Descargar Gratis - astronomiapr.net

A Little Piece of the Universe
Un pedacito del universo
Armando Caussade
A LITTLE PIECE
OF THE UNIVERSE
Third edition
UN PEDACITO
DEL UNIVERSO
Tercera edición
ARMANDO CAUSSADE
Foreword by Daniel R. Altschuler, PhD
Puerto Rico Astronomy Society, Inc.
An Affiliate of NASA Puerto Rico Space Grant Consortium
2016
A Little Piece of the Universe
Written and designed by Armando Caussade.
Third edition: May 4, 2016.
Copyright © 2016 Armando Caussade. Some rights reserved.
Except for images and text otherwise attributed.
Creative Commons License: Attribution – NonCommercial – NoDerivs 3.0.
Free to photocopy and distribute. This is a free book.
Published by the Puerto Rico Astronomy Society, Inc.
PO Box 362846 • San Juan, Puerto Rico 00936–2846
+1 (787) 531–7277 • [email protected]
Available for free download at: http://www.astronomiapr.org/
Un pedacito del universo
Redactado y montado por Armando Caussade.
Tercera edición: 4 de mayo de 2016.
Copyright © 2016 Armando Caussade. Reservados algunos derechos.
Exceptuando aquellos textos o imágenes atribuidos de manera distinta.
Licencia Creative Commons: Atribución – No comercial – Sin derivadas 3.0
Este libro es gratis. Puede fotocopiarse y distribuirse libremente.
Publicado por la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico, Inc.
Apartado 362846 • San Juan, Puerto Rico 00936–2846
+1 (787) 531–7277 • [email protected]
Disponible para descarga gratuita en: http://www.astronomiapr.org/
ISBN–10: 0–9971755–1–6
ISBN–13: 978–0–9971755–1–6
For my mother Carmencita, with love and gratitude.
Contents
Part I: English Section
About the author
Foreword
Introduction to the third edition
Introduction to the first edition
007
008
009
010
1. Killer asteroids
2. Search for other worlds
3. Distance to the galactic center
4. Do photographic plates still have a place in professional astronomy?
5. The extent of light pollution in Puerto Rico
6. Stellar spectroscopy with the Rainbow Optics diffraction grating
015
022
039
046
054
062
Parte II: sección en español
7. Cómo adquirir su primer telescopio
8. Algunas consideraciones sobre oculares para telescopios
9. Filtros de color para la observación del planeta Marte
10. Cálculo del diámetro de una estrella
11. El Voyager 1 y los confines del Sistema Solar
12. Descubrimientos en Saturno por la misión Cassini-Huygens
13. Retazos de astronomía amateur
14. Aspecto visual de las galaxias más brillantes
15. Fundación y trayectoria de la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico
16. Reseña del eclipse total solar observado el 26 de febrero de 1998
17. Semblanza del astrónomo puertorriqueño Víctor M. Blanco
18. Biografía del astrónomo inglés sir Patrick Moore
071
078
086
101
107
112
124
140
150
155
174
178
Apéndice
Nota sobre la nomenclatura utilizada en este libro
Agradecimientos
Acerca de la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico
185
210
211
212
About the author
Armando is a bilingual astronomy educator who has
taught at all levels of education, from primary school
to university. His experience also comprises delivery
of teacher training and continuing education, along
with curriculum and course development. He has
additionally taught other core STEM disciplines such
as computer science, mathematics and Earth science.
After a competitive review process Armando was
selected as a participant for the 2014–2015 Antarctic
field season of PolarTREC, an NSF-funded
professional development program. In January 2015
he traveled to the Amundsen–Scott South Pole
station where he successfully conducted ten days of
maintenance and support work at the IceCube
Neutrino Observatory.
Armando's career includes over a decade in the information technology field,
hence his affinity of computers. He has consistently played leadership roles for an
array of STEM-related organizations—including the Puerto Rico Astronomy
Society, which he has led for six years—and has also worked with grant-funded
projects by federal agencies such as HRSA and NASA.
He regularly conducts public science events which attract a broad range of
audiences. As a speaker he has presented hundreds of lectures to groups as large as
500 people. His efforts have been widely reported by the media, with press
coverage spanning all seven continents.
Practical astronomy has been a major factor throughout Armando's life, with three
decades under the night sky and nine telescopes owned. He is working with both
government and non-profits to reduce light pollution levels across the island,
which will allow a clearer view of the Universe.
He lives, works and writes in San Juan, Puerto Rico.
7
Foreword
It is my pleasure to write this foreword to the book of my friend Armando
Caussade in which he has collected his published writings during recent years. He
has spent those years working closely with the Puerto Rico Astronomy Society,
serving in different capacities and devoting himself to public astronomy outreach.
What strikes me—upon reading his various essays—is his diverse gamut of topics,
ranging from theoretical discussions and historical subjects, to practical astronomy.
Each and all of these topics are carefully and professionally presented, resulting in
an enjoyable reading experience that will invariably offer something for everyone.
This book features two chapters offering tips on how to purchase a telescope and
how to select eyepieces, which will prove useful to beginners. Indeed, this book
will prove useful for newly minted amateur astronomers, as they will learn about
the exciting possibilities that await those who get hold of even a small telescope.
His essay on the history of the Puerto Rico Astronomy Society caught my interest.
It is the account of a laudable effort by people who have committed themselves to
disseminate knowledge about astronomy. There is an intriguing picture from the
founders assembly, however, which features a speaker by the name of "Daniel R.
Altschuler". Certainly, this is not me, but a different person with the same name!
Also, it is refreshing to see a full chapter devoted to Víctor M. Blanco, the firstever Puerto Rican astronomer, a renowned figure who—unfortunately—is not yet
well known in the island.
Mr. Caussade is a longtime amateur astronomer and tireless skywatcher. He wraps
up his book with a sample of photographs taken through his telescopes that are on
par with anyone else's. They are, as he aptly puts it, "a little piece of the universe".
Daniel R. Altschuler, PhD
Professor of physics at the University of Puerto Rico, Río Piedras Campus
Former director at the Arecibo Observatory
8
Introduction to the third edition
Fourteen months have passed since the second edition of A Little Piece of the
Universe was published. The book continues to gain interest in Puerto Rico and
across the Spanish-speaking world. It is the readers, and particularly my
astronomy students that have made this third edition possible.
The text itself has undergone a number of small changes and four major
modifications. I have rephrased a few sentences, while chapters 7, 15 and 17 were
expanded and improved. Chapter 18 was removed, and the second section in
chapter 13—where I wrote about galaxies—now has its own separate chapter (14).
I have brought the total number of images from 72 to 100 and also replaced or
touched up a few images. This includes 18 new pictures for the appendix, which
features my own work in astrophotography. If there already was a good balance
between text and pictures, I believe the balance now is optimal.
I am grateful to all who provided feedback on the previous edition, and would
appreciate any constructive criticism concerning this new edition. As always, I can
be reached through the publisher, via telephone, e-mail or by letter (see contact
information on the copyright page).
Armando Caussade
San Juan, Puerto Rico
May 2016
9
Introduction to the first edition
This astronomy book is a compilation of eighteen articles that I have written and
published over the years. The primary goal is to bring some order to my published
material and thus make it more accessible to interested readers.
Another objective is to bring science to the people and make it enjoyable. If topics
like asteroid impacts, extrasolar planets and the Milky Way galaxy attract your
curiosity, you are in for some enlightening reading. This book portrays a little
piece of the universe, captured through words and images that can be experienced
by you, the reader. Even if you have never felt a fascination for these topics or
simply are not concerned with science at all, the relaxed style of my stories about
amateur astronomy or perhaps my astrophotography, may likely catch your
attention. I truly believe that there is something for everyone here.
I conceived of this book in September 2013. The raw material was already there,
but there was some editing involved. A few pieces needed major enhancement and
the entire text was checked for consistency. A couple of older items now bear
follow-up information.
About two-thirds of the items had originally been published by the Puerto Rico
Astronomy Society in its bilingual, NASA-sponsored magazine, The Observer.
They appeared throughout a 20-year period, from 1993 to 2013. The remainder
had been either self-published as web pages, or unpublished.
As evident in the book, the Puerto Rico Astronomy Society has been a major
influence throughout my life.
This volume is arranged in two parts. Chapters 1 to 12 are semi-technical,
meaning that they can be read and enjoyed by anyone possessing an elementary
background in science, while chapters 13 to 18 are non-technical and thus within
reach of the lay reader. Also, the first one-third of the text is in English—including
all front matter—while the remaining two-thirds are in Spanish. As I write both in
English and Spanish, the book is necessarily bilingual.
10
The book is diverse in both content and form. Most major topics of astronomy are
addressed, and some chapters are more formal in style than others. Fourteen items
are indeed articles in the proper sense of the word, with the exceptions being
chapter 9 (a compilation of e-mails), chapter 12 (originally a podcast), chapter 14
(a speech) and chapter 18 (a public statement).
Writing, when done with passion and purpose, is always a beautiful endeavor.
Writing is a fundamentally creative act, whereas ideas that did not previously exist
spring into existence. Writing is also appealing because of its endurance, to such
extent that words travel through generations and even through history.
The words here are 100% mine and I even did my own copy-editing. I can
understand and appreciate the usefulness of a professional editor, but the idea here
was different. The plan with this book was to convey my own voice and style.
The writing may not be perfect, but I guarantee it is authentic.
If you like this book, please let me know. Besides, if you believe it can be
improved—or even if it irritates you—I would encourage saying that, too. And it
would be great if readers provided specific suggestions for improvement. I can be
reached through the publisher, via telephone, e-mail or by letter (see contact
information on the copyright page).
So, that is the full story. You have learned that this book is about astronomy, and
that its primary goal is to bring some order to my published material. Likewise,
you are now aware about my passion for science popularization, and how this also
fits in with the main goal. You also got a peek at how the book came to be, along
with the philosophy behind my writing.
Having shared these thoughts, I now give you A Little Piece of the Universe.
Armando Caussade
San Juan, Puerto Rico
November 2014
11
12
PART I:
ENGLISH SECTION
13
14
1. Killer asteroids
April 5, 2003.
The Observer, July 2004, October 2010.
Introduction
The possibility of human life ending through a catastrophic event from space has
been recently depicted by the entertainment industry, particularly in American
films and television mini-series such as Armageddon (1998) Deep Impact (1998)
and Asteroids (1997).
Is there any real chance that minor bodies of the Solar System (i.e., comets,
asteroids and meteoroids) may actually collide with the Earth? Can their orbits be
set—because of unpredictable gravitational perturbations—into a collision route?
Is there any possibility to avert these asteroids to save mankind from extinction?
What do astronomers and scientists in general know about killer asteroids?
Is there a significant threat?
To properly understand the nature of collisions in our Solar System, it is necessary
to first take a look at its early evolution, as well as its current state.
Current theories explain that the Solar System started as a huge cloud of molecular
hydrogen and dust suspended in or near a spiral arm of our Milky Way Galaxy. As
soon as the gas became compressed by its own gravity, our protosun began its
evolution.
Primordial materials gradually rearranged in the shape of a
protoplanetary disk—a proplyd—out of which the planets would eventually be
born. Leftover dust particles, due mainly to electrical charges, began coalescing
one with each other, thus beginning a process known as accretion. Particles then
became kilometer-sized planetesimals, later becoming moon-sized protoplanets.
It has been estimated by some researchers that the early solar system could have
contained as much as one thousand million planetesimals [Freedman, Kaufmann,
2002]. Certainly, such a huge number of orbiting bodies must have produced
frequent and violent collisions. A recently published work says, "A quick look at
15
our own Moon will suffice to show that we live in a dangerous neighborhood"
[Altschuler, 2002].
Even though the process of accretion has essentially come to a halt (strictly
speaking, it lasted only through the first stages of our Solar System) some
accretion episodes may, and do still occur [Beatty, Collins-Petersen, Chaikin,
1999]. Even today, the Solar System is crowded with large numbers of
microplanets, which many regard as actual relics from its early stages. In addition
to the asteroid belt located between the orbits of Mars and Jupiter, we now know
about the Kuiper Belt, a region of icy bodies which extends from just outside the
orbit of Neptune some 30 astronomical units from the Sun, to about 500
astronomical units.
There is also significant evidence pointing to the existence of a gigantic reservoir
of comets, called the Oort Cloud, extending from just outside the Kuiper Belt to
about 50,000 astronomical units (almost one light-year). It is estimated that the
Oort cloud may contain thousands of millions of comets. Occasionally, some of
these objects can be removed from their orbits—by unpredictable events such as a
rendezvous with either a field star, an interstellar molecular cloud, or even with one
another—and thrown up into the inner Solar System, posing a collision risk for
planets such our own.
The same happens with a number of asteroids located in the main asteroid belt
between Mars and Jupiter. Areas exist within the asteroid belt, called Kirkwood
Gaps, where orbits enter upon 2:1 and 3:1 resonance patterns with Jupiter (namely,
orbital paths that are the equivalent of ½ or ⅓ of Jupiter's own path). Due to
Jupiter's intense gravity, asteroids located along these areas will be exposed to very
strong perturbations, and may even end up thrown out of their orbits, possibly
towards the inner Solar System. That is why Kirkwood Gaps regions are indeed
called gaps, as they are virtually devoid of asteroids.
Stray objects which pose collision risks to the Earth are known as near-Earth
objects. "Near-Earth objects (NEOs) are generally defined as those objects whose
close approaches to the Sun are 1.3 astronomical units or less. As a result, nearEarth objects are those comets and asteroids that can come within about 28 million
miles (45 million kilometers) of the Earth's orbit." [NASA]
But what about actual collisions recorded in our own planet Earth?
16
Actual collisions on planet Earth
It is estimated that about 100 metric tons of meteoric or cometary material reach
the Earth every day [Altschuler, 2002]. Yet most of these bodies disintegrate as
they enter the atmosphere, so we do have some sort of protection against the
smaller bodies. It is thought that rocky objects with diameters up to 30 meters (and
maybe a bit less than that for ferrous objects) will actually burn up before reaching
the ground. It is the larger bodies that pose a real danger.
Approximately 150 impact craters have been positively identified on Earth, and the
number continues to grow. These are located mostly in North America, Eastern
Europe and Australia. This is due partly because these areas have not been
subjected to large scale geological changes as most other regions have, but also
because impact research has been more complete on those particular areas [Beatty,
Collins-Petersen, Chaikin, 1999].
The following are some examples of actual collisions of NEOs on planet Earth:
The Manicouagan impact crater. NASA / GSFC / LaRC / JPL / MISR Team.
17
Manicouagan (Québec, Canada)
214 million years ago, a 5-kilometer object hit the Earth carving out an enormous
crater. It is thought that this collision could have triggered the mass extinction
occurring during the late Triassic that wiped out about one-third of all marine
species, and at least half of all land-based species. The original 100-kilometer
crater rim has gradually eroded, leaving in its place a 70-kilometer ring-like
structure in Québec, Canada, which is now filled by a lake.
The Yucatán impact structure. NASA / JPL / NIMA.
Chicxulub (Yucatán, Mexico)
64.98 million years ago, a 10-kilometer object (possibly an asteroid) hit the
Yucatán shoreline, liberating an energy equivalent to that of a 100 million megaton
explosive device [Altschuler, 2002]. This killer asteroid blew up thousands of
millions of tons of dust into the atmosphere, causing a global winter which may
have lasted anywhere from six months to a few years. Average global temperatures
plunged down to, or below the freezing point, triggering the late Cretaceous
18
extinction that may have killed more than half of the Earth's animal and plant
species, including the dinosaurs. A 175-kilometer crater remains, buried under one
kilometer of sediment [The Planetary Society, 2000].
Tunguska (Krasnoyarsk Territory in Eastern Siberia, Russia)
On June 30, 1908, a 50-meter object (possibly a stony meteor) exploded with a
force equivalent to about 10 megatons, which is 700 times as powerful as the
Hiroshima bomb. This body disintegrated perhaps one second before hitting the
ground, sparking a tremendous fire as well as a powerful shock wave that
completely destroyed a forest area of about 2,000 square kilometers. The blast was
heard about 1,000 kilometers away, and probably much farther than that. When the
first expedition arrived in the area 19 years later, headed by Leonid Kulik, a scene
of total devastation was seen. Thousands of trees were laid parallel upon the
ground, in a radial array pointing away from the meteor blast.
An interesting case of a recent near-collision is that of Kosrae (Micronesia) on
February 1st, 1994. That morning, an extremely bright fireball with an estimated
diameter around 10 meters exploded in the atmosphere near the said island.
Events like these are thought to occur approximately every 10 years, but as the
incoming meteors are usually small they disintegrate before hitting the ground
[Altschuler, 2002]. However, one may still ask, just what is the real likelihood of a
person being killed by an asteroid impact?
Possible future scenarios
It should be noted that the chance of one being killed by a an asteroid impact has,
in fact, been estimated, as stated in an essay published by Eugene M. Shoemaker
and Carolyn S. Shoemaker [Beatty, Collins-Petersen, Chaikin, 1999]. It turns out
that this probability "when averaged over a human lifetime" is about the same as
that of dying in a plane crash. Events like the latter tend to occur more frequently,
yet in the former, a much higher number of casualties may be expected, so the
average probability actually turns out to be much the same.
Considering these facts, a number of governments are taking concrete steps to
learn more about NEOs, with the hope of avoiding a possible future collision.
Comprehensive searches have now begun, with the purpose of identifying the
19
thousands of hazardous, stray asteroids that still remain unknown. For example,
the United States established in 1998 a new NASA program, the Near-Earth
Object Program Office, with the explicit purpose of detecting, tracking and
studying potentially hazardous asteroids and comets that could ominously
approach the Earth. Lately, the British National Space Centre has been active in
protecting the near-Earth environment. The Australian government has also, in the
past, funded NEO research through the Anglo-Australian Near-Earth Asteroid
Survey (or AANEAS, later renamed Spaceguard Australia), a very successful
program lasting from 1990 to 1996.
These programs have led to precise calculations of asteroid orbits in the hope of
predicting future collisions. Approach reports are also routinely posted in the
Internet. During the month of April 2003, for example, NASA has predicted that
ten known objects will have "close approaches" with the Earth. These bodies
belong mostly in the 50 to 500-meter range, and will be passing the Earth from
distances ranging from 12.4 to 52.7 lunar distances (4.8 to 20 million kilometers).
But how does all this measure up, in terms of actual damage to inhabited regions
on Earth?
It is estimated that an asteroid smaller than about 100 meters in diameter would
only cause regional damage, while a 100 to 1,000-meter body could bring about
widespread regional destruction. A meteor larger than one kilometer is considered
a true killer asteroid, and may bring about global devastation on a scale similar to
that of Chicxulub. This basically amounts to a global winter, equivalent perhaps in
its destructive effect to a world-wide nuclear conflict.
The destructive force of a colliding body is determined solely by its mass and its
impact speed. This is described by the following relation: E = ½M × V 2 where E is
liberated energy, M is the asteroid's total mass, and V its impact velocity. Even
though V is given more weight in the equation, as this value is a constant for most
killer asteroids, perhaps our emphasis should rather be weight (or perhaps size, this
of course being a function of weight and density).
On the question on how to avert these objects, it has been suggested [Altschuler,
2002] that a nuclear missile may be exploded over the asteroid, thus changing the
object's trajectory in the hope of preventing an impact. The actual impact of such a
missile may be rather insignificant over a large object (say, 8 or 10-kilometer
20
asteroid) thus, the best chance would be to intercept the object months or years
ahead of its predicted collision, so that the effects of such a small perturbation can
be magnified through time.
Conclusion
We have seen how the threat of a an asteroid collision, while not a big threat, is a
real threat that has been duly validated by science. Killer asteroids do exist, and
their effects are devastating. More research is needed, particularly to identify
unknown bodies that could possibly venture near the Earth (we have observed and
catalogued perhaps less than 10% of potential NEOs). We also need to fine-tune
our understanding of the Kuiper Belt and Oort Cloud bodies, since these could be
the actual birthplaces of our possible doomsday asteroid.
Continued research is our best insurance policy against killer asteroids.
References
Altschuler D. R. (2002), Hijos de las estrellas: nuestro origen, evolución y futuro,
Cambridge University Press.
Anonymous (2000), "NEO Pages", The Planetary Society, Retrieved 2003–04,
<http://www.planetary.org/html/neo/Objects-Impacts/impacts.html>.
Beatty J. K., Collins-Petersen C., Chaikin A. (1999), The New Solar System (4th
edition), Sky Publishing Corporation and Cambridge University Press.
Freedman R. A., Kaufmann W. J. (2002), Universe (6th edition), W. H. Freeman
and Company.
NASA (undated), Near-Earth Object (NEO) Program Office, Retrieved 2003–04,
<http://neo.jpl.nasa.gov/welcome.html>.
21
2. Search for other worlds
June 6, 2003.
Self-published via armandocaussade.org, August 22, 2004.
Introduction
The recent discovery of extrasolar planets—i.e., worlds which are in orbit around
stars other than the Sun—has brought a new dawn for astronomy. It has
contributed a wealth of data which will permit us to refine long held ideas about
planet formation and evolution, and eventually may even help us to explore
fundamental questions such as whether man is alone is the universe.
My goal will be to provide an overview of the topic, with special emphasis on
three pivotal aspects: (a) detection techniques employed in ongoing extrasolar
planet searches; (b) the properties of the planetary systems found to date; and (c)
the future prospects in the search for other worlds, particularly those which may
resemble our own Earth.
Historical background
The first serious attempt at searching for extrasolar planets was conducted in the
late 1930's by two astronomers working at Sproul Observatory in Swarthmore
College, Pennsylvania: Peter van de Kamp and Kaj A.G. Strand. The latter had
used photography to measure the relative motions of nearby stars, a technique he
had brought from Denmark to the United States. In 1943 Strand announced that he
had found perturbations in the movement of binary star 61 Cygni, which pointed to
the presence of an unseen planetary companion. Later research at Swarthmore by
astronomer Wulff D. Heintz, however, found this result to be spurious.
Meanwhile, van de Kamp, himself director of Sproul Observatory, had been
making high resolution photographic plates of Barnard's Star, the second nearest
star system to our own, located only 6.0 light-years (1.84 parsecs) away. He and
his students eventually accumulated over 2,000 plates, taken with a large 0.61meter refracting telescope from 1938 through 1962. His results seemingly showed
a periodic wobble in the movement of Barnard's Star, which he attributed to the
22
presence of two unseen planetary companions revolving around the star. These
bodies, he thought, could be about 0.8 and 1.1 times as massive as Jupiter.
During the 1960's and 1970's, van de Kamp re-examined his data on a number of
occasions. In 1975 he announced a new set of results for his two planets,
proposing the existence of a small body about 0.4 times as massive as Jupiter
(hereafter referred to as MJ, or Jupiter-masses) with an orbital period of 22 years,
and a larger 1.0 MJ planet with a period of 11.5 years [Bell, 1997]. Over the course
of time, however, his claims were severely questioned, starting with a 1973 paper
by astronomers George Gatewood and Heinrich Eichhorn. It is now commonly
held that the wobbling effect observed by van de Kamp was probably due to
imperfections of the Sproul telescope, on account that new research with better
instrumentation has not been able to duplicate his results.
Serious speculation as to the possibility of planets orbiting other stars is also to be
found in the early years of astrobiology, a field studying the origin and nature of
life here on Earth and throughout the universe.
In 1959 physicists Giuseppe Cocconi and Philip Morrison published a paper in the
prestigious British journal Nature, suggesting the possibility of using existing
radio telescopes to detect signals from intelligent life on nearby star systems.
Radio telescopes—i.e, devices consisting of antenna dishes with the ability to
receive radio waves from space—had been introduced in the 1930's and were
beginning to take hold within mainstream astronomy.
Soon after, in 1960, the Green Bank facility in West Virginia (part of the National
Radio Astronomy Observatory, NRAO) announced Project Ozma, the first
systematic attempt to detect for radio signals from intelligent life. Cornell
University astronomer Frank Drake, who independently from Cocconi and
Morrison had been doing pioneer work on astrobiology, was put in charge of the
plan. Drake chose two solar-type stars—stars which are similar to the Sun in mass
and evolutionary state—namely, τ Ceti and ε Eridani, to which he "listened" for
about 150 hours with a 26-meter radio dish at Green Bank. Even while he detected
only static radio signals, the whole project rested on the premise that these two
stars had to have their own planets in orbit around them.
The assumption that extrasolar planets were, perhaps, the rule rather than the
exception, was not then as odd as we may think today. Even in the absence of hard
23
evidence, this idea was firmly held by a number of astronomers, such as Green
Bank director Otto Struve and Berkeley professor Carl Sagan. Struve is even
recorded as declaring that he "believed that all solar-type stars either had planets or
were parts of multiple star systems" [Poundstone, 1999].
Frank Drake standing in front of the Howard E. Tatel 26-meter radio telescope
at NRAO in Green Bank, West Virginia. NRAO / NSF / AUI.
In 1961 during an informal astrobiology conference held at Green Bank, a formula
devised by Drake—and now known as the Drake equation—was presented to the
scientific world. The equation attempts to estimate the number of extraterrestrial
civilizations in the galaxy—at any given moment in time—possessing the ability to
engage in interstellar radio communication.
The equation—the product of seven variables—is written as: N = R* fp ne fl fi fc L
24
There were some interesting debates at Green Bank about the possible value of f p,
which, in fact, stands for the fraction of stars that have planets. Struve proposed
that fp must be equal to 0.5, meaning that one out of two stars had to have planets.
Four decades later, and in the light of current evidence, it now appears that the
actual value may indeed be around 0.5.
By the 1980's and with the advent of orbiting infrared observatories, the first
convincing evidence for extrasolar planetary systems began to surface. The
detection by the IRAS satellite of a large disk of dust grains around the star Vega
(1983), and soon after, around the stars Fomalhaut, ε Eridani and β Pictoris, was
the first step in the right direction. These protoplanetary disks, as they are now
known, are thought to be the formation cocoons of planetary systems. Through
time, as the systems evolve, the disc material—gas sprinkled with dust—starts to
accrete into planetesimals, and gradually into full-fledged planets.
But it was not until the 1990's that the existence of extrasolar planets was to be
proven, once and for all.
Extrasolar planetology since the 1990's
Extrasolar planetology may be said to formally begin with Alexander Wolszczan's
and Dale A. Frail's 1991 discovery—confirmed in 1992—of a planetary system
around a pulsar, the first such system discovered asides from our own. A pulsar is
a rapidly rotating neutron star—namely, the shattered remains of a high-mass star
—which emits periodic pulses of electromagnetic radiation, mainly in the radio
wave segment of the spectrum.
The discovery itself was intriguing, since the accepted idea at the time held that
planets should be plentiful, but perhaps only within ordinary, main sequence stars.
Energy generated by these stars—so called because of their position in the
Hertzprung-Russell diagram—is due to the thermonuclear fusion of hydrogen to
helium within their core. They are, indeed, what we may call "normal stars",
representing about 90% of all visible stars. What makes the discovery a significant
one is that these planets appear to have formed after the original host star collapsed
and became a pulsar [Marcy et al., 2003].
The situation was not only intriguing, but unexpected. Wolszczan was not exactly
looking for planets, but rather investigating a pulsar known as PSR B1257+12,
25
which is located in the constellation Virgo at a distance of about 1,500 light-years
(460 parsecs) from Earth. It was when he detected an unexplained irregularity in
the pulsar's radio emissions that he suspected the presence of unseen companions.
Wolszczan was then at the Arecibo Observatory in Puerto Rico (which operates the
largest single-dish radio telescope in the world), while Frail, who confirmed much
of the original data, was at NRAO's Very Large Array in New Mexico.
The Arecibo Observatory in Puerto Rico, where the first
extrasolar planets were discovered in 1991. Armando Caussade.
"The pulsar planets are like a carbon copy of the inner Solar System," [Croswell,
1997] said Wolszczan after his announcement. Indeed, his planetary system
contains some of the smallest planets known to date, with masses of only 0.020,
4.3 and 3.9 times that of Earth. The orbits of these three bodies look almost
circular, with radii of 0.19, 0.36 and 0.46 astronomical units, comparable in size to
the orbits of planets Mercury and Venus.
26
In 1995 Swiss astronomers Michel Mayor and Didier Queloz announced the
discovery of a jovian planet around the star 51 Pegasi. This was the first confirmed
detection around a main sequence star. By using the technique of radial velocity
variation, Mayor and Queloz were able to measure the planet's periodic
perturbations over its host star.
Soon after, in 1996, would come the discovery of planets around the stars 70
Virginis and 47 Ursae Majoris by the University of California astronomers—and
competitors to the Swiss research group—Geoffrey Marcy and R. Paul Butler. The
results were achieved by means of the radial velocity method. Five months after
the discovery they would find what would eventually become the first multipleplanet system found around a main sequence star. Only the inner-most planet was
initially detected, to be followed by two additional ones announced by Butler in
1999. At present, Marcy and his team maintain a major Internet website
(http://exoplanets.org/) dedicated specifically to extrasolar planet research.
An interesting string of discoveries are those made about the star HD 209458 and
its planet. The presence of this companion was initially announced by Marcy in
1999 after detecting variations in the radial velocity of the host star, and later
confirmed through the transit photometry method by a team of Finnish amateur
astronomers using relatively modest equipment. This planet also became the first
one outside of our own Solar System to have its atmosphere probed, when
observations made with the Hubble Space Telescope over the course of a transit
revealed traces of sodium in the planet's atmosphere [Neal, Villard, 2001].
One of the results of Wolszczan's discovery seems to be the great momentum
imparted to extrasolar planet hunts. New planets—by the dozens—are now being
announced every year. But, why is it still so difficult for astronomers to actually
detect these bodies? What methods do they use, and what are their advantages and
limitations?
Detection techniques
Two conditions make it very difficult to look for planets located around other stars:
they are extremely faint and they have a very low mass. Because a planet's
visibility is due to reflected light, their brightness is usually in the order of 20 to 30
magnitudes [Schultz]—or about 108 to 1012 times, in terms of absolute brilliance—
fainter than that of their hosts, so they end up almost totally overshadowed. As
27
concerning mass, their ratios are in the range of 10–3 to 10–5, so the gravitational
influence of a planet over its host becomes very difficult to measure.
Only recently, with the advent of space-borne telescopes and adaptive optics have
astronomers been able to achieve the extreme accuracy needed to overcome the
aforementioned difficulties. Adaptive optics make use of computer-controlled
systems capable of making minute and instantaneous adjustments to optical
surfaces—over a scale of microseconds—thus compensating for the blurring effect
of the Earth's atmosphere.
Four main techniques have been employed since Wolzsczan's 1991 discovery of
planets outside of our solar system. A description of these techniques follows:
1. Astrometric displacement
By means of this technique an astronomer uses photography to measure small,
regular variations in the position of a star as directly projected onto the sky. This
was the actual method used by van de Kamp in his decade-long search attempts.
To date, however, only a single, unconfirmed detection has been achieved using
this method, involving two suspected planets orbiting the star Lalande 21185.
Astrometric displacement of the Sun due to Jupiter as at it would be observed
from a distance of 32.6 light-years or 10 parsecs. NASA / JPL.
28
The main limitation of this technique is that astrometric displacements tend to be
quite small, even for massive planets orbiting nearby stars. As seen in the
illustration below, the displacement of our own Sun, due to Jupiter, as seen from a
distance of 32.6 light-years (10 parsecs) would not exceed about 0.8 milliarcseconds. The precision of Earth-based astrometric measurements is at present
about 10 milli-arcseconds, and for space-based measurements, about 1 milliarcsecond; but this could soon improve to 20 micro-arcseconds and 2 microarcseconds, respectively [Astrophysics Liverpool Institute].
Also relevant would be the limitation imposed by the actual duration of the search,
since long-period planets would only become evident after perhaps decades of
study. Detections by this method would necessarily involve planets with orbital
periods shorter than about 10 years.
2. Radial velocity variation
Through this technique (otherwise known as Doppler spectroscopy) an astronomer
uses ultra-sensitive spectroscopy to measure small, regular variations in the radial
—line-of-sight—velocity of a star. Most extrasolar planets that have been
confirmed to date are due to this method.
This technique seems very effective for main-sequence stars of spectral types about
F5 through M. Stars of earlier type (O, B, A and F down to about F4) are known to
rotate faster and also to pulsate, which makes it difficult to obtain precise radial
velocity measurements.
The limitations of this technique are similar to that of astrometric displacements,
particularly the extreme sensitivity required to achieve meaningful results. For
example, if we were to represent the radial velocity variation of our own Sun due
to Jupiter, it would only amount to 13 meters per second (regardless of distance).
To put things into perspective, the precision of radial velocity measurements is at
present about 3 meters per second [Marcy et al., 2003].
Another limitation of this technique is that the amplitude of the measured variation
in radial velocity will only provide a minimum possible value for the planet's mass.
This happens because we are detecting a velocity variation through only the lineof-sight axis, disregarding the fact that the planet's orbit may actually be inclined
29
with respect of this axis. The actual relation between the two quantities is
expressed as m = M × sin (i), where M stands for the true mass, m for the
minimum possible mass, and i for the orbital inclination angle [formula derived
from Astrophysics Liverpool Institute]. This last quantity, however, is very difficult
to ascertain unless the planet were to be seen in transit across its host, in which
case the angle would actually be very close to 90°.
Variation of the radial velocity of 51 Pegasi. Sylvain G. Korzennik
and Adam R. Contos (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).
3. Pulsar timing
By means of this technique an astronomer uses a radio telescope to measure small,
regular variations in the timing of the radio pulses emitted by a pulsar. To date,
30
only two detections have been achieved using this method: a three-planet system
around PSR B1257+12 (Wolszczan and Frail's pioneering discovery), plus a single
planet neighboring PSR B1620–26 A, which is located within the globular cluster
Messier 4 in the constellation Scorpius.
4. Transit photometry
Through this technique an astronomer uses a photometric device—like a CCD
camera—to measure small, regular variations in the brightness of a star induced by
the passage of the suspected planet through the stellar disk. To date, only one
discovery has been achieved using this method, namely, a single planet orbiting the
star OGLE–TR–56. One other planet—that of HD 209458—which was originally
detected using Doppler spectroscopy was later confirmed by transit observations.
A serious limitation of this technique is that transits will only occur when a planet's
orbital inclination with respect to our line-of-sight approaches 90°. This is rarely
the case, through the probability increases proportionally with the planet's size and
inversely with its orbital radius. It is estimated that a jovian planet orbiting within
0.05 astronomical units of its host has about a 10% chance of transit, while a
terrestrial planet with the same orbit may only have a 0.5% chance [Gaudi, 2003].
Diagram and light curve of a simulated transit event. Sizes of the star, the planet and its orbit
are roughly like HD 209458b. Nikola Smolenski / Wikimedia Commons: GNU–1.2.
The great advantage of the transit photometry method, however, is its costeffectiveness. Even a commercial-grade telescope, together with a CCD detector
and a laptop computer (all of which may be bought for less than US$5,000) is
31
capable of detecting the light variations produced in a star by the transit of a large
jovian planet, with a level of precision which is close to current limits. The
precision of Earth-based photometric measurements is at present about 0.1%
(equivalent to about 0.001 magnitudes) and for space-based measurements, about
0.001% (0.00001 magnitudes) [Schneider, 2001].
Another advantage of transits is that the timing and amplitude of the dimming
allow the size of an extrasolar planet to be ascertained, and if this were combined
with a mass measurement (as obtained from astrometric data, for example) the
planet's density could then be calculated. A density estimate would give valuable
clues about the chemical composition and internal structure of a planet.
In summary, the main detection techniques—with the exception of transit
photometry—all result from the same basic idea, specifically the measurement of
gravitational perturbations exerted by the suspected planet over its host star. In
each case, the observed period of variation is, by definition, equal to the planet's
orbital period, while the amplitude of variation is proportional to the planet's mass
[Schneider, 2001].
Both of the above referred quantities can be combined through Kepler's third law
to obtain a value for the planet's orbital radius. Light curves from transit
observations give additional data about planetary diameters and orbital
inclinations, which can be further combined with independently acquired data—as
explained above—to infer about the planet's composition and structure. A light
curve is a graph showing how on object's brightness changes through time.
A number of new, sophisticated search techniques—some of which look very
promising for the near future—have been suggested, or even experimented with.
Direct imaging is thought to be possible through a method known as nulling
interferometry. The idea is to combine light signals from a number of different
telescopes in such way as to suppress the host star, leaving its suspected planet's
faint light intact. Photometric microlensing (otherwise known as gravitational
lensing) has also been proposed. Through this method, an astronomer would use
an exotic effect predicted by Einstein's general theory of relativity, namely, the
ability of a massive object—by virtue of its strong gravitational field—to bend or
distort the incoming light of background stars. This is expected to produce a
significant brightening of a host star bearing a lensing-capable planet.
32
The nature of planets found to date
A total of 94 planetary systems—comprising 108 planets—are known outside of
our solar system, as of June 7, 2003 [L' Observatoire de Paris, 2003]. This figure
does not include planets found in orbit around pulsars (two systems known at
present), nor reports which have been retracted or which lack sufficient
confirmation (such as Lalande 21185).
An important concept—namely, the difference between Jupiter-like and Earth-like
planets—needs to be explained before going any further. A jovian planet is a large,
low-density body made of gases (mainly hydrogen and helium) and liquid ices
(such as water ice, methane, ammonia and carbon dioxide), while a terrestrial
planet is small, dense body made primarily of iron and silicate rocks, thus actually
possessing a solid surface, unlike its jovian counterpart.
The great majority of extrasolar planets so far detected belong to the jovian type,
with masses ranging from approximately 0.2 to 10 M J. They tend to move in small
orbits with periods sometimes as short as 3 days, and rarely longer than one year.
With the possible exception of the planet moving around pulsar PSR B1620–26—
which may orbit at a mean distance as large as 64 astronomical units—and an
unconfirmed secondary companion of ε Eridani, no extrasolar planet has been
found to possess an orbital radius larger than 6 astronomical units.
This specific set of properties results from a selection effect inherent to the radial
velocity technique, whereas massive planets in smaller orbits will have a stronger
gravitational influence on their hosts, thus making themselves apparent more
readily to telescopes currently available.
These findings, however, are seemingly in conflict with current theories about
planetary system formation. According to current models, these epistellar jovians
(otherwise known as hot Jupiters) could not have possibly formed as close to their
hosts as we see now them. It has been traditionally thought that jovian planet,
which contain a significant amount of ices and volatiles, can only accrete far away
from stellar heat, since otherwise these compounds would evaporate. We do not
have at present a conclusive answer to this issue, but it has been suggested that
there must be some previously unaccounted mechanism forcing these planets to
migrate inwards at some early point during their evolution [Darling].
33
It has also been found—in contrast to what we see in our own Solar System—that
a large fraction of the planets identified so far seem to move in orbits with a
significant degree of eccentricity, with values of 0.3 or above.
Another key finding is the reduced number of extrasolar planets found in double or
multiple star systems. This may give credit to the suspicions of many astronomers,
who doubt that stable planetary systems could actually develop under the complex
gravitational interactions that are found within multiple star systems.
To give an idea of the nature of these new planets, the individual properties of three
specific planetary systems are summed up below. [All data is taken from the Paris
Observatory's Extrasolar Planet Encyclopaedia website, unless otherwise stated.]
51 Pegasi
This system consists of a single large planet orbiting around a main sequence, G4type star located about 50 light-years (15 parsecs) from Earth. The companion has
a calculated minimum mass of 0.46 MJ, describing an orbit around its host star
with a period of 4.23 days which corresponds to a mean distance of 0.0512
astronomical units. The orbital eccentricity is about 0.013—similar to that of the
Earth around the Sun, which would translate into a nearly circular orbit—and its
line-of-sight inclination has been estimated at nearly 90°.
HD 209458 (An 8th magnitude star in the constellation Pegasus)
This system consists of a single jovian planet possessing a substantial atmosphere
and orbiting around a solar-type star located about 150 light-years (46 parsecs)
from Earth. The planet's mass has been measured as 0.69 M J and its orbit has the
accurately determined period of 3.524738 days, corresponding to a distance of
0.045 astronomical units. The orbit seems to be an almost perfect circle, with a
line-of-sight inclination that has been accurately measured as 86°.1.
υ Andromedae
This system is composed of three jovian planets orbiting a widely-separated binary
star located about 44 light-years (13 parsecs) from Earth. The planets have
calculated minimum masses of 0.69, 1.89 and 3.75 M J and orbital periods of 4.617,
34
241.5 and 1,284 days. The inner planet moves in a nearly circular orbit while the
outer bodies move in elliptical orbits with an eccentricity around 0.3.
A comparison of the Solar System with the υ Andromedae planetary system.
NASA, ESA, and A. Feild (STScI).
In view of these discoveries, the old question of whether there may be life in other
worlds immediately comes to mind. The answer is inextricably tied to the concept
of a stellar habitable zone.
A stellar habitable zone can be defined as "an imaginary spherical shell
surrounding a star throughout which the surface temperatures of any planets
present might be conducive to the origin and development of life as we know it"
[Darling]. This is sometimes referred as the range where liquid water may exist on
the surface of a planet, an important factor which may lead to the eventual
evolution of life. However, in spite of the good assortment of planets found to
date, none has yet been found dwelling inside of a habitable zone. The planetary
system of 47 Ursae Majoris, however, because of the moderately wide orbital radii
of its two jovian planets, is currently considered the closest match.
35
It is amazing to consider how much we have learned about planetary systems in
general during the last decade. But then, will it ever be possible to find worlds
similar to own—terrestrial planets—and particularly those actually dwelling within
habitable zones?
Future prospects in the search for extrasolar planets
The technology necessary to search for extrasolar planets may seem incredibly
complex and expensive, but a look at some recent proposals reveals that this may
not necessarily be so. A new Internet website targeted specifically to amateur
astronomers who may be interested in participating in transit photometry searches
—in cooperation with professional astronomers—has been recently launched
(http://www.transitsearch.org/). Because of the low cost and wide availability of
the necessary technologies, this proposal may well evolve into a large scale project,
dooming, perhaps, some of the more expensive searches now being done by means
of radial velocity variation [Gaudi, 2003].
Meanwhile, a number of planet-hunting projects involving primarily space-borne
telescopes have also been proposed by major research organizations. These would
all employ state-of-the-art instrumentation to achieve a tremendous 100-fold
increase in the accuracy of measurements, which would allow the detection of
terrestrial planets over distances of up to hundreds of light-years (30 to 300
parsecs) from Earth. Along these lines, the search for terrestrial planets outside of
our Solar System—and particularly those orbiting within habitable zones—has
been very appropriately labeled by some as the "holy grail of astronomy".
While some of these projects sound a lot like science fiction and may never turn to
reality, three of them actually seem to have a reasonably good chance of success:
Large Binocular Telescope (LBT) / University of Arizona
An optical telescope which is now under construction at Mount Graham, Arizona.
The instrument itself consists of two 8.4-meter primary mirrors with a 14.4-meter
center-to-center separation
It will employ adaptive optics and nulling
interferometry to achieve direct imaging of extrasolar planets, with only minor
residual halos from their respective host stars.
Global Astrometric Interferometer for Astrophysics (GAIA) / ESA
36
A major astrometric project (to be launched between 2010 and 2012) which will
attempt to sample as many as 10 9 stars to an accuracy of about 2 micro-arcseconds.
This would translate into the first galactic census ever made. As part of the
mission, the GAIA satellite will obtain measurements that will allow detection of
perhaps all existing Jupiter-mass planets within 160 light-years (49 parsecs) from
our solar system, and with orbital periods ranging from 1.5 to 9 years.
Terrestrial Planet Finder (TPF) / NASA
A mission scheduled for completion in 2009, which would be the first to
specifically search for terrestrial planets around nearby stars. The TPF satellite
final design is still under consideration, but may either take the form of a
coronagraph or, most probably, a large-baseline optical interferometer. The project
will specifically target Earth-like planets within the habitable zones of solar-type
stars—obtaining spectra which in turn will reveal temperatures and atmospheric
compositions—and will even scan these new worlds for signs of life.
Other more ambitious programs are set farther into the future, such as ESA's
Darwin mission (at present scheduled for 2014) which would use nulling
interferometry to directly resolve and image terrestrial planets around other stars,
and NASA's Next Generation Space Telescope—the NGST, a possible successor to
the Hubble Space telescope—which would have among its primary goals the
search and detection of terrestrial extrasolar planets.
Conclusion
We have certainly come a long way in our quest for planetary systems. The
discovery of extrasolar planets is undoubtedly one the most significant milestones
ever accomplished in the history of science. Yet, we need more research in this
field. We need to place telescopes into space with the capability of detecting
Earth-like planets, so that one day we may come up with an answer to that
fundamental, age-old question: Are we alone in the universe?
References
Anonymous #1 (2003), The Extrasolar Planets Encyclopaedia, L' Observatoire de
Paris, Retrieved 2003–05, <http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html>.
37
Anonymous #2 (undated), How to Find Extrasolar Planets, Astrophysics Research
Institute @ Liverpool John Moores University, Retrieved 2003–06, <http://www.
astro.livjm.ac.uk/courses/one/NOTES/findexp.htm>.
Bell G. H. (1997), The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the
Search, the Findings and the Future Implications, Arizona State University,
Retrieved 2003–06, <http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm>.
Croswell K. (1997), Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems,
Harcourt Brace and Co.
Darling D. (undated), The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and
Spaceflight, Retrieved 2003–05, <http://www.angelfire.com/on2/daviddarling/
ETEmain.htm>.
Gaudi S. (2003), "Dim Future for Extrasolar Planet Searches", Astronomy (May
2003), Kalmbach Publishing.
Marcy G. et al. (2003), California & Carnegie Planet Search, University of
California at Berkeley, Retrieved 2003–05, <http://exoplanets.org/>.
Neal N., Villard R. (2001–11–27), Hubble Measures Atmosphere on World around
Another Star (press release), <http://quest.nasa.gov/news/space/2001/11-27.txt>.
Poundstone W. (1999), Carl Sagan: A Life in the Cosmos, Henry Holt and Co.
Schneider J. (2001), "Extrasolar Planets", Encyclopedia of Astronomy and
Astrophysics, Retrieved 2003–05, <http://www.ency-astro.com/>.
Schultz A. B. (undated), Imaging Planets about other Stars with NGST, Retrieved
2003–06, <http://www.umbras.org/publications/schultz_spie3759_umbras_9907.
pdf>.
38
3. Distance to the galactic center
September 21, 2003.
The Observer, November 2003, October 2009.
Introduction
Ever since Harlow Shapley's 1918 discovery that our Solar System does not reside
at the center of our Milky Way galaxy, astronomers have sought ways to measure
the distance to its center. Today, the currently accepted value—referred to as R 0—
is 26,000 light-years, or 8.0 kiloparsecs [Freedman, Kaufmann, 2002].
The distance to the galactic center is an important astrophysical parameter upon
which current models of Milky Way dynamics rely, so its value is of utmost
importance. A number of measuring techniques have been used, using both direct
observation of the galactic center, along with observation of objects moving around
the center. What are these techniques, and what have been the results so far?
Historical background
While not the first scientist to think about the structure of the Milky Way, the
English astronomer William Frederick Herschel was, perhaps, the first to devise a
method to pinpoint the location of our Solar System within the Via Lactea (as he
called it). He had found our galaxy to be easily resolved into a multitude of small
stars, and he thought its study could be reduced to just counting its component
stars. Around 1785 he began to visually count the stars on many directions along
the galactic plane and even started devising a model of the Milky Way, arriving at
the erroneous conclusion that we were at its center.
More than a century later, the Dutch astronomer Jacobus Cornelius Kapteyn used
the same counting technique (this time by means of photographic plates) in what
became a decade-long collaborative effort involving over 40 observatories
worldwide. In 1922 he published his magnum opus, First Attempt at a Theory of
the Arrangement and Motion of the Sidereal System, in which he placed the Sun
very close to center of the Galaxy, giving a value of R0 of about 2,000 light-years
(613 parsecs).
39
Artist's impression of the Milky Way galaxy. NASA / JPL-Caltech / ESO / R. Hurt.
Meanwhile, in 1912, American astronomer Henrietta Swan Leavitt announced the
discovery of the period-luminosity relationship of Cepheid variable stars, which
states that the longer the period of pulsation the more luminous the star. This
relationship was then used, later that decade, by the American astronomer Harlow
Shapley to find the distance—and spatial distribution with respect to the galactic
system—to every one of the 93 globular clusters which were known at the time.
40
A globular cluster is group of stars that formed from the same molecular gas cloud,
and which remains bound together by the mutual gravitational attraction of its
components. Globulars contain an average of 100,000 to 1 million stars [Darling],
which are usually arranged in a spherical or slightly elliptical pattern. They are
almost always found outside of the galactic disk, orbiting the galactic center from
within the halo at high inclinations, which was precisely what Shapley found.
By locating the center of distribution of globulars, Shapley was able to conclude, in
1918, that the galactic center was not located in our own region, but rather in the
direction of the constellation Sagittarius, at a distance of about 50,000 light-years,
or 15,300 parsecs (a value of R0 which is almost double the modern value). He
was the first to ascertain—more or less correctly—our true place in the Milky Way.
Later, in 1927, Dutch astronomer Jan Hendrik Oort—aided by Kapteyn's proper
motion data, and Swedish astronomer Bertil Lindblad's tentative models of galactic
rotation—established that our Galaxy is indeed a rotating system, and its center lies
about 20,000 light-years (6,130 parsecs) away, also in the direction of Sagittarius.
How do we know the distance to the center of our galaxy?
The galactic center has been found to be obscured by dense clouds of dust that dim
visible light in the order of at least 28 magnitudes (equivalent to a luminosity
factor of 1:1011), with some estimates ranging as high as 50 magnitudes. While this
type of interstellar material concentrates along the plane of the Galaxy—some of it
even resulting detectable to the unaided eye, in the form of dust lanes and dark
nebulae—it is particularly abundant in the direction towards the bulge and the
nucleus. Thus, over the course of the 20 th century, a number of indirect methods to
determine the distance to the galactic center—R0—were devised.
Distribution of globular clusters
This method—the same used by Shapley in 1918—has remained a classic
technique to obtain a value for R0. Studies made in the 1970s and 1980s by various
teams (Vaucouleurs and Buta, Racine and Harris, etc.) using corrections for
interstellar absorption—which was unknown to Shapley, and was indeed the reason
for his overestimation—have obtained values for R0 ranging from 22,800 to 24,500
light-years (6,690 to 7,510 parsecs), which reasonably agree with the current value.
41
Red giants and Mira-type variable stars
Red giants and Mira-type variables abound in the inner bulge of the Galaxy, so—as
long as we can ascertain their luminosity—they can be used as "interstellar
yardsticks" to gauge the distance to the center of the Milky Way. Mira variables
show a clear period-luminosity relationship at infrared wavelengths, but this has
not been very well calibrated, which somewhat limits the usefulness of the
technique. A study based on a large sample of giant "red clump" stars was made in
1997 by Bohdan Paczynski and Krzysztof Z. Stanek, giving a value for R 0 of
27,400 ± 1,300 light-years, or 8,400 ± 400 parsecs [Paczynski, Stanek, 1997].
RR Lyrae-type variable stars
These are standard "interstellar yardsticks", with a fixed absolute magnitude of
+0.6 that have been used since the time of Shapley (even though he unknowingly
took them to be ordinary Cepheids). In 1995 Bruce W. Carney and Jon P. Fulbright
conducted infrared observations of about 60 RR Lyraes in the Milky Way's inner
regions, yielding for R0 a value of 25,400 light-years, or 7,790 parsecs [Carney,
1995].
What new techniques are available to measure this?
Now that space-bound infrared observatories and radiotelescopes have been able to
penetrate the dense interstellar dust hiding the galactic center from optical view, we
are starting to directly witness the exotic objects that dwell at the center of our
galaxy, which will, in turn, give us a more precise value for R0.
Among these rare species, one may find "numerous supernova remnants, massive
star-forming clouds, strong X-ray and gamma-ray sources, and towering magnetic
structures which protrude from the galactic plane" [Reid, 2000]. The galactic
nucleus itself seems to be occupied by a compact, extremely massive object—very
likely a supermassive black hole—which emits strongly in the radio frequencies
and is now known as Sagittarius A* (pronounced "Sagittarius A-star"). It is in the
study of this object (and its associated stars and clouds) that an accurate value for
R0 will eventually be found.
The following techniques have recently been either proposed or carried out:
42
Water (H2O) masers
Masers (microwave amplification by stimulated emission of radiation) are the
microwave analog of what we know as lasers in the optical spectrum. This type of
radiation is frequently found in interstellar gas clouds orbiting near the galactic
nucleus. Masers originate when water molecules suspended in the clouds become
excited by luminous, high-energy stars in surrounding areas, causing the molecules
to emit coherent microwave photons. In 1988 radio astronomer Mark Jonathan
Reid reported proper motion measurements for a number of maser spots in the
galactic center region which enabled him to establish the rotational center of the
clouds. His value for R0—26,000 ± 1,600 light-years, or 7,970 ± 490 parsecs—is
regarded as one of the most accurate ever obtained [Reid, 1993].
Artist's impression of the accretion disk around supermassive black hole Sagittarius A*.
NASA / Chandra X-Ray Observatory (CXO) / M. Weiss.
43
Keplerian orbits of stars
It has been suggested that the Keplerian orbits of stars moving around Sagittarius
A* could be resolved—from astrometric and Doppler shift measurements—thus
revealing its distance. This would be the exact analog of an orbital calculation
involving regular binary stars [Salim, Gould, 1999].
Trigonometric parallax
The parallactic displacement of the Milky Way nucleus in relation to extra-galactic
objects—as attributed to our movement around the galactic center—has been
recently detected. This feat was achieved by M. J. Reid—along with Anthony
Readhead, René Vermuelen and Robert Treuhaft—using the VLBA (Very Long
Baseline Array) radio telescope, which spans thousands of kilometers across North
America. The 1999 study found that the value for R0 equals 26,000 light-years
(7,970 parsecs) and that the length of the cosmic year (namely, the time required by
the Sun to move around the center of the Milky Way) is about 226 million years
[NRAO, 1999].
Why is this important?
Having a good value for the distance to the galactic center—R 0—is a primary goal
of astronomers. A precise value of R0, for example, would allow a recalibration of
most current galactic distance indicators, particularly those involving variable stars
(Cepheids, RR Lyrae stars, etc.)
Also, according to Kepler's laws, the mass of a gravitational system can be
obtained as a function of orbital period and distance. So, these two parameters can
jointly yield a value for the mass of the galaxy, or more exactly, for the part of the
Milky Way which is internal to our own orbit around the center.
An accurate determination of the mass of our Galaxy will, in turn, allow for a more
complete understanding of its components, including the 90% or so of unaccounted
mass that seems to exist. This will lead to better models of our own Milky Way—
and galaxies in general—which in turn will help to answer some of the outstanding
cosmological questions of our time.
Conclusion
44
The measuring of the distance to the galactic center has been undoubtedly one of
the main achievements of professional astronomy in the 20th century. The advent
of infrared and radio astronomy boosted this line of research, helping to fine-tune
our values for R0. As new technology is further introduced in he near future, it is
expected that this fundamental parameter of astrophysics will be measured to a
much greater degree of precision compared to what has already been achieved.
References
Carney B. (1995–08–23), Scientists Estimate Distance to Center of our Galaxy,
Retrieved 2003–09, <http://gazette.unc.edu/archives/95aug23/file.43.html>.
Darling D. (undated), The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and
Spaceflight, Retrieved 2003–09, <http://www.angelfire.com/on2/daviddarling/
ETEmain.htm>.
Finley D. (1999–06–01), VLBA Detects Earth's Motion Around the Milky Way's
Center (press release), National Radio Astronomy Observatory (NRAO), <http://
www.nrao.edu/pr/1999/sagastar/>
Freedman R. A., Kaufmann, W. J. (2002), Universe (6th edition), W. H. Freeman
and Company.
Paczynski B., Stanek K. Z. (1997), Galactocentric Distance with the OGLE and
Hipparcos Red Clump Stars (pre-print), <http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/
9708/9708080.pdf>.
Reid M. J. (1993), "The Distance to the Center of the Galaxy", Annual Review of
Astronomy and Astrophysics 1993, v:31 p:345–372, <http://adsabs.harvard.edu/
cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ARA%26A..31..345R&db_key=AST&high=
37ef41e72626413>.
Reid M. J. (2000), "Radioastronomy", Encyclopedia of Astronomy and
Astrophysics, Retrieved 2003–09, <http://www.ency-astro.com/>.
Salim S., Gould A. (1999), Sgr A* "Visual Binaries: A Direct Measurement of the
Galactocentric Distance" (abstract), <http://www.mpifr-bonn.mpg.de/gcnews/
Vol.9/[email protected]_ap9812292.abs.shtml>.
45
4. Do photographic plates still have a place
in professional astronomy?
September 20, 2003.
Unpublished.
Introduction
Since their inception in the late 19th century photographic plates have been the
most frequently used radiation detector in professional astronomy. In recent years,
the introduction of computer-based technologies has caused a rapid decline in the
use of plates for research purposes. Yet, the old, venerable plates may retain a
niche in astronomical research for the next couple of decades.
What is a photographic plate?
Photographic plates were among the early types of photographic media. The plates
are made of glass blanks measuring about 35 centimeters on a side, over which a
layer of light-sensitive silver halide crystals—usually silver bromide—was applied.
Their use by mainstream photographers was widespread from the late 19 th century
to the early 20th century, yet, because of the rigidity and durability of the glass
medium, plates remained the tool of choice for the astronomer until the 1980's.
Photographic plates are able to record about 2% of incident light [Wikipedia].
They are most sensitive in the blue part of the visible spectrum, peaking around a
wavelength of 450 nanometers, with some emulsions (namely, the transparent
medium plus the crystals) being usable down to about 200 nanometers. They are,
thus, able to respond well into the violet and the near-ultraviolet.
Photographic plates may also be used to record other segments of the visible
spectrum, and even the near-infrared. Emulsions may be pre-treated with special
dyes sensitive to the yellow and red parts of the spectrum, while wide-band filters
may also be utilized to allow the detection of these longer wavelengths. The
National Geographic Society and Palomar Observatory Sky Survey (NGS-POSS)
of the 1950's, for example, did two exposures for each field, one each with blue46
sensitive and red-sensitive plates. These monochrome views can then be combined
to produce a single, near-true-color picture of each field. This survey was made
with a 1.2-meter Schmidt telescope, in what became a successful attempt to map
about three-fourths of the sky in large segments measuring about 6°.6 × 6°.6.
Photographic plate stand at Helsinki observatory in Finland, with a plate from 1897 of the
Helsinki portion of the Carte du Ciel project. MKFI / Wikimedia Commons: public domain.
47
Infrared-sensitive emulsions have been made, some reaching to wavelengths as
high as 1,200 nanometers [Malin, 2000].
New imaging technologies in astronomy
Among radiation detectors used in astronomy, one may distinguish between three
main types or classes: (1) imagers, used to focus incident light into an image; (2)
photometers, used to measure the amount of incident light; and (3) spectroscopes
or spectrometers, used to disperse incident light into its components. Of these, it is
the imagers the ones that now concern us.
The advent of light-sensitive electronic components has made possible the
inception of digital imagers. An optical digital imager uses semiconductor chips
(usually made of silicon or germanium) to produce an electrical charge, instead of
a chemical reaction over silver bromide crystals. Among the various digital
imaging technologies which have been developed, the charge-coupled device
(CCD) has become the de facto standard in professional astronomy.
The idea behind CCDs was pioneered in 1969 by George E. Smith and Willard S.
Boyle of Bell Laboratories. One year later, Bell researchers built a video camera
containing the world's first CCD.
A regular CCD system is capable of responding to about 70% of incident light
[Freedman, Kaufmann, 2002]. Thus, it may be said that its quantum efficiency (its
speed, or more exactly, the sensitivity of detection) is about 35 times better than
that of photography. CCDs are most sensitive in the red part of the visible
spectrum, peaking around a wavelength of 750 nanometers. This translates into an
excellent sensitivity profile well beyond the visible range and into the near-infrared
segment of the spectrum. The resulting poor response in blue light is still better
than most films, but this can be enhanced by applying a phosphorescent compound
to the CCD silicon layers [Kitchin, 1998].
CCDs have a linear response to light, which means that the response to light does
not weaken through the exposure time (i,e., no reciprocity failure, like that found in
photographic emulsions). CCDs also feature a much greater dynamic range,
namely, the ability to respond to a wide range of energy levels. The dynamic range
of a CCD ranges from about 100,000 to 500,000 (corresponding to up to 14.5
48
magnitudes), compared to less than 1,000 for a photographic plate (less than 7.5
magnitudes) [Kitchin, 1998].
A charge-coupled device (CCD) for ultraviolet and visible light detection.
NASA / JPL Microdevices Laboratory / Robert M. Brown, photographer.
The first known use of CCDs in astronomy was an observation of Uranus with a
methane-band filter by Gerald Smith, Frederick Landauer, and James Janesick,
made in 1975 (however, it has been claimed that in 1974 a Fairchild CCD and a
200-millimeter telescope were used to produce an astronomical image). At first,
astronomers seemed reluctant to abandon photography—said Janesick, some time
later—yet, the new technology soon caught on. By the early 1980's, many
important observatories were routinely using CCDs in many areas of research.
Imaging devices need not be restricted to the visible spectrum. This was
increasingly realized among astronomers during the course of the 20 th century.
49
Radio observations of the sky have been made since the 1930's, and the advent of
the Space Age opened the possibility of launching space observatories capable of
detecting short-wavelength radiation that—because of atmospheric absorption—
does not normally reach the surface of the Earth. These sections of the
electromagnetic spectrum are recorded by the use of digital imagers inducing
electrical charges, similar in principle to the CCD. So now there are detectors in
the radio wavelength range (radio and radar dishes), in the infrared (which are
similar to optical detectors, but need to be shielded from their own thermal
radiation), in the ultraviolet (phosphor-treated optical detectors, plus some
photographic films), in the X-ray range, and even gamma-ray detectors.
Advantages and disadvantages of the new technologies
Digital imagers have many advantages over photographic plates.
Better sensitivity
Higher quantum efficiency (or speed), superior linear response and better dynamic
range.
Broader spectral range
The spectral range of CCDs is about 400 to 1,100 nanometers, wider than that of
an untreated photographic plate. This covers essentially the entire visible spectrum
as well as part of the near infrared.
Reduced delay
Captured images go directly into a computer memory, and are ready for viewing
and analyzing, while photography requires chemical processing and other timeconsuming preparations (like hypersensitizing, for example, a procedure used to
gain additional sensitivity).
Loss-less medium
Since the images go directly into a computer memory and are permanently stored
into a standard non-compressed format (FITS or TIFF), all data is preserved, while
the process of scanning or copying a negative leads to considerable data losses.
50
Digital imagers also have some deficiencies.
Small field of view
This is, right now, the main limitation of CCDs. It is not uncommon to hear of 1°
CCD fields of view from Schmidt telescopes that would otherwise capture over 5°
by traditional photographic means. CCDs are physically small, ranging from about
1.0 to 7.5 centimeters across [Davenhall, Privett, Taylor, 2001] while ordinary
photographic plates measure around 35 centimeters. This limitation may be
partially overcome by creating mosaic images, but at the moment this is a very
time-consuming process.
Cost
CCDs are not—yet—very cost-effective in terms of resolving power.
Photographic emulsions still give much better resolution than CCDs for the same
price.
Noise and blooming
Cosmic rays hitting the silicon layers of a CCD are an important cause of noise. It
is possible, however, to eliminate this problem by shooting several frames of the
same target object and then doing a comparison. Additionally, there is blooming,
which refers to vertical streaks visible in a digital image occurring when an
excessively bright pixel saturates and strays into adjacent pixels. Anti-blooming
gates are now being built-in some CCD cameras, but they result in decreased
sensitivity and resolution.
Uncertainty regarding the longevity of digital media
Although digital images by themselves are not seen as prone to deterioration or
corruption, it is uncertain whether the media containing this data is as durable as
previously thought. A CD-ROM, for example, previously thought to last perhaps
centuries, may not even preserve its data after one decade.
It is expected, however, that these limitations will be resolved in the course of the
next couple of decades as better technology becomes available.
51
Current use of photographic plates in astronomy
As explained before, CCDs cannot even approach the richness of field that is
routinely obtained by means of photographic plates. So, many studies involving
extended deep-sky structures, as well as sky surveys and patrols still rely in
traditional plate photography. Here, the efficiency of hypersensitized film is
regarded as superior to digital imaging. Even though many Schmidt telescopes
around the world (the type of instrument best suited to the above mentioned
research) have now been fitted with CCD cameras—including the venerable 1.2meter Oschin telescope at Palomar Mountain, in California—a number of them
still retain plate holders which can be used for film photography.
This could remain the state of affairs for at least two decades. We must also
remember that film photography is an old, proven technique, whereas the new
technologies are still rapidly evolving, so the full CCD take-over may still have to
await—at least, for conservative-minded astronomers—until the technology
achieves more stability.
The future availability of photographic plates from manufacturers, however,
remains to be seen. Kodak, for example, has announced (during a 1994 meeting at
the American Astronomical Society) that they "will no longer be making any plates
other than the IIIaJ and IIIaF types", and that the IVN near-infrared plate "will be
made until the raw materials are gone" [Schoening, 1994]. Kodak, however,
provides that those with long-term programs which could be affected may contact
the company directly with their needs.
Conclusion
Though clearly advantageous for most astronomical applications, new imaging
technologies do have some drawbacks—such as very limited fields of view—that
may result particularly onerous within some research fields. Until such problems
may be dealt with in a simple and cost-effective way, photographic plates will
retain their place as a valuable tool in professional astronomy.
References
Anonymous (undated), "Photographic Plate", Wikipedia, Retrieved 2003–09,
52
<http://www.wikipedia.org/wiki/Photographic_plate>.
Davenhall A. C., Privett G. J., Taylor M. B. (2001), "Advantages and
Disadvantages of CCDs", The 2-D CCD Data Reduction Cookbook, Retrieved
2003–09, <http://www.starlink.rl.ac.uk/star/docs/sc5.htx/sc5.html>.
Freedman R. A., Kaufmann W. J. (2002), Universe (6th edition), W.H. Freeman and
Company.
Kitchin C. R. (1998), Astrophysical Techniques (3rd edition), Institute of Physics.
Malin D. (2000), "Detectors: Photography", Encyclopedia of Astronomy and
Astrophysics, Retrieved 2003–09, <http://www.ency-astro.com/>.
Schoening B. (1994–03–01), "Future Availability of Kodak Photographic Plates",
NOAO Newsletter No:37 (March 1, 1994), <http://www.noao.edu/noao/noaonews/
mar94/art10.html>.
53
5. The extent of light pollution in Puerto Rico
December 31, 2004.
Self-published via armandocaussade.org, December 31, 2004.
Light pollution is the illumination of the night sky due to man-made lighting. This
artificial brightening interferes with astronomical observations by degrading the
visibility of stars and deep-sky objects such as nebulae, star clusters and galaxies.
My goal here is to show the extent of light pollution in Puerto Rico by means of
satellite pictures and sky brightness maps, and more specifically to attempt a
quantitative assessment of the problem using the Bortle dark-sky scale.
Figure A. Artificial lighting in the Caribbean.
Earth's City Lights image obtained from space in 2000 by the DMSP mission. Cropped and
scaled from the 8,192 × 4,096 color TIF version. C. Mayhew and R. Simmon, NASA / GSFC.
54
Due in part to the island's high population density the effects of light pollution are
particularly severe. As apparent in figure A Puerto Rico stands out as the brightest
patch throughout the tropical Atlantic, with the possible exception of the large
urban areas of Florida. The island's semi-rectangular shape is easily discernible as
large parts of the coastline have been installed with artificial lighting. Figures A
and B are actual night-time photographs of the Earth's surface obtained by satellite.
Figure B. Artificial lighting in Puerto Rico.
Earth's City Lights image obtained from space in 2000 by the DMSP mission. The picture was
cropped from the 30,000 × 15,000 grayscale GIF version, giving the highest possible resolution
from among the publicly available images. C. Mayhew and R. Simmon, NASA / GSFC.
Figure B is yet more revealing. Artificial lights are seen encroaching about half the
island's land mass. The San Juan metropolitan area is clearly visible as a bright
patch to the northeast, extending almost fully to the eastern seaboard. The
Luquillo Range is now the only remaining pocket of darkness in this part of the
island. A rather large dark area is plainly visible in the western interior region
55
along the Central Mountain Range, although it appears dotted with light sources
from towns such as Lares, Utuado and Adjuntas. Also noticeable are two distinct
dark areas along the southern seaboard, surrounding Lajas and Santa Isabel.
Figure C. Light pollution in the Caribbean.
The entire Caribbean region as well as part of Florida are shown here. This picture has been
cropped from the high-resolution full color TIFF version and reduced to 19% the original
resolution. World Atlas of Artificial Sky Brightness, http://www.lightpollution.it/dmsp/
Credit: P. Cinzano, F. Falchi (University of Padova), C. D. Elvidge (NOAA National
Geophysical Data Center, Boulder). Copyright Royal Astronomical Society. Reproduced from
the Monthly Notices of the RAS by permission of Blackwell Science. The Istituto di Scienza e
Tecnologia dell'Inquinamento Luminoso (Light Pollution Science and Technology Institute) of
Thiene, Italy (http://www.istil.it/) also supported part of the study for the World Atlas.
In contrast to figures A and B where light sources appear discrete, figures C and D
show the continuum of light scatter in the island's night skies, which translates very
closely into the actual amount of light pollution that would be seen by an observer
56
at ground level. Figure C, in particular, illustrates the long-range scatter of
artificial light within the Caribbean, where even rural regions are affected by light
pollution originating in distant, large urban centers.
Figure D. Light pollution in Puerto Rico.
Puerto Rico, the United States Virgin Islands and the British Virgin Islands are shown here. This
picture has been cropped from the high-resolution full color TIFF version and left to the original
resolution. World Atlas of Artificial Sky Brightness, http://www.lightpollution.it/dmsp/
Credit: P. Cinzano, F. Falchi (University of Padova), C. D. Elvidge (NOAA National
Geophysical Data Center, Boulder). Copyright Royal Astronomical Society. Reproduced from
the Monthly Notices of the RAS by permission of Blackwell Science. The Istituto di Scienza e
Tecnologia dell'Inquinamento Luminoso (Light Pollution Science and Technology Institute) of
Thiene, Italy (http://www.istil.it/) also supported part of the study for the World Atlas.
Figure D is a high-resolution map of light scattering in Puerto Rico. The same
overall pattern as in figure B is seen here, i.e.: (a) heavily light-polluted skies
above the San Juan metropolitan area; (b) improved but still problematic
57
conditions throughout the eastern half of the island; (c) moderate, "suburban" sky
brightness levels across the western interior and the southwest, areas which clearly
emerge as the least affected ones. Intensity levels—displayed as colors in figures
C and D—are matched below to the Bortle scale of light pollution.
The Bortle dark-sky scale was introduced in 2001 by the renowned amateur
astronomer and comet expert John E. Bortle based on nearly fifty years of
observing experience. To learn more, see Bortle's original article in pages 126–129
of the February 2001 issue of Sky & Telescope. A PDF version is available online
at: http://media.skyandtelescope.com/documents/BortleDarkSkyScale.pdf
As evident in figure D the San Juan metropolitan
area encompasses Bortle classes 9 to 6. Two
other urban areas also suffer from polluted class
7 and 6 skies—Ponce and Humacao—while the
rest of the island sees moderately lit skies
between classes 5 and 4. Coastal areas rate
around 5, with the mountainous interior
weighing in between 5 and 4. Therefore—as per
figure D—astronomical observations within the
island are inexorably bound by the limits of
Bortle class 4.
There is a way out, however. The outlying
islands of Vieques and Culebra—which are
actually offshore townships of Puerto Rico—
enjoy significantly darker skies, and from figure
D could be rated at classes 4 and 3, respectively.
Mona Island—an uninhabited natural reserve
managed by the Puerto Rico government—
would fare even better, with pristine class 2 skies.
Light pollution intensity levels
matched to the Bortle scale.
Armando Caussade.
Figure E is a population density map of Puerto Rico. A comparison with figure D
shows how closely light pollution correlates with population density. The overall
population density is indeed very high—with 430 persons per square kilometer,
according to recent (2000) United States census results—which largely explains
the acute levels of light pollution that are seen throughout the island. The
perception that increased lighting helps prevent crime is undeniably another factor.
58
Figure E. Population density in Puerto Rico. This map is based upon the 2000 United States
census results. Javier Rodríguez-Galarza / Wikipedia: CC–BY–3.0.
Figure F. Lights of the San Juan metropolitan area in northern Puerto Rico.
November 17, 1990 at 10:00 pm — Comerío, Puerto Rico. Armando Caussade.
59
Finally, I have taken a picture to illustrate the problem. Figure F shows light
pollution from the San Juan metropolitan area as seen from Comerío in the
northern slopes of the Mountain Range, about 25 kilometers to the southwest. This
image was obtained long after the astronomical dusk, yet overall sky conditions
resemble more a state of twilight with stars nearly washed out. Unfortunately, this
is what the night sky looks from the Puerto Rico countryside.
Post scriptum (February 2015)
When I wrote this piece ten years ago sky brightness conditions in the island were
already worrisome, but nowadays they are unbearable. Unless one heads offshore,
it is now nearly impossible to even reach Bortle class 4. The western interior and
the southwest—undoubtedly the darkest areas and formerly at a solid class 4—are
now down to class 5, with maybe a few remaining pockets at class 4. Sadly, the
dark skies of just two generations ago have been completely wiped out. On the
positive side, awareness of the problem is increasing in Puerto Rico.
Light pollution is now known to disrupt not only astronomical work but also the
environment. Artificial sky brightness, for example, reduces the visual impact of
bioluminescent dinoflagellates along the beaches, and it also kills leatherback sea
turtle hatchlings emerging from their nests as they crawl inland instead of out to
the sea (because they are innately attracted to light sources).
In late 2006 the Conservation Trust of Puerto Rico launched a public outreach
initiative (i.e., Puerto Rico Brilla Naturalmente) that has been highly successful in
raising public awareness of the light pollution issue, with 106,000+ people reached
as of early 2013. Additionally, in August 9, 2008 the governor of Puerto Rico
signed into law a bill to establish a "Program for the Control and Prevention of
Light Pollution" under the jurisdiction of the Environmental Quality Board. Both
initiatives have spawned advisory committees with appointed representatives from
leading organizations, including the Puerto Rico Astronomy Society.
I contend that we are facing a serious problem with light pollution in Puerto Rico.
Almost the entire island is now at Bortle class 5 or higher. To give an idea how
class 5 skies look like compared to a truly dark, class 1 sky, see the illustration in
the following page. Evidently, more light pollution means less stars—and less
Milky Way, and less deep-sky objects—that will be seen. It is that simple.
60
Illustration of the Bortle dark-sky scale.
Image rendered using the Stellarium free planetarium. International Dark-Sky Association.
For more on the topic of dark skies and light pollution control I would like to refer
the reader to chapters 8 and 15 of this book. Chapter 8 contains an account of a
number of astronomical observations that I have made in Puerto Rico under
moderately dark skies. Material in chapter 15 may be found under "Cielos oscuros
y estrellas de la sexta magnitud".
61
6. Stellar spectroscopy with the
Rainbow Optics diffraction grating
November 22, 2003.
Self-published via armandocaussade.org, August 22, 2004.
Introduction
Some time ago I bought the Rainbow Optics diffraction grating and used it to
record the spectral lines of two bright stars, and even make an attempt at spectral
classification. In spite of its affordability, this diffraction grating is an outstanding
product whose quality rivals that of expensive professional spectrographs. I
believe the Rainbow Optics diffraction grating (http://www.starspectroscope.com/)
can be successfully used by amateurs interested in stellar spectroscopy, and
thought useful to share my first light experience using this wonderful product.
How the stellar spectra were obtained?
Instrumentation
I used a Celestron C8 200-millimeter f/10 Schmidt-Cassegrain telescope, fitted
with a 26-millimeter Plössl eyepiece and a standard Celestron (mirror-type) 1.25inch star diagonal. A Nikon FM-2 manual SLR camera was utilized for recording
the spectra, loaded first with Fujicolor Superia 400 color negative film, and then
with Kodak Tri-X 400 black and white negative film. The spectroscope itself
consists of a diffraction grating for stellar spectroscopy made by Rainbow Optics,
which attaches to a standard 1.25-inch eyepiece via the filter thread. It is a
transmission grating with about 200 grooves per millimeter [Gavin, 2003] that has
been blazed to concentrate about 75% of the incoming light into one of the firstorder spectra. The product also includes a separate cylindrical (or astigmatic) lens
which elongates the resulting spectra to allow for direct visual observation.
Observing site, time and weather conditions
The observing site is located within the urban area of San Juan, Puerto Rico, at a
62
longitude 66° west of Greenwich, and latitude 18° north of the equator.
Observations were carried out during the nights of November 18, 2003 and
November 20, 2003, at approximately 2:30 am and 1:30 am local time,
respectively. Thin high clouds—the remains of a tropical low pressure system that
affected the eastern Caribbean region during the first two weeks of November—
prevailed during each of the observing sessions, but did not seem to appreciably
affect the visual or photographic appearance of the spectra.
Technique
I targeted two first-magnitude stars of different spectral type: Sirius, a bluishwhite, main-sequence star, and Betelgeuse, a well-known red supergiant. Each of
the two stars was observed within one hour of its local transit, so that they would
be visible at a sufficiently high elevation above the horizon (79° and 55°,
respectively), in order to minimize any possible atmospheric degradation. A 26millimeter eyepiece was attached to the telescope, which gave an exit pupil of 2.6
millimeters—ideal for spectroscopic work—and the diffraction grating was
threaded at the far end of the star diagonal, in order to produce a longer, better
resolved spectral image. Focusing was made by using the star itself, although the
final precise focus was achieved by moving the focuser very slightly inside of
focus—which is recommended by the grating's manufacturer—in order to allow
the stellar absorption lines to become sharply focused.
The SLR camera was mounted on a separate tripod and pointed to the telescope by
means of the afocal coupling technique. The effective focal length of the system
was 3,850 millimeters, resulting in a focal ratio of f/19.25. Four exposures were
made of each spectrum—two each, in both color and monochromatic film—and
the time was set at 8 seconds without tracking, to allow the spectral image to gain
width by the natural drifting due to the rotation of the Earth. The film was taken to
a local photo laboratory for standard developing, and the resulting spectrograms
were then scanned directly from the negative strip using a Nikon CoolScan IV film
scanner. They were later computer-processed with the scanner's own NikonScan
v3.1 software for increased contrast, and were likewise partially rotated to achieve
a straight horizontal orientation, using Corel PhotoHouse v2 software.
The spectral images
A spectrogram is basically a photograph of a spectrum, but the term may be taken
63
to mean any representation of a spectrum, digital or otherwise. The terms
spectrogram and spectral image will be used interchangeably in this review.
The resulting spectrograms appear below.
Figure A. Color spectrogram of Sirius.
Armando Caussade.
Figure B. Monochromatic spectrogram of Sirius with identification of prominent absorption
lines. Wavelength is indicated in nanometers. Armando Caussade.
64
Figure C. Color spectrogram of Betelgeuse.
Armando Caussade.
Figure D. Monochromatic spectrogram of Betelgeuse with identification of prominent
absorption lines. Wavelength is indicated in nanometers. Armando Caussade.
65
Analysis of the resulting stellar spectra
At first sight color spectrograms appear more attractive (see figures A and C), but
upon closer inspection it becomes clear that the absorption lines look more defined
in black and white. The color images also show a number of artifacts—like dark
bands at the transitional areas between the main colors—that would hinder an
analysis of the spectra [Tonkin, 2002]. Therefore, my analysis will be based
exclusively on the monochromatic images.
The black and white spectrograms show a clear set of absorption lines and bands,
from which a spectral type may be ascertained. Comparisons were made with
sample spectra from Practical Amateur Spectroscopy [Tonkin, 2002]. By the way,
I consider this text an invaluable reference, and would heartily recommend it to for
anyone interested in amateur spectroscopy.
Sirius' spectral image, for example (see figure B), has a very prominent set of
absorption lines that are—without a doubt—those of the Balmer series, which is a
spectral signature of ionized hydrogen. Six such lines are clearly seen, converging
rapidly towards the blue end of the spectrum, with a faint seventh and eighth line
also visible upon close visual inspection of the negative. No helium or metallic
lines are visible. Taking all this into consideration, it may be safe to establish
Sirius' spectrum as of type A.
Betelgeuse's spectrogram (see figure D) looks very different. Instead of lines we
see mostly dark absorption bands, which are a trademark of cool, red stars. The
three prominent bands in the green—near the middle of the spectrum—are very
probably due to magnesium monohydride (MgH) and titanium II oxide (TiO),
molecular gases found in the atmospheres of cool stars. The dark, wide feature on
the right is harder to identify, but could be the titanium oxide (TiO) band located at
547.0 nanometers. No hydrogen lines are discernible. Spectra like this begin to
appear in stars of late type K, but because of the strength of the molecular bands it
seems logical to establish Betelgeuse's spectral type as of type M.
A number of additional stars were also inspected visually, by attaching in front of
the eyepiece the cylindrical lens which came with the diffraction grating. Canopus
and Procyon, for example, also exhibited a set of Hydrogen (Balmer) lines, but
these appeared weaker than those of Sirius, which is consistent with their spectral
types of F0 and F5, respectively. Regulus—at spectral type B7—also showed a
66
weak, although distinct set of Balmer absorption lines.
The most striking of all spectra which I visually inspected, however, was that of
the second magnitude Wolf-Rayet star γ Velorum. This object barely rises above
the horizon for observers in the northern hemisphere (its elevation at the time of
the observation was only about 15°) but nonetheless, its spectrum showed a very
intense emission line in the blue, and two other bright, twin lines in the yellow.
The British astronomer Ralph Copeland said—in 1883—of this star's spectrum,
that it is "incomparably the most brilliant and striking in the whole heavens."
Conclusion
After two nights with the Rainbow Optics diffraction grating I can say that this
product vastly exceeded my expectations. If I was able to obtain such fine results
using film-based photography, I
can only imagine what could be
possible
using
the
latest
generation of single-shot color
digital cameras.
Before closing I should state that
my purpose is only to provide a
personal opinion. I have no
business relationship with any
optical manufacturer or retailer,
and the item discussed here was
obtained
through
regular
commercial channels.
The Rainbow Optics diffraction grating.
Armando Caussade.
References
Gavin, M. (2003), "Amateur Spectroscopy", Encyclopedia of Astronomy and
Astrophysics, Retrieved 2003–11, <http://www.ency-astro.com/>.
Tonkin, S. F., editor (2002), Practical Amateur Spectroscopy, Springer-Verlag.
67
68
PARTE II:
SECCIÓN EN ESPAÑOL
69
70
7. Cómo adquirir su primer telescopio
18 de junio de 2012. 27 de noviembre de 2013. 23 de abril de 2016.
El Observador, julio de 2012, diciembre de 2013, edición de primavera de 2016.
Mis sugerencias van dirigidas específicamente a la persona que está iniciándose en
la astronomía y que desea adquirir un primer telescopio. Éstas son el producto de
más de veinticinco años utilizando telescopios astronómicos de todo tamaño, tipo y
costo. Asumo, por supuesto, que el instrumento a comprarse se empleará
exclusivamente para observación del cielo y no para fotografía astronómica.
Lo que conviene para el principiante
Un primer telescopio debería poseer un diseño óptico simple, que facilite el uso y
mantenimiento del instrumento. Los mejores ejemplos serían un reflector
newtoniano en montura Dobson de 150 a 200 milímetros de abertura (6 a 8
pulgadas), o un refractor acromático de tubo largo de 75 a 100 milímetros de
abertura (3 a 4 pulgadas). Hemos dicho aquí •a•cromático y no •apo•cromático.
Una buena óptica generalmente implica un golpe para el bolsillo. No obstante, los
diseños antes referidos le proveerán una alta calidad a un precio razonable. El
presupuesto para un primer telescopio debería ser entre US$300 y US$600.
Abertura se refiere al diámetro del objetivo, que podrá ser igualmente un lente
acromático o un espejo cóncavo. La abertura es el parámetro fundamental de un
telescopio, pues ella determinará cuánta luz el instrumento podrá captar. A mayor
abertura, mayor será la captación de luz y consecuentemente más poderosa será la
óptica. Más que aumentar, la función de un telescopio será captar luz.
También es importante comprender el concepto de proporción focal, que se refiere
a la razón obtenida mediante división de la longitud focal por la abertura (o sea, F
÷ A). Como la longitud focal de un telescopio clásico —ya sea un refractor o
reflector de Newton— corresponde aproximadamente a la extensión del tubo, la
proporción focal podrá estimarse con sólo mirar el instrumento. Una proporción
focal de ocho, por ejemplo, se leerá como "efe ocho" y se escribirá como f/8.
71
Pasaré a enumerar las características deseables en un primer telescopio. Antes de
comprar, lea las especificaciones provistas por el fabricante y asegúrese que el
instrumento a adquirir posea cada una de las siguientes características:
1) Construcción sólida. Un telescopio debe estar fabricado en metal y no en
plástico. Debe tener un portaoculares firme con un buen engranaje de
enfoque cuyo movimiento resulte preciso y consistente, sin juego ni
resistencia. También conviene averiguar si hay mecanismo de colimación e
igualmente debería verificarse la calidad de éste. Colimación significa
lograr una alineación exacta de cada elemento óptico dentro del instrumento.
2) Montura robusta. Debe ser perfectamente estable y libre de vibraciones, lo
cual significa que jamás se tambaleará al contacto o ante el viento. Una
montura adecuada para un telescopio refractor sería una de tipo acimutal o
ecuatorial que pueda sostener al menos unos 10 kilogramos (22 libras). En
el caso de los reflectores, la montura ideal sería la de tipo Dobson.
3) Larga proporción focal. El adjetivo "largo" se traduce en una proporción
focal igual o mayor a f/6 en los reflectores y sobre f/8 en los refractores.
Exceptuando algunas unidades exóticas y de alto costo, los telescopios de
tubo corto sufren aberraciones residuales cuyo efecto sólo podrá atenuarse
utilizando oculares y aditamentos a un precio igualmente oneroso.
Recapitulando, mi sugerencia sería optar por los diseños ópticos clásicos y
sencillos. Cuando hablo sobre diseños sencillos me refiero a lo siguiente:
1) Reflectores newtonianos en montura Dobson, entre 150 y 200 milímetros de
abertura y con proporción focal igual o superior a f/6.
2) Refractores acromáticos de tubo largo, entre 75 y 100 milímetros de abertura
y con proporción focal igual o superior a f/8.
Esa sería mi recomendación fundamental. Ambas clases de telescopio abundan en
el mercado y se pueden adquirir con facilidad a un costo de entre US$300 y
US$600. Un instrumento de esta índole dará buen rendimiento y le garantizará un
comienzo sólido en su afición a la astronomía.
72
Izquierda: reflector newtoniano de 200 milímetros en montura Dobson.
Derecha: refractor acromático de 100 milímetros en montura ecuatorial.
Szőcs Tamás (i.e., Tamasflex) / Wikipedia: CC–BY–SA–3.0.
Lo que debe evitar un principiante
Como principiante, procure resistir la tentación de adquirir telescopios
extravagantes. La instrumentación que debería evitar el neófito es la siguiente:
1) Los refractores de tipo apocromático, por el monto de la inversión. Un
apocromático de 75 milímetros puede costar entre US$1,000 y US$2,000.
2) Los telescopios híbridos o catadióptricos, por diversos motivos: largo tiempo
de estabilización termal, susceptibilidad del lente corrector al rocío, etc.
3) Telescopios muy grandes o pesados. La realidad es que un telescopio
sencillo, fácil de instalar y de transportar, se usará con mayor frecuencia.
De otra parte, indicaré algunas características que no guardan relación con la
calidad de la óptica y por tanto carecen de utilidad en un primer telescopio:
73
1) Recubrimientos ópticos (coatings), ya sea en lentes o espejos. Importará
más la mera calidad del objetivo que la presencia de tales recubrimientos.
En un espejo bastará una cubierta básica de aluminio a 85% de reflectividad.
2) Diseños ópticos fabricados exclusivamente para la astrofotografía. Un
primer telescopio debería estar destinado exclusivamente a la observación
del cielo y no a realizar trabajos fotográficos o de investigación.
3) Aparatos de localización electrónica, tipo "GoTo". No son prácticos para el
principiante, quien más bien debería utilizar su telescopio para instruirse en
la localización manual de estrellas, planetas y objetos de espacio profundo.
Todas estas cosas podrían ser de utilidad para el experto, pero para un neófito
resultan innecesarias o hasta contraproducentes. Manténgase alerta y no se deje
engañar por tácticas de mercadeo.
Recuerde también que a mayor abertura, mayor será la captación de luz y por ende
mayor será la potencia del instrumento. Evite comprar aberturas menores de 75
milímetros, pues la captación de luz en dichos telescopios es escasa. De hecho, la
lista Messier que comprende 110 objetos de espacio profundo sólo podrá ser
completada utilizando una abertura de 75 milímetros o más. Necesitará también un
objetivo de por lo menos 75 milímetros para apreciar detalles en los planetas.
Otros factores a considerar
Al realizar la compra asegúrese que el vendedor aceptará devoluciones dentro de
un término mínimo de dos semanas. Utilice este tiempo para que un astrónomo
aficionado experto evalúe la calidad óptica del telescopio. Esto se hace mediante
observación a altos aumentos de algún planeta brillante (Marte, Júpiter o Saturno)
y comprobando que la imagen luzca perfectamente nítida y definida. Si la imagen
se muestra borrosa, será señal de mala colimación o de pobre calidad óptica; la
colimación es remediable, pero la calidad no. Dichas pruebas pueden también
hacerse con una estrella, pero los resultados serán más difíciles de interpretar.
En el caso de los telescopios reflectores (cuya óptica consta de espejos) conviene
asegurarse que el objetivo haya sido fabricado con una figura parabólica y no
esférica. De lo contrario el instrumento sufrirá aberración esférica, aunque el
defecto será menos perceptible si la proporción focal fuera superior a f/8.
74
En un telescopio astronómico los oculares siempre son intercambiables,
permitiendo así variar los aumentos que el instrumento producirá. Comience sus
observaciones utilizando oculares de baja potencia y amplíe gradualmente hasta
encontrar el aumento óptimo. Existe un límite práctico en los aumentos, que será
la abertura expresada en milímetros y multiplicada por dos (por ejemplo, un
objetivo de 150 milímetros podrá alcanzar hasta 300 aumentos). Sin embargo —y
como usted eventualmente descubrirá— no es posible trabajar a grandes aumentos
a menos que el telescopio esté apoyado sobre una montura muy sólida.
Hablando más concretamente sobre oculares, recomiendo el diseño Plössl. Se trata
de una óptica excelente y económica al mismo tiempo, con un costo entre US$40 y
US$120 por unidad. Si nuestro criterio de calidad fuera que la óptica estuviera
relativamente libre de aberraciones, entonces un buen Plössl no tendrá nada que
envidiarle a otros diseños que le tripliquen en costo. Las focales más efectivas son
las comprendidas entre 10 y 25 milímetros, inclusive. No invierta en oculares
exóticos que le cuesten igual o más que el propio telescopio.
Es importante considerar la oscuridad del lugar donde se empleará el telescopio.
En la ciudad o en los suburbios la contaminación lumínica borrará el techo estelar,
dejando únicamente la Luna y los planetas. La observación de espacio profundo
—que comprende nebulosas, cúmulos estelares y galaxias— sólo será posible
desde lugares muy oscuros o apartados, y únicamente durante noches transparentes
cuando la atmósfera se presente limpia y sin bruma.
Igualmente, debería tenerse una expectativa razonable sobre la productividad del
instrumento a comprar. Un telescopio de aficionado jamás aumentará los planetas
a un tamaño inmenso ni mostrará destellos multicolores en las nebulosas.
Debemos recordar que las coloridas fotografías que se publican en revistas y en la
Internet se obtienen utilizando enormes telescopios y sondas interplanetarias.
Conviene enfatizar la importancia de que un primer telescopio sea razonablemente
liviano y portable, pues de lo contrario terminará sin utilizarse y guardado en un
sótano o almacén. La experiencia demuestra que un instrumento sencillo se utiliza
más que uno complicado. De otra parte, nunca compre un instrumento basándose
en los aumentos que éste produzca sino en su abertura. Un telescopio será más
poderoso que otro si le supera en diámetro y no en aumentos.
75
Comparación de Saturno según visto por una nave espacial y mediante un telescopio amateur.
Izquierda: imagen obtenida por la sonda Cassini. NASA / JPL / Space Science Institute.
Derecha: imagen captada mediante un telescopio de 200 milímetros. Jimmy Pérez.
Recomendaciones finales
A fin de cuentas, la compra de un primer telescopio debería ir dirigida a adquirir un
objetivo excelente. Por supuesto, conviene procurarse una montura fuerte y un
buen juego de oculares, pero el meollo del asunto está en la calidad del objetivo.
Sin un buen objetivo, poco o nada podrá usted ver a través de él. La posibilidad de
conseguir una óptica de calidad y a un precio razonable aumentará en la medida
que el telescopio a adquirirse reúna las especificaciones ofrecidas en estas líneas.
La calidad de un objetivo reside fundamentalmente en la correcta ejecución de la
figura óptica. El fabricante de un telescopio deberá alcanzar en cada uno de los
cristales que utilice una curvatura muy exacta cuyo error de superficie no debería
exceder 1 / 27,000 milímetros. Parecerá irónico, pero resulta más probable obtener
esta calidad mediante acabado a mano y no mecanizado. El tipo de vidrio que se
emplee y un pulido esmerado abonarán también a la calidad final del producto.
Deseo referir al interesado a la página web Cloudy Nights que publica revisiones
imparciales de telescopios. Sin duda alguna es la mejor referencia disponible.
76
Cloudy Nights: http://www.cloudynights.com/
Es improbable encontrar un telescopio como el aquí recomendado en una tienda
por departamentos. Afortunadamente desde 2011 existe en Puerto Rico un suplidor
especializado en telescopios astronómicos. Se trata de Telescopios del Caribe
LLC, compañía netamente puertorriqueña con inventario en la isla. Lo menciono
sólo para efectos de orientación, y la única relación que mantengo con la empresa
es la que puediera existir en mi calidad de cliente satisfecho.
Telescopios del Caribe LLC: http://www.telescopiospr.com/
Quisiera resaltar la importancia para el principiante de tomar prestado un
telescopio, salir afuera una noche y mirar por él, antes de siquiera pensar en
comprar nada. Recomiendo también que se realicen estas observaciones junto a
una persona experimentada.
Sugiero al lector la posibilidad de acudir a una observación nocturna organizada
por aficionados, como las que realiza periódicamente la Sociedad de Astronomía
de Puerto Rico (SAPR) en diversos lugares de la isla. Durante estas sesiones usted
podrá utilizar y comparar telescopios de diversos tamaños y estilos. Le invito a
visitar la página web de la SAPR —institución a la que me honro en pertenecer
desde sus inicios— para conocer los próximos eventos en calendario.
SAPR / Página de actividades: http://www.astronomiapr.org/?node=117
Le deseo suerte durante la compra de su telescopio, y ¡cielos siempre claros!
77
8. Algunas consideraciones sobre oculares para telescopios
30 de octubre de 2013.
El Observador, noviembre de 2013.
Hace algún tiempo se publicó mi artículo titulado "Cómo adquirir su primer
telescopio", el cual tuvo una acogida muy favorable. Con tal de continuar
informando al principiante me pareció lógico escribir algo también sobre oculares.
Las opiniones y recomendaciones que ofrezco son el resultado de más de
veinticinco años utilizando oculares astronómicos de todo largo focal, tipo y costo.
Lo primero que diré es que no existe ningún ocular perfecto, como tampoco hay
telescopios perfectos. Todo sistema de lentes —incluidos los más costosos—
sufrirá aberraciones residuales inherentes al propio diseño óptico. En esencia,
adquirir un ocular significará para usted identificar el conjunto de aberraciones que
menos le perjudiquen en el tipo de observación que hubiera decidido realizar.
Mi recomendación fundamental sería la siguiente: jamás compre un ocular sin
antes haber mirado por él, y preferiblemente a través de su propio telescopio.
Sepa que el rendimiento de un ocular puede variar según el instrumento, y que una
joya óptica en el telescopio de su colega podría resultar un limón en el suyo.
Comenzaré con un repaso sobre conceptos básicos y sobre aberraciones ópticas
que presentan los oculares. Luego iré al meollo de la cuestión y ofreceré mis
opiniones sobre cuáles serían los oculares idóneos, según las diversas vertientes de
observación telescópica que comprende la astronomía amateur. Al final añadiré
algunas recomendaciones de carácter general.
Conceptos básicos
El propósito de un ocular será recolectar la luz captada por un objetivo, y con ella
formar una imagen coherente. Dicha imagen resultará ampliada por un número de
veces que será determinado por la fórmula M = F ÷ f, donde M corresponde al
aumento generado, F a la focal del objetivo, y f a la focal del ocular. Cuando
decimos que un ocular produce 50 aumentos, significa que aumentará el diámetro
78
de la imagen en unas 50 veces. Esto se ha convenido en escribirlo como 50×, lo
cual podrá leerse como "cincuenta equis" o "cincuenta aumentos".
Una reducción en la medida focal del ocular producirá un mayor aumento, o sea,
que un ocular de 12 milímetros aumentará el doble que uno de 24.
En un telescopio astronómico los oculares siempre son intercambiables,
permitiendo así variar los aumentos que el instrumento producirá. Conviene
mencionar que en un telescopio pueden también utilizarse oculares fabricados para
microscopios. El largo focal de dichos oculares se obtiene mediante la relación f =
250 ÷ m, donde f sería el largo focal expresado en milímetros, y m la potencia del
ocular en cuestión según aparezca indicada en el cilindro (5×, 10×, etc.).
Los cilindros se fabrican de modo uniforme en tres tamaños: 2 pulgadas (nuevo
estándar americano), 1.25 pulgadas (estándar clásico americano, aún vigente), y
0.965 pulgadas (estándar de origen alemán y utilizado luego en Japón, hoy día
obsoleto). Un telescopio que posea un portaoculares de 2 pulgadas podrá también
emplear oculares con cilindro más estrecho, pero lo contrario no será posible.
Catorce oculares de la colección del autor. Cuatro de los cinco que aparecen al fondo poseen
cilindro de 2 pulgadas. Al frente están colocados los de 1.25 pulgadas. Armando Caussade.
Los oculares de 2 pulgadas no siempre funcionarán en los telescopios de tipo
reflector y catadióptrico —especialmente si la abertura es menor de 200 milímetros
79
(8 pulgadas)— debido al viñeteo parcial inducido por el espejo secundario y/o por
el mismo portaoculares. Este factor debería tenerse en consideración antes de
adquirir dichos oculares. En los telescopios refractores no existe esta limitación.
Un ocular de 2 pulgadas puede llegar a mostrar hasta cinco grados de cielo si se
utiliza con un telescopio refractor pequeño. El campo de vista se calcula mediante
la fórmula c = C ÷ M, donde c representaría el campo visual observado en el cielo,
C el campo de vista aparente del ocular, según indicado por el fabricante (52°, 68°,
etc.), y M el aumento producido por el telescopio y ocular en cuestión.
Otro concepto relevante sería el descanso del ojo (eye relief, en inglés), a saber, la
distancia entre el ojo y los cristales del ocular. Las personas que llevan anteojos
requieren al menos veinte milímetros de descanso para observar con razonable
comodidad. Afortunadamente, la óptica ha adelantado al punto que la mayoría de
los oculares en venta hoy día cumplen con este requerimiento.
Aberraciones ópticas
Discutiré someramente seis aberraciones comunes en los oculares y sus resultados
sobre la imagen. La mayoría de estos defectos se acentúan conforme la mirada se
aparta del centro del campo visual y se aproxima a los bordes.
Cuatro miradas a través de un ocular: (1) vista perfecta sin aberraciones,
(2) astigmatismo, (3) distorsión, y (4) curvatura focal. Armando Caussade.
1) El astigmatismo es la aberración más común en los oculares.
El mejor
enfoque posible para las estrellas situadas hacia los bordes del campo visual
será no un punto, sino un borrón alargado y en ocasiones una cruz o un
80
diamante. La reducción del astigmatismo durante la fabricación de un
ocular se logra ordinariamente a expensas de un aumento en la distorsión.
2) La distorsión no implica precisamente una imagen borrosa, tal como la
palabra sugeriría. El efecto de esta aberración será el de torcer las líneas o
figuras que alcancen la periferia del campo visual. Por ejemplo, la Luna
lucirá ovalada y no redonda, vista por un ocular que sufra distorsión.
3) La curvatura focal producirá un enfoque correcto al centro del campo visual,
pero no en la periferia (o viceversa). Esta aberración resulta menos
perceptible en las personas jóvenes, debido a que sus ojos "acomodan"
mejor la imagen y alcanzan una mayor profundidad en el enfoque.
4) La aberración cromática lateral o axial representa la descomposición de la
luz en diversos colores, de tal modo que una estrella blanca mostrará un lado
azul y otro rojo. Es una aberración frecuente, y aunque resulta imperceptible
en el centro del campo visual puede tornarse muy visible hacia los bordes.
5) Los reflejos implican un rebote de la luz ocasionado por los propios cristales
del ocular. El resultado será un desparramamiento de luz a través del campo,
como también imágenes falsas o "fantasmas".
Los reflejos son
especialmente aparentes —y dañinos— durante la observación de la Luna.
6) La aberración esférica en la pupila de salida (kidney beaning, en inglés) se
presenta con frecuencia en oculares de amplio campo visual, incluyendo
algunos muy costosos. Quizás es la más engorrosa de las aberraciones,
debido al ennegrecimiento que produce sobre una buena porción del campo.
Las tres primeras aberraciones que he mencionado varían su efecto según el
instrumento en que se emplee el ocular, y en la mayoría de los casos suelen
aliviarse mediante el uso de telescopios con una proporción focal superior a f/8. Es
inusual que un ocular muestre alguna aberración solitaria; más bien, la norma sería
ver el efecto combinado de varias. Podrían también aparecer aberraciones
producidas por el telescopio, si el objetivo no fuera de una calidad razonable.
Consideraciones principales
La consideración principal en torno a la adquisición de un ocular sería que, dado la
81
imposibilidad de producir una óptica perfecta, cada producto estará pensado y
optimizado por el fabricante para una aplicación o especialidad particular. Dentro
de la observación astronómica existen tres principales vertientes: el espacio
profundo, los planetas, y la Luna. Esto significa que un ocular diseñado para
disimular sus aberraciones en el espacio profundo las revelará de modo obvio en la
Luna. Usted debería comprar tomando en cuenta el tipo de observación que
pretenda realizar.
Veamos el primer caso. La observación de espacio profundo y de campos estelares
exige una óptica libre de astigmatismo y de curvatura focal, que por sí constituyen
las aberraciones que más estropean dichas observaciones. Las demás aberraciones
apenas resultarán perceptibles ante objetos puntiformes como las estrellas. La
distorsión, por ejemplo, es casi imperceptible durante la observación de campos
estelares. Entonces, sería lógico para un observador de galaxias, nebulosas y
cúmulos de estrellas, preferir un ocular que exhiba alguna distorsión residual a uno
que muestre astigmatismo o curvatura focal.
Los objetos del espacio profundo lucen muy vistosos cuando se enmarcan dentro
de un ocular con gran campo visual, por lo cual dicha óptica resulta muy preciada
en este renglón de la astronomía. En efecto, tales oculares se diseñan y se fabrican
con la intención expresa de suprimir el astigmatismo y la curvatura focal.
Actualmente se vende una infinidad de oculares de campo amplio, aunque a
precios muy onerosos en la mayoría de los casos (US$200 a US$600 por unidad).
Se trata de un mercado muy movido y cambiante, aunque al presente las líneas
Explore Scientific 68 Degree Series (68°) y Meade Series 5000 Ultra Wide Angle
(82°) ofrecen el mejor balance entre costo y calidad óptica.
La observación planetaria constituye un caso diferente. Los planetas muestran una
imagen compacta y brillante, lo cual se traduce en la necesidad de eliminar los
reflejos y la aberración cromática. Los oculares de tipo Plössl —y particularmente
los de marca TeleVue— ofrecen un rendimiento excelente. Los ortoscópicos de
Abbe y los monocéntricos también son efectivos y gozan de gran popularidad en
este ámbito. Ninguno de estos oculares se caracteriza por su amplitud de campo,
pues en realidad la observación planetaria no requiere de amplios campos visuales.
Vale la pena recordar que —en la casi totalidad de los casos— un ocular mostrará
su imagen más corregida en el centro del campo visual. Esto resulta especialmente
82
relevante cuando se realizan observaciones planetarias. Por lo tanto, un planeta
bajo estudio debería siempre quedar situado en el medio del campo.
Por otro lado, la observación de la Luna y del Sol se nutre de una filosofía óptica
completamente distinta. Pero antes de seguir advertiré que nunca debe mirarse al
Sol; la ceguera causada por el Sol es incurable. Jamás utilice los antiguos filtros
solares diseñados para fijarse directamente en el ocular. Emplee únicamente los
que se colocan al frente del telescopio y cubren la abertura completa.
La diferencia que presenta la Luna radica en la susceptibilidad de ésta hacia las
aberraciones. Por ejemplo, los oculares con grandes campos visuales mostrarán
generalmente una Luna ovalada, debido a la distorsión residual que con frecuencia
éstos presentan. Además, el intenso brillo de la Luna hará completamente obvia la
aberración cromática de ciertos oculares. De otra parte, la Luna será propensa a
exhibir el ennegrecimiento característico de la aberración esférica en la pupila de
salida. Puedo asegurarle al lector que verá cada una de estas aberraciones hasta en
oculares de las más costosas y reconocidas marcas.
La observación telescópica de la Luna —e igualmente la del Sol— pondrá al
desnudo la calidad óptica de un ocular y revelará cada uno de sus defectos.
Dicho de otro modo, el estudio del Sol y de la Luna exigen una óptica muy cercana
al ideal de la perfección. En mi opinión, el único producto que cumpliría
cabalmente dicha expectativa sería el humilde ortoscópico de Abbe. El campo
visual generado por estos oculares es escaso, pero lo poco que muestran luce
correcto e impecable. Sobresale también en este ámbito la ya descontinuada línea
Celestron Ultima —la línea clásica, no la actual— que se mercadeó en diversos
países bajo una miríada de nombres y distribuidores (i.e., Antares Elite, Baader
Eudiascopic, Orion Ultrascopic, Parks Gold Series y otros).
En resumen, usted debería comprar tomando en cuenta el tipo de observación que
pretenda realizar.
Consideraciones adicionales
Aunque no existen oculares perfectamente versátiles que resulten efectivos dentro
de todos los ámbitos de observación, la referida línea Celestron Ultima quedaría
como la más polifacética, seguida por el diseño Plössl. En ambos casos los costos
83
resultan atractivos ya que rara vez superan los US$120 por unidad. Podríamos
decir que un juego de tres o cuatro oculares Ultima clásicos o TeleVue Plössl
resultaría idóneo tanto para el principiante en la astronomía como para el experto.
Y aunque ya retirada del mercado, la línea clásica Celestron Ultima se puede
encontrar con facilidad en el mercado usado.
Nunca adquiera un ocular basándose exclusivamente en el campo de visión que el
mismo produzca. Cada día más se pretende aquilatar los oculares según su
amplitud de campo, a pesar que esto nada tiene que ver con la calidad de la óptica.
Invierta su dinero en rendimiento óptico más que en campo visual. Sepa también
que para la mayoría de las personas resulta difícil percibir un campo mayor de 65°
o 70° en una misma mirada. Evalúe con sus propios ojos antes de comprar.
No se deje impresionar por el tamaño físico de un ocular o el de sus cristales. Una
unidad con cilindro de 2 pulgadas no necesariamente superará en calidad óptica a
una de 1.25 pulgadas. Tampoco puede asumirse que un ocular con grandes
cristales ofrecerá un mejor descanso al ojo. Pruebe antes de comprar y oriéntese de
acuerdo a las especificaciones sobre eye relief que provea el fabricante.
Evite a toda costa los oculares de focal variable (zoom eyepieces, en inglés). Con
la posible excepción de la costosísima línea TeleVue Nagler Zoom, la calidad de
estos productos resulta consistentemente pobre. El problema radica en la dificultad
de alinear correctamente un sistema compuesto por lentes movibles.
Existen también los lentes Barlow, que en la astrofotografía se utilizan para
extender la longitud focal de un telescopio. En la astronomía visual el resultado
será que, utilizados en conjunto con un ocular, ampliarán los aumentos que éste
produzca. Suena interesante, pero usted sólo debería adquirir un Barlow después
de haberlo evaluado minuciosamente en conjunto con los oculares y el telescopio
que utilizará, pues la mayoría de las combinaciones producen un apreciable
viñeteo. Resulta imposible adivinar lo que funcionará y lo que no, aunque es bien
sabido que los Barlow de tubo largo sufren menos el viñeteo que los cortos.
Además, asegúrese que la unidad sea de alta calidad, pues de otro modo estaría
introduciendo en su telescopio aberraciones innecesarias.
De otra parte, si alguna vez ha escuchado que "el ocular es la mitad del telescopio",
sepa que se trata de una aseveración engañosa. Ciertamente, usted debería adquirir
los mejores oculares que su presupuesto le permita, pero asegúrese que la tajada
84
principal de la inversión se la lleve el telescopio y que la compra vaya dirigida
específicamente a obtener un objetivo de calidad. El mejor ocular del mundo
jamás remediará las deficiencias de un objetivo mediocre.
Recomendaciones finales
Como indiqué en mi artículo sobre telescopios, manténgase alerta y no se deje
engañar por tácticas de mercadeo. Esto resulta más cierto aún en el mercado de
oculares, dado el mayor margen de ganancia generado por dichas ventas. Le
aconsejo encarecidamente que antes de comprar, verifique de modo independiente
la calidad óptica alegada por el vendedor o el fabricante.
A estos efectos recomiendo la página web Cloudy Nights que publica revisiones
imparciales de oculares. Sin duda alguna es la mejor referencia disponible.
Cloudy Nights: http://www.cloudynights.com/
Debo también mencionar que desde 2011 existe en Puerto Rico un suplidor
especializado en equipo óptico para astrónomos aficionados. Se trata de
Telescopios del Caribe LLC, compañía netamente puertorriqueña con inventario en
la isla y amplia selección de oculares. Lo menciono sólo para efectos de
orientación, y la única relación que mantengo con la empresa es la que puediera
existir en mi calidad de cliente satisfecho.
Telescopios del Caribe LLC: http://www.telescopiospr.com/
Antes de terminar —y no me cansaré de repetirlo— deseo recalcar la importancia
de evaluar antes de comprar. A estos fines, sugiero al lector la posibilidad de
acudir a una observación nocturna organizada por aficionados, como las que
realiza periódicamente la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico (SAPR) en
diversos lugares de la isla. Durante estas sesiones usted podrá utilizar y comparar
oculares de diversas marcas y estilos. Le invito a visitar la página web de la SAPR
—institución a la que me honro en pertenecer desde sus inicios— para conocer los
próximos eventos en calendario.
SAPR / Página de actividades: http://www.astronomiapr.org/?node=117
Le deseo suerte con sus oculares, y ¡cielos siempre claros!
85
9. Filtros de color para la observación de Marte
Cuatro mensajes de correo electrónico (2003)
Edición del autor via armandocaussade.org, 31 de octubre de 2004.
La oposición perihélica de Marte ocurrida en agosto de 2003 fue observada desde
Puerto Rico por un amplio contingente de astrónomos aficionados. Dicha
aproximación a la Tierra generó un interés inusitado debido a la reducida distancia
de 55 millones de kilómetros que entonces alcanzó el planeta.
Luego de algunas observaciones telescópicas iniciales comencé a experimentar con
filtros de color, consiguiendo resultados muy satisfactorios. Compartí mis
hallazgos con el colega y experto observador Juan Luis Martínez, a quien conozco
desde 1993 cuando se incorporó a la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico.
Nuestra correspondencia sobre este tema aparece a continuación.
Los filtros que adquirí procedían de Orion Telescopes and Binoculars, distribuidos
por aquella época en tres juegos de cuatro filtros cada uno. El diagrama de la
página siguiente reproduce el color aproximado de cada uno de ellos.
30 de julio de 2003
De: Armando Caussade
Para: Juan Luis Martínez
Hola Juan Luis:
[...] Como dices, Marte está en estos días digno de disfrutar. A través del
telescopio se ve ya bastante grande —lo más que recuerdo, exceptuando
probablemente la oposición de 1988— y hasta lo he fotografiado en tres ocasiones
a través del Schmidt-Cassegrain 8 (200 milímetros), pero todavía no consigo el
tiempo de exposición adecuado. A pesar de haber consultado diversas guías las
imágenes resultan siempre uno o dos pasos más sobre-expuestas. Seguiré
intentando hasta conseguir fotografías iguales o mejores a las que hice en 1988.
86
[...] Tengo también en camino un pedido que incluye varios filtros de color para
los planetas (rojo, azul, etc.) los cuales estoy deseoso de probar para ver cuán
efectivos son.
Armando
Colores aproximados de los filtros para observación planetaria. Armando Caussade.
31 de julio de 2003
De: Juan Luis Martínez
Para: Armando Caussade
Hola Armando:
Los filtros de color en Marte son todo un éxito. Trabajan mejor que en cualquier
otro planeta. Sé de gente, por ejemplo, que los usa mucho con Júpiter, pero, en mi
caso, juzgo que Júpiter se ve mejor sin filtros. Los únicos que producen buenos
resultados en este planeta son los polarizadores, y solamente porque ayudan a
87
reducir el brillo.
En el caso particular de Marte sucede todo lo contrario. Si bien es cierto que se
puede observar sin ellos, los filtros de color producen una variación en contraste
que, en algunos casos, es increíble. El mejor, por experiencia, es el rojo 23A, con
cualquier telescopio. Destaca los detalles de la superficie eficientemente.
Seguido, vendría el azul 38A. Cuando hay nubes en Marte —que ya las he visto—
resaltan enseguida. Y funciona de maravillas para ver al planeta de día. También
he hecho esto segundo.
El otro sería el verde 58 (o el 56) para las regiones donde hay mucho polvo, o
tormentas de polvo, algo que también he visto ya.
De hecho, dicen que hay una tormenta desarrollándose en la parte norte de lo que
llaman Mare Erythraeum y Margaritifer Sinus. Esta zona es visible para nosotros a
eso de las cuatro de mañana. Ayer y hoy estuve viendo esa región. Sí hay un área
muy brillante, pero no me convence que se trate de una tormenta de polvo, sino de
un espacio naturalmente más claro que el resto del área circundante: Chryse. Lo
que se ve es distinto a lo que ocurrió a principios de julio en Hellas, que también
pude ver. En ese caso, de un día para otro se veía el cambio porque la nube iba
expandiéndose. En la de ahora, no he visto ese movimiento.
Bueno, espero que te lleguen los filtros pronto. Verás la diferencia. Después me
cuentas qué opinas.
Juan Luis
3 de octubre de 2003
De: Armando Caussade
Para: Juan Luis Martínez
Hola Juan Luis:
[...] Como ya te había mencionado he adquirido de Orion Telescopes and
Binoