de arco.

 Con la aparición de la fotografía y su rápida aplicación a la astronomía, el panorama en atlas y catálogos del cielo cambió radicalmente. El registro que permite la fotografía aumenta drásticamente el número de objetos detectables, pero sobre todo permite la objetividad en las mediciones y poder compartirlas entre astrónomos del mismo centro con mayor facilidad y menor pérdida de datos (errores).

 

Aunque algunos proyectos iniciales (Cartes du Ciel, 1887) pretendían implicar diferentes observatorios a nivel mundial en un cartografiado completo del cielo, lo cierto es que el primer trabajo destacable vino de la mano el Monte Palomar (EEUU) con su Palomar Observatory Sky Survey (POSS); 935 placas realizadas entre 1950 y 1957 con la famosa cámara Schmidt de 48 pulgadas, y que cubrían un campo de 6º de latitudes celestes entre -33º y +90º.

 

Algunos atlas fotográficos (como la propia revisión del POSS, con el POSSII, cuarenta años después) se hicieron famosos entre los observatorios profesionales, así como las compilaciones de catálogos como el de Yale (BS/HR) o el de H. Draper (HD), teniendo este ultimo 272.000 objetos.

 Se calcula que los diferentes observatorios distribuidos por todo el mundo generaron para sus diferentes campos de estudio un total de unos 3 millones de placas, muchas de las cuales terminarían en sótanos polvorientos una vez utilizadas y más aún  con la interrupción de los detectores de estado sólido CCD.

Placas sin embargo que contienen información aún útil para ciertos campos, y que deberían ser “rescatadas” y digitalizadas.

 De entre los catálogos modernos con más renombre seguro que nos suena el GSC (15 millones de estrellas), concebido en la era de la informática y la eclosión de la astronomía espacial para el apuntado del famoso telescopio espacial Hubble (HST).

 La proliferación de misiones espaciales para escrutar el cielo en diferentes bandas espectrales, diferentes surveys en tierra para cubrir todo el cielo en las bandas de visible e infrarrojo adecuadas para fotometría, astrometría y espectroscopía, en la era de la información e Internet, ha permitido generar catálogos e imágenes (a los que nos referiremos como archivos astronómicos en general) de millones y millones de objetos en diferentes rangos espectrales.

 

 

  Los actuales detectores CCD, de alta eficiencia, devuelven cada vez imágenes con más resolución y objetos más débiles con menor esfuerzo en el proceso de detección, que genera problemas, primero para la descarga o movimiento de esa información (incluyendo el almacenamiento) y después para su correspondiente análisis o reducción de datos. Para esta finalidad, y de forma clásica, cada misión espacial, o cada observatorio en tierra, ha generado su propio software, encontrándonos un panorama de grandes volúmenes de información inconexa y con unas formas muy diferentes de trabajar los datos.

El primer “archivo” astronómico a disposición de la comunidad astronomita internacional fue el archivo INES, que devolvía información de los 235.000 espectros en el UV captados por el telescopio espacial IUE (Esa, 1978).

VIZIER, fue el primer “servicio” puesto en marcha por el Centro de Datos de Strasburgo (CDS) que proporciona acceso a unos 8000 catálogos diferentes, y que puso en evidencia la necesidad de homogeneizar los diferentes archivos astronómicos distribuidos por todo el mundo; así Vizier nos devolvía 144 nombres diferentes para referirse a la magnitud V del sistema fotométrico Johnson.

 Introducción al VO

El Observatorio Virtual (VO) es una iniciativa internacional, iniciada en el año 2.000, cuyo objetivo es solucionar los problemas de falta de homogeneidad en los diferentes archivos astronómicos existentes y el problema de la ineficiente gestión de grandísimos volúmenes de datos para su explotación científica. Es un proyecto en desarrollo y mejora que ha implicado a organismos de prestigio internacional.

El VO definirá una semántica, un protocolo de acceso, un formato y un modelo de datos común, para poner a disposición de toda la comunidad científica todos los datos disponibles de los diferentes archivos astronómicos distribuidos por todo el mundo.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

En junio de 2002 se fundó la alianza del observatorio virtual internacional (IVOA) que contiene actualmente la iniciativa común de unos 20 países que busca consolidar una plataforma común de acceso a datos astronómicos, entre ellas ese encuentra la desarrollada por SVO, de nuestro país, gestionado por el Centro de Datos de Astrobiología (CAB, CSIC).

Las posibilidades que ofrece el VO son impactantes cuanto menos, y sólo cuando manipulamos algunas de las diferentes herramientas desarrolladas por el VO (Topcat, Aladin, VOspec, VOsed,VOplot,…) comprendemos esta caracterización. Por ejemplo, es posible hacer ciencia con 0 horas de uso de telescopios, sencillamente empleando la minería de datos para los peta bytes de información repartida alrededor de todo el mundo y accesible de una forma sencilla, rápida y efectiva.

El VO es un proyecto desarrollado por científicos para científicos, y permite por primera vez en la historia un acceso a una información científica dispersa, de una forma casi increíblemente interconexa, enlazando  a múltiples archivos astronómicos de los mismos objetos, tomados desde diferentes proyectos y en muy diferentes épocas.

Como primera aproximación, nos valdrá decir que el VO es a la astronomía moderna como el buscador de Internet Google es a la búsqueda de información de Internet, pero con el plus añadido que la información devuelta se nos muestra de forma sencilla según nuestros criterios y nos permite bucear hasta hacer ciencia.

Destacar la importancia del VO, así el GTC, actualmente el telescopio más potente del mundo, ubicado en el Roque de los Muchachos (La Palma), ya devuelve los datos en el formato establecido por el VO.

Veremos en la siguiente entrada algunas aplicaciones del VO y la potencialidad didáctica que también ofrece para estudiantes de astronomía o astrofísica.

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Un observatorio astronómico para Galicia

Germán Peris Luque.

Observatorio Astronómico de Forcarei (OAF)

 Imagen superior; el observatorio del OAF durante una noche de invierno
 
 Hace cinco  años y por iniciativa de la Asociación Astronómica de Rias Baixas, nacía un proyecto de construcción de un observatorio astronómico semiprofesional en tierras gallegas. Por aquel entonces el observatorio de mayor abertura en Galicia era el de la Universidad de Santiago, con 60 cm de diámetro, pero por desgracia ubicado en el entorno urbano de la preciosa ciudad de Santiago. Sin duda una ubicación buena para la divulgación y para la formación de futuros astrofísicos, pero con limitaciones para la investigación en muchos campos de la astronomía observacional por la proliferación de las luces urbanas.

Después de estudios detallados sobre una ubicación adecuada en los que se debía barajar variables muy diferentes, como prospecciones de la calidad de cielo, lejanía de parques eólicos, accesos, etc…se decidió su ubicación en la localidad de Forcarei (Pontevedra), gracias no sólo a la buena calidad del cielo y su comuncación, si no a la completa colaboración y facilidades mostradas en todo momento por el Concello y su alcalde David Raposeiras. La imagen de la izquierda es el momento de su inauguración el 13 de marzo de 2009.

 

Gracias a diferentes colaboraciones de entidades públicas; Concello de Forcarei, Xunta de Galicia y Ministerio de Agricultura e Unión Europea, hace justo dos años ahora se hacía realidad el proyecto y veía su primera luz un magnifico instrumento; un telescopio de la prestigiosa óptica americana RCOS de 51 centímetros F:8 (en configuración RC) sobre una montura ecuatorial Paramount ME y como detector principal una cámara CCD ST11000 con un tamaño del chip equivalente a un negativo de 35 milímetros  y un tamaño de píxel de 9 micras, lo que da una resolución aproximada de 0,5” por píxel. Para hacernos una idea grafica, con este telescopio y cámara, en configuración a foco primario, podemos casi abarcar la luna llena, y alcanzar detalles con una resolución  inferiores al kilómetro.

El observatorio, plenamente operativo, y actualmente gestionado por la Fundación  Ceo, Ciencia e Cultura (FC3), formada por AstroVigo, Concello de Forcarei y la Universidad de Vigo, tiene dos líneas bien marcadas; una destinada a la investigación en cualquier campo que quede al alcance del instrumento y una segunda y especialmente importante que es la divulgación y formación, destacando en esta última una gran multitud de visitas de estudiantes y público en general.

 

El observatorio además abre sus puertas al público todos los viernes y sábados no festivos entre las 20:30 y 23 horas, atendiendo a personas de lo más diversas que se encuentran atraídas de forma casual por el edificio singular, o que han conocido su existencia por otros vecinos del Concello o por la página Web de la Fundación FC3, a través de la cual es posible la realización de reservas para visitas o la solicitud de tiempos de observación para aficionados y profesionales de cualquier punto de nuestro estado.

 

Recientemente además se ha celebrado en Forcarei una reunión de representantes de las asociaciones astronómicas gallegas (imagen de la izquierda) para hacer llegar el mensaje de que el observatorio está abierto a todo el mundo y especialmente a los aficionados gallegos; no es un ente cerrado y tan sólo hay que pedir adecuadamente tiempos para conseguir observaciones, tanto presenciales como asistidas, es decir realizadas por el operador del observatorio a petición.

 

 

En proceso continuo de mejoras, se abren nuevas perspectivas que incluirán no sólo la adquisición de nuevo instrumental científico y divulgativo, si no la construcción en un futuro muy próximo de un segundo edificio polifuncional que podría contar entre otros de un planetario para la formación de escolares y público en general.

En un futuro próximo está previsto incluso la robotización completa y operación a través de Internet, tras la asignación de tiempos a los observadores solicitantes.

 

 Sorprende que en un clima complicado como el reinante en Galicia, podamos disfrutar de forma sencilla, de un telescopio con una potencia semejante, pero cuando las noches son estrelladas y transparentes queda comprobado la efectividad y espectacularidad de las tomas del cielo….al alcance de todos.

Algunas tomas desde el observatorio de Forcarei por el autor (sin apenas procesar).

Nebulosa del Cangrejo M1 en Tauro

M13 en Hércules.

M42 en Orión (3 tomas RGBx 10 minutos)

M63; La galaxia del girasol en Canes.

M64, Galaxia del Ojo Negro en Coma.

M97. Nebulosa planetaria de la Lechuza en Osa Mayor.

M101. La Galaxia del Molinete en Osa Mayor.

M106. Galaxia en Canes.

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El arte en la astronomía

Saturno por Cassini

En nuestra sociedad suele existir una tendencia bastante popular a pensar que la ciencia y el arte son dos cosas diametralmente opuestas. Es cierto que existe una distancia entre ambas disciplinas, no tan acentuada como aquellos que piensan que la cultura es sólamente saber “de letras” y/o que “las ciencias” no son importantes, pero existe. Sin embargo, una vez te adentras en el mundo de la ciencia puedes encontrarte con cosas que se parecen más al arte que a la propia ciencia. En esta entrada os voy a hablar sobre algunas de las curiosidades artísticas de la astronomía, por ser quizá una de las ramas que mayores posibilidades ofrece para disfrutarla de forma visual, e incluso sonora.

La astronomía, así como la astrofísica, se basa principalmente en las observaciones realizadas por telescopios y radioantenas, ya sean con base terrestre o espacial. Debido a que nuestra atmósfera es una mala compañera que nos perturba las imágenes y nos hace invisible el cielo a ciertas longitudes de onda, lo mejor es salirnos siempre que podemos fuera de nuestro planeta para observar. Esto supone un mayor costo económico, pero se gana en potencia y nitidez en las imágenes que recibamos, lo que a la postre supone unos resultados científicos más precisos al estudiar los datos.

Otra propiedad importante de la astrofísica es que podemos observar el universo en el espectro electromagnético completo, es decir, desde las amplias ondas de radio a los energéticos rayos gamma. Desde tierra no podemos captar algunas emisiones, como bien podemos ver en la imagen inferior en la que se representa la absorción por parte de la atmósfera de diferentes tipos de radiación electromagnética. Así pues, los rayos gamma, rayos X, ultravioleta o infrarrojo no somos capaces de observarlos con un telescopio terrestre, y es necesario salirse al espacio para estudiar el universo en dichas longitudes de onda.

Absorcion de la radiación por parte de la atmósfera

Y aquí es dónde comienza a aparecer el arte en la astronomía. La gran mayoría de las astrofotografías realizadas por los telescopios espaciales están tomadas en una zona del espectro electromagnético que no es visible al ojo humano, es decir, no está en la región óptica en la que aparecen los colores. Esto quiere decir que en estas imágenes es completamente imposible que podamos ver algún color. Sin embargo en casi todas las fotografías que podemos observar en internet o los medios de comunicación sí que están a color. ¿Dónde está el truco entonces? La respuesta es muy sencilla: aplicando una simple transformación a la imagen para darla falso color.

El falso color se puede realizar con una sola tonalidad como por ejemplo hacen las cámaras de visión nocturna, en las que las imágenes son de color verde; o se puede realizar con la totalidad del espectro de colores. Este último caso es el más llamativo desde el punto de vista artístico pues siempre es más bonito ver una imagen con diferentes colores y tonalidades que una imagen monocromática. La forma de hacer esto último es sencilla e ingeniosa. Se coge la imagen obtenida por el telescopio y se asigna a la mayor longitud de onda observada el color rojo. Por otro lado, a la menor longitud de onda observada se le asigna el color azul. El resto de colores, se van dando de forma homogénea según el resto de frecuencias que haya en la imagen. Una aplicación de este método se puede ver en la siguiente fotografía de nuestro Sol tomada por el telescopio espacial SOHO de la NASA en luz ultravioleta.

El Sol en ultravioleta por el SOHO

Otra forma artística de observar y comprender el universo puede ser escuchándolo. Como ya sabréis, en el medio interestelar o interplanetario es imposible la propagación de una onda mecánica como es el sonido, pero podemos hacer una transformación para convertir la radiación electromagnética en sonido, al igual que hacemos en la Tierra con las ondas de radio. Esta conversión se puede realizar sea cual sea la longitud de onda de la radiación electromagnética, es decir no es algo único de las ondas de radio, y los sonidos resultantes pueden llegar a ser muy bonitos. Como ejemplo, os voy a dejar con los sonidos de un conjunto de 16 púlsares del cúmulo 47 Tucanae que llegan a sonar bastante armónicos. Existen muchas más “grabaciones sonoras” de púlsares y cuerpos de nuestro Sistema Solar que os invito a buscar por la red.

Así pues, tenemos que la astronomía, pese a ser una ciencia pura, muy basada en la observación y comprobación de hipótesis, tiene también un aspecto artístico que nos permite tener imágenes y fotografías que, bajo mi punto de vista, son las mayores joyas que podemos alcanzar hoy en día. Quizá no sean un cuadro de Picasso, Goya, o Van Gogh, pero las astrofotografías, en cierto modo, son pequeñas pinceladas del pasado que nos muestran de dónde venimos y, lo que es mejor, hacia dónde vamos.

Saludos ;)

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Segunda campaña de observación IACO

IACO - www.iaco.es

IACO - www.iaco.es

Ya está casi aquí la segunda campaña de observación del proyecto Iaco, un proyecto asociado al IYA para medir la terrible contaminación luminica del cielo español. Os animo desde aquí a participar, hacer una medida es tan fácil como salir a la calle y comprar las constelaciones elegidas con unas hojas, a menos estrellas mas CL. Con 5 minutos puedes contribuir a este estudio a nivel estatal coordinado por la sociedad malagueña de astrnomía. Esta segunda tanda de observaciones será del 16 al 28 de marzo entre las 20:30 y las 22:30. No tienes excusa para no hacerlo. Tienes más información en su página web.

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Las orejas de Saturno

Los anillos de Saturno se observaron por primera vez en julio de 1610, hace algo menos de 400 años. El mérito fue para el italiano Galileo Galilei. Y tiene mérito en parte porque las imágenes que daba el recién inventado telescopio eran de baja calidad; y en parte también porque hacía tan sólo unos meses que Galileo había descubierto los cuatro satélites mayores de Júpiter, es decir, los tenía muy recientes.

La mutulización de Urano por Saturno. FOTO: Pintura de Giorgio Vasari y Gherardi Christofano del siglo XVI expuesta en el Palazzo Vecchio, Florencia (Italia).

"La mutulización de Urano por Saturno". FOTO: Pintura de Giorgio Vasari y Gherardi Christofano del siglo XVI expuesta en el Palazzo Vecchio, Florencia (Italia).

Galileo pensó inicialmente que las estructuras borrosas que veía eran dos satélites muy próximos a Saturno. Incluso se llegó a decir que Galileo había visto ‘dos orejas’ a Saturno. Pero cambió de opinión. Con el tesón que le era característico, Galileo observó durante un tiempo aquellas ‘orejas’ que asomaban a cada lado del planeta. En unas semanas se dio cuenta de que éstos no cambiaban de posición respecto a Saturno de una noche a la siguiente y, además, fueron desapareciendo hasta el año 1612. Entonces sucedió algo que se repetirá en 2009: los anillos quedarán orientados de tal manera que desde nuestra posición, desde la Tierra, quedan planos y, como en 1612, dejarán de verse.

A medida que Saturno gira alrededor del Sol, periódicamente sus anillos se sitúan inclinados hacia la Tierra (esto ocurre de hecho cada 14 ó 15 años) y, por lo tanto, puede parecer que han desaparecido. Debido a que los anillos son muy finos cuando se observan con pequeños telescopios -como los que usaba Galileo y sus contemporáneos- Saturno podía pensarse que pierde sus anillos.

Según se ha ido observando, esta no coincidencia de los planos entre nuestro punto de vista y la inclinación de los anillos permite a los astrónomos ver por completo el disco planetario. Es, además, una buena oportunidad para estudiar el perfil de los anillos, buscar nuevos satélites del planeta y observar los anillos menos densos que, al ponerse de canto son más visibles. También es un buen momento para contemplar el misterioso polo norte azulado del planeta. Y es que, hace pocos años, en 2005, la sonda espacial Cassini sobrevoló el hemisferio norte y descubrió que los cielos allí son de color azul celeste y sus nubes amarillentas, pero por alguna razón en latitudes más septentrionales en el norte las nubes se aclaran, dejando un cielo de color azulado similar al nuestro.

Galileo Galilei no tuvo en cuenta esta circunstancia y dejó por unos meses de observar el planeta. Tampoco contaba con el instrumental adecuado.

Una imagen de Saturno tomada por el autor del artículo en marzo de 2007.

Una imagen de Saturno tomada por el autor del artículo en marzo de 2007.

Mientras, los astrónomos de la época hacían toda serie de conjeturas acerca del origen de estas ‘orejas’. Alguna de estas explicaciones incluían la posibilidad de que Saturno tuviera como dos asas o que fueran satélites muy concentrados sólo en sendas zonas ‘traseras’ del planeta, por lo que ni siquiera proyectaban sombra alguna.

Siglos más tarde, en 1655, el astrónomo Christiaan Huygens afirmó que tales apéndices no eran sino anillos de materia dispuestos en el plano ecuatorial, es decir, orbitando el planeta. Huygens explicaba que según cuáles fueran las posiciones de Saturno y de la Tierra en sus órbitas alrededor del Sol, la inclinación del disco respecto a la Tierra variaba.

Dibujo de Saturno realizado por Galileo Galilei en 1610. Crédito: Rutherford Appleton Laboratory .Dibujo realizado por Galileo en 1612. Crédito:

Dibujos de Saturno realizados por Galileo Galilei en 1610 (arriba) y 1616 (centro) y dibujo realizado por Huygens en 1655 (abajo). Crédito: Rutherford Appleton Laboratory .

Más tarde, un par de siglos después de aquella aclaración de Huygens, Giovanni Cassini planteó la posibilidad de que estos anillos no fueran como ‘placas’ de materia orbitando. Cassini observó zonas de distinto color y, por tanto, de distinta densidad y composición de materiales en el supuesto gran anillo de Saturno. De este modo, en 1675, Giovanni Cassini dividió el anillo de Saturno en dos, estableciéndose el nombre de división de Cassini a esta zona oscura que se observa en los anillos en su honor.

Poco antes de dar comienzo el siglo XIX, el matemático Pierre-Simon Laplace añadió al estudio de Saturno la hipótesis de que los anillos estaban formados por muchos anillos delgados separados entre sí por la fuerza centrífuga generada por la rotación del planeta.

En 1857, James Clerk Maxwell demostró de forma matemática que los anillos delgados estaban formados en realidad por numerosas masas pequeñas que mantenían órbitas independientes.

En 1895 los investigadores James Keeler y William Campbell dedujeron la velocidad de las partículas en los anillos a partir de su desplazamiento Doppler, es decir, midiendo los cambios en la longitud de onda de las líneas espectrales de la luz del Sol que las partículas de los anillos reflejan hacia nosotros. Se comprobó experimentalmente que los anillos orbitan a una velocidad distinta a la de la atmósfera planetaria. Y, también, se comprobó que los anillos interiores giran a una mayor velocidad que los anillos exteriores.

Así pues, este año 2009 y, sobre todo a partir de estas fechas en las que Saturno comienza a verse bien a horas tempranas de la noche, en la Constelación de Leo, es un buen momento para recordar aquella experiencia que intrigó a Galileo y, de paso, observar con todo su esplendor el disco planetario de Saturno. Saturno perderá sus anillos el próximo día 4 de septiembre cuando se encuentren perpendiculares a nuestro punto de vista.

Saturno y la posición de sus anillos en 2007 y 2008. FOTO: www.saturndaily.com

Saturno y la posición de sus anillos en 2007 y 2008. FOTO: www.saturndaily.com

En wikipedia, enciclopedia libre, se puede leer lo siguiente acerca de la observación de Saturno: El planeta se observa a simple vista en el cielo nocturno como un punto luminoso (que no parpadea) brillante y amarillento cuyo brillo varía normalmente entre la magnitud +1 y la 0, toma aproximadamente 29 años y medio en realizar una traslación completa en su órbita con respecto a las estrellas de fondo pertenecientes al zodiaco. Con apoyo óptico, como con grandes binoculares o un telescopio, se necesita una magnificación de al menos 20x para que la mayoría de las personas puedan distinguir claramente los anillos de Saturno.

Manuel Rodríguez de Viguri. Astroingeo-Ciudad de las Estrellas
Viguri(@)ya.com; info(@)ciudaddelasestrellas.org

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De las Estrellas y Constelaciones

Trazos estelares sobre la montaña

Trazos estelares desde Xiva de Morella

Estrellas

De todos es sabido hoy en día que las estrellas son soles como el nuestro, más grandes o más pequeños, que se encuentran a centenares, miles o decenas de miles de años luz de distancia de nuestro planeta y que son cuerpos, que al igual que nuestro Sol, emiten luz propia debido a las reacciones de fusión nuclear que se produce en sus núcleos.

Pero estos conocimientos tan básicos, al alcance de una gran parte de la población mundial, hace cuatrocientos años, cuando Galileo alzó su primitivo telescopio a los cielos con ojos de descubrimiento, era completamente desconocido. De hecho, conocimientos tan sencillos como los que se describen a continuación, han costado más de cuatro siglos en llegarse a descubrir.

Todas las estrellas que vemos a simple vista en una noche oscura, lejos de las luces de nuestras ciudades, son estrellas de nuestra galaxia, e incluso todas aquellas estrellas que observemos con unos prismáticos o con nuestros más potentes telescopios también pertenecen a nuestro sistema galáctico; un enorme conglomerado de estrellas y nebulosas con más de 100.000 millones de componentes unidos por la fuerza de la Gravedad que descubrió Newton en el siglo XVII.

Nos es imposible discernir estrellas en otras galaxias por lo alejadas que estás se encuentran, y sólo ha sido posible empezar a observar estrellas individuales muy brillantes en galaxias “cercanas” gracias a los más grandes telescopios de nueva tecnología, como por ejemplo el telescopio espacial Hubble (HST).

El registro de las posiciones de las estrellas de nuestra galaxia en unas listas denominadas catálogos estelares constituye una base de referencia fundamental para el desarrollo de la astronomía, como pueden ser para la determinación del tiempo, los fenómenos de precesión y nutación, el movimiento propio de las estrellas, etc.

El catálogo estelar más antiguo del que tenemos constancia fue elaborado por el astrónomo griego Hiparco en el año 127 A.C. y contenía las posiciones de más de 1000 estrellas divididas en seis clases de acuerdo con su brillo aparente. Los árabes conservaron otro catálogo de estrellas denominado “Almagesto” elaborado originalmente por Claudio Ptolomeo (con un total de 1080 estrellas divididas en 48 zonas), de esta obra hemos heredado la costumbre de agrupar las estrellas en clases de brillo o magnitudes. Las clases de brillo recibieron el nombre de magnitud, llamando a las más brillantes de 1ª magnitud, de 2ª, 3ª, 4ª, etc., hasta la 6ª magnitud, éstas últimas son las estrellas más débiles que se distinguen a simple vista.

orion

J. Bayer introdujo la nomenclatura de letras griegas para nombrar, en orden de brillo aparente o magnitud, las estrellas de una misma constelación. Así tenemos que la estrella más brillante del Can Mayor será alfa Canis Maioris o también Sirius pues conserva el nombre que le asignaron los antiguos.

Las estrellas más brillantes de las constelaciones Boreales suelen conservar su nombre antiguo, y aún suelen ser habitualmente utilizados por astrónomos aficionados y profesionales; Sirius, Procyon, Betelgeuse, Rigel, Antares, Aldebarán, Castor, Pólux, Capella, Mirfak, Enif, Altair, Deneb, Vega y así alguna decenas más de estrellas mantienen sus nombres de la antigüedad.

El número de estrellas visibles a simple vista es aproximadamente 6.500, siendo 20 estrellas de 1ª magnitud, cerca de 60 de 2ª magnitud, próximo a 200 estrellas de 3ª magnitud, unas 600 de 4ª magnitud, unas 1.600 estrellas de 5ª magnitud y más de 4.000 de 6ª. Suponiendo que las estrellas se encuentran repartidas por igual en el firmamento, un observador en un instante determinado verá simultáneamente en toda la esfera celeste unas 3.000 estrellas.

Cuando miramos una estrella la primera característica que percibimos es su brillo. El brillo es una medida de la cantidad de energía que recibimos de una estrella.

Si nos fijamos en una noche transparente, no todas las estrellas presentan la misma coloración, mientras que unas son rojizas o claramente anaranjadas, otras son blancas o ligeramente azuladas. Esta simple observación si que nos aporta información sobre la física estelar.

Se atribuye a Newton el haber sido el primero que, utilizando un prisma, descompuso la luz blanca en sus colores fundamentales. En el año 1814 Josef Fraunhoffer descubrió unas misteriosas líneas oscuras que cruzaban el espectro. Utilizando letras nominó las más intensas y llegó a contar casi 600. En 1850 Gustav Kirchoff comparó las líneas del espectro solar con las obtenidas a partir del análisis espectral de los elementos, con este trabajo logró identificar los elementos presentes en la atmósfera del Sol.

espectros

En los primeros años del siglo XX se comenzó a establecer una clasificación de los espectros de las diferentes estrellas, asignándole una letra a cada tipo de espectro. Después de descartar las clases innecesarias la clasificación se redujo a 7 tipos que corresponden con las letras O, B, A, F, G, K, M.

Últimamente se han añadido dos clases espectrales adicionales, C y S, para clasificar unas pocas estrellas con características especiales. Para obtener una clasificación más precisa se divide cada clase espectral en 10 subclases numeradas de 0 a 9, comenzando por O3.

Sorprende conocer que las estrellas nos han dicho desde muy antiguo cosas sobre ellas, pero que hemos tardado siglos en interpretarlos y que aún nos quedan decenios en completarlos.

En la próxima entrada hablaremos de las constelaciones, los agrupamientos casuales de las estrellas en el cielo y que durante muchos siglos se les atribuyeron poderes mágicos.

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El tamaño sí que importa… a veces

SolLejos de lo que suele representar siempre una frase como la que he elegido para el título de esta entrada, esta entrada trata sobre la magnitud de brillo de las estrellas. Todos los que estéis un poco puestos en el mundillo de la astronomía o la astrofísica ya sabréis que para catalogar el brillo de una estrella se usa una escala de magnitudes que en principio iba del 1 al 6, pero que con el tiempo se ha ido incrementando tanto hacia valores mayores que 6 como menores que 1, incluyendo números negativos. Con esta entrada os mostraré qué significan estos valores y qué relación tienen con el tamaño y la distancia de las estrellas estudiadas. Comencemos.

La escala para medir el brillo de las estrellas recibe el nombre de magnitud y fue utilizada por primera vez por un astrónomo de la Antigua Grecia llamado Hiparco de Nicea. Catalogó las estrellas más visibles en el firmamento con la magnitud 1 y las menos visibles con la magnitud 6. Lógicamente, en esa época no tenían instrumentos de medida de la luminosidad de estas estrellas así que esta escala es simplemente una aproximación de lo que el ojo humano podía medir, es decir, es completamente subjetiva.

Fue a mediados del siglo XIX cuando un señor llamado Norman Pogson propuso que la intensidad de una estrella de magnitud uno era 100 veces superior a la intensidad de una estrella de magnitud 6. Esta teoría concordaba con lo que se observaba con los instrumentos de medida, de modo que la intensidad entre cada magnitud se convirtió en la manera científica de catalogar a las estrellas en la escala. Haciendo cálculos que tenéis perfectamente explicados en la Wikipedia, se puede comprobar que al pasar de una magnitud de la escala a otra se aumenta o disminuye la intensidad en un factor de aproximadamente 2,5. A partir de esto, se pudieron catalogar estrellas con magnitud mayor que 6 y con menor que 1, pero siempre manteniendo este factor 2,5 entre cada entero de magnitud.

Para aclarar un poco más las cosas, la magnitud se ha dividido en tres tipos. Simplemente os hago una pequeña descripción, sin entrar en más detalles.

  • La magnitud aparente es la intensidad que nos llega de un objeto. Es la escala que se suele utilizar habitualmente, aunque no es una medida demasiado precisa ya que dependiendo de donde nos encontremos en nuestro universo, este valor va a cambiar. El motivo es que cuanto más cerca estemos de una estrella más magnitud aparente tendrá y viceversa.
  • La magnitud visual es la magnitud de una estrella estimada con el ojo humano. Realmente es el mismo tipo que la anterior, pero la destaco por motivos históricos ya que fue la base de la escala realizada por Hiparco de Nicea.
  • La magnitud absoluta es la magnitud aparente que tendría un objeto si éste estuviera situado a una distancia de 10 pársecs, es decir 32,6 años luz. Esta es la escala más fiable ya que es objetiva, es decir, cualquier objeto puede ser catalogado de una manera más general y se pueden realizar comparaciones.

Magnitudes del Sol

Así pues ya podemos hacer una clasificación de las magnitudes aparentes de los principales objetos de nuestro firmamento. La estrella que nos da la vida, nuestro querido Sol tiene una magnitud de -26,8. Como veis un valor muy elevado en cuando a la intensidad que recibimos de él, lo cual es completamente lógico debido a su proximidad. El otro astro que tenemos más cerca es nuestra Luna, la cual tiene una magnitud que ronda los -12,6 cuando está en fase de Luna llena. Si recordáis el eclipse lunar que tuvo lugar el 21 de febrero del año pasado, la Luna fue eclipsada por la Tierra y su luminosidad, si no tuviéramos en cuenta el brillo de la Tierra, habría bajado hasta un valor de magnitud 10,19, que es aproximadamente la magnitud del tercer asteroide en ser descubierto, cuyo nombre es Juno y está en el cinturón de asteroides. Ahora bien, ¿por qué si tienen la misma magnitud, a Juno no lo vemos y a la Luna sí? Como bien podéis adivinar, es simplemente una cuestión de distancias y tamaños.

arcturus-solSi nos vamos a estrellas grandes como una gigante naranja como en el caso de Arturo, tenemos que posee una gran luminosidad ya que su magnitud es -0,04, pese a encontrarse a 36,7 años luz. Otro caso puede ser la supergigante azul Rigel cuya magnitud es 0,12 y está a la larga distancia de 773 años luz. Pero como extremo de estrellas gigantes está la más grande conocida, VY Canis Majoris, que al estar a 5000 años luz de distancia únicamente tiene una magnitud de brillo 9,5. Y si ahora nos vamos a estrellas pequeñas, tenemos Alpha Centauri A (recordar que el sistema Alpha Centauri es triple) que es ligeramente mayor que el Sol y tiene una magnitud de -0,01 debido a su gran proximidad a la Tierra, unos 4,4 años luz. Aunque la estrella más cercana del sistema Alpha Centauri, la famosa Próxima Centauri, al tratarse de una pequeña enana roja, tiene un brillo de magnitud 11. Y la estrella más brillante de nuestro cielo, Sirius, perteneciente al Can Mayor tiene un brillo de magnitud -1,5 y es casi el doble de grande que nuestro Sol. Es una estrella blanca de secuencia principal que se encuentra a 8,7 años luz.

En resumen. Tal y como podéis comprobar de este último párrafo el tamaño sí que importa en la magnitud aparente de brillo de los astros; pero no siempre, ya que la distancia a la que se encuentre la estrella o cualquier otro astro también es determinante. Hay otros factores que no he tenido en cuenta y que son importantes, como los motivos por los un astro tiene más o menos luminosidad o el tipo de radiación que emiten, pero como primera aproximación lo que os he contando es correcto.

Esto es todo por hoy. El mes que viene hablaremos de cómo medir la distancia a las estrellas que es otro tema muy interesante y que nos sirve de complemento para esta entrada.

Saludos ;)

Alpha Centauri vs Sol

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Partiview – Un Universo digital

http://www.haydenplanetarium.org/universe/partiview/

¿A qué distancia están las estrellas? Mirando al cielo en una noche estrellada uno puede llegar a pensar que ciertamente cerca, al menos lo bastante cerca como para llegar utilizando un vehículo espacial en un tiempo razonable. Pero en cualquier libro o revista de astronomía encontraremos que las estrellas están a cientos de billones de kilómetros de distancia y sólo para llegar a la más próxima habría que aventurarse en un viaje de miles de años. Pensaremos entonces que tales viajes interestelares son posibles solamente en nuestra imaginación.

Los mapas y cartas celestes nos resultan familiares. Es habitual disponer de una carta celeste redonda y plana que representa las estrellas visibles a nuestra latitud. O puede que hayamos visto alguna esfera celeste, al estilo de un globo terráqueo, que representa las estrellas del firmamento como puntos en su superficie redonda.

Pero tanto las cartas como las esferas celestes y otros tipos de mapas estelares son representaciones planas de un mundo tridimensional. Nadie cree, o nadie debería pensar, como en la Edad Media, que todas las estrellas están a la misma distancia de nosotros y menos aún ligadas a una esfera.

Con un ordenador y programas como Partiview, y el atlas o catálogo de objetos llamado el “Universo Digital”, desarrollado por el Planetario Hayden del Museo de Historia Natural de Nueva York, financiado por la NASA, ya no tenemos que conformarnos con realizar viajes espaciales a otras estrellas sólo en nuestra imaginación.

Con Partiview podemos viajar, por ejemplo, en dirección a la familiar constelación de la Osa Mayor a una velocidad mucho mayor que la de la luz. Enseguida notaremos que la forma de la constelación cambia lentamente. Dejaremos atrás la estrella más cercana de la conocida figura del carro, después otra, y luego otra, y entonces la figura habrá perdido por completo su forma de carro. Lo que desde la Tierra nos parecía un grupo de estrellas relacionadas, ahora no es más que un conjunto de estrellas inconexas. Las constelaciones pierden todo sentido en un viaje interestelar.

Fig. 1: Mirando hacia la Osa Mayor

Fig. 1: Mirando hacia la Osa Mayor

Fig. 2: A 57 años-luz del Sol, mirando en la dirección de la Osa Mayor.

Fig. 2: A 57 años-luz del Sol, mirando en la dirección de la Osa Mayor.

Con Partiview podemos viajar hasta objetos cercanos como nuestras vecinas estrellas, o hasta el otro extremo de nuestra Galaxia, o salir de ella y contemplar nuestro Grupo Local de galaxias, o mucho más lejos, hasta los objetos más distantes y antiguos conocidos del Universo. Y en todo momento, nosotros somos los que decidimos hacia dónde dirigimos nuestra atención y en qué dirección queremos viajar.

Podemos contemplar la Vía Láctea o Camino de Santiago en dirección al centro de la Galaxia, la espectacular región de Sagitario visible en verano. Y podemos verlo con otros ojos, los que nos brindan telescopios en tierra y en órbita, ojos sensibles no a la luz visible sino al infrarrojo, rayos X y gamma, o a las ondas de radio, que son así capaces de explorar las nebulosas donde se forman nuevas estrellas, regiones de hidrógeno ionizado o de polvo interestelar, así como púlsares y remanentes de supernovas, los restos de estrellas que dejaron de brillar hace cientos o miles de años.

También podemos constatar que vivimos en el disco de nuestra Galaxia, y hacia las afueras, notando cómo se distribuyen los cúmulos dispersos de estrellas y asociaciones estelares jóvenes, los cúmulos globulares, las nebulosas planetarias o los restos de supernovas.

Fig. 3: Una representación de La Vía Láctea, nuestra galaxia, y señalada mediante ejes de referencia, la posición de nuestro Sol.

Fig. 3: Una representación de La Vía Láctea, nuestra galaxia, y señalada mediante ejes de referencia, la posición de nuestro Sol.

El Universo Digital ha sido posible sólo tras siglos de ciencia y observación astronómica (esto ha proporcionado el conocimiento), y el desarrollo de las nuevas tecnologías (esto ha hecho posible que podamos disfrutarlo en nuestro ordenador personal). Cientos de miles de objetos se han incorporado en este atlas, que en su conjunto nos hace más fácil comprender el Universo en toda su magnitud.

La base del Universo Digital está en la representación de los objetos en la dirección precisa (el equivalente a la latitud y longitud) y a la distancia correcta. Pero esa distancia no ha sido nunca algo fácil de conocer. La primera estimación relativamente precisa de la distancia de una estrella se hizo hace sólo algo más de un siglo y medio. Hasta entonces poco se podía decir de la distancia de las estrellas, excepto que realmente es enorme.

Las primeras distancias a estrellas se midieron mediante el llamado paralaje anual de la Tierra. Es un efecto de perspectiva, que hace que las estrellas cercanas nos parezcan que están situadas en cierta posición respecto a las estrellas mucho más lejanas, pero en otra posición ligeramente movida seis meses después, cuando la Tierra está en el otro extremo de su órbita en torno al Sol.

Sin embargo el paralaje sirve sólo para conocer la distancia de las estrellas más cercanas, hasta unos 500 años-luz, una distancia enorme que sin embargo representa tan sólo una minúscula fracción del tamaño de la Galaxia. La mayoría de los planetas extrasolares descubiertos no distan más de unos 100 años-luz de nosotros.

Existe una clase de estrellas cuyo brillo cambia periódicamente, las Cefeidas, estrellas gigantes y frías cuya luminosidad está relacionada con el ritmo al que varía. El descubrimiento de este fenómeno permitió establecer una forma de medir distancias a estrellas mucho más lejanas que con el método del paralaje, incluso situadas en otras galaxias, hasta unos 50 millones de años-luz. A modo de referencia, la galaxia de Andrómeda, que pertenece al Grupo Local de Galaxias, en el que están la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes, se encuentra a 2 millones de años-luz.

Pero aún es posible determinar distancias mucho mayores mediante el desplazamiento al rojo de la luz que emiten las galaxias y los quásares. El Universo se expande desde que comenzó con el Big Bang hace unos 13.700 millones de años. Debido a la expansión las galaxias parecen alejarse de nosotros, tanto más rápido cuanto más lejos están (en realidad se trata de una ilusión: el espacio es el que se estira, y se lleva a los cúmulos de galaxias con él). Al mismo tiempo, por alejarse, su luz nos parece algo más roja, tanto más roja cuanto más rápido se alejan. Por tanto cuanto más enrojecida es su luz, más lejos están de nosotros. Así es como conocemos la distancia a la que se encuentran los objetos más lejanos del universo, desde cientos a varios miles de millones de años luz. Cuando se visualizan todos estos objetos en Partiview salta a la vista la fascinante y sorprendente estructura “esponjosa” (con filamentos, nudos y espacios vacíos) de la distribución de los cúmulos y supercúmulos de galaxias.

Fig. 4: Distribución de las galaxias medida por el 2dF Survey.

Fig. 4: Distribución de las galaxias medida por el 2dF Survey.

Fig. 5: Distribución de las galaxias más lejanas y los quásares medida por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). De fondo, mapa de la micro-fluctuación de temperatura de la radiación cósmica de fondo, medido por la sonda WMAP.

Fig. 5: Distribución de las galaxias más lejanas y los quásares medida por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). De fondo, mapa de la micro-fluctuación de temperatura de la radiación cósmica de fondo, medido por la sonda WMAP.

Muchos zaragozanos y aragoneses hemos podido asistir a sesiones de proyección en Planetarios, siempre en algún viaje o excursión, ya que en esta ciudad de la Expo2008, Zaragoza, carecemos todavía de uno. Otras ciudades a priori más modestas han entendido mucho antes que la nuestra lo importante y conveniente que es acercar la Ciencia al ciudadano y han sabido dotarse de Museos de la Ciencia y similares. En estos momentos todavía tres comunidades autónomas españolas carecen de un Museo de Ciencia: Aragón, Baleares y Extremadura.

Los planetarios han evolucionado desde que nacieron hace varias décadas. En sus inicios proyectaban (y la mayoría de planetarios actuales lo siguen haciendo) las estrellas y planetas en una cúpula mediante mecanismos ópticos móviles, por otra parte impresionantes, para simular el movimiento aparente del cielo y de los planetas a lo largo del día y el año. Después se combinaron con proyecciones audiovisuales basadas en diapositivas o más tarde vídeo.

Pero en la era de los computadores y los gráficos generados por ordenador, los planetarios se han sabido aprovechar de las posibilidades que ofrecen. Así es como han nacido los planetarios digitales, que proyectan sobre la cúpula escenas generadas por ordenador que pueden cambiar para causar la impresión no sólo de que el cielo gira sino de estar viajando entre las estrellas.

El Planetario Hayden, pionero de los planetarios digitales, desarrolló el “Universo Digital” para Partiview a modo de “hermano menor” de su nuevo sistema de proyección digital, para ser usado en un ordenador personal, y lo pone a libre disposición de quien lo quiera. Como dicen sus creadores, “el universo observable es inmenso, más allá de cualquier experiencia ordinaria, pero no más allá de la capacidad del ser humano para representar, visualizar y compartir. Ya nos damos cuenta de su inmensidad cuando intentamos visualizarlo y nos desplazamos entre las estrellas más cercanas. Conforme nos alejamos, concebimos un hogar mucho más grande de lo que jamás imaginamos”.

Publicado bajo la categoría Astronomía en Internet, Educación Primaria, Educación Secundaria, Educación Universitaria, General
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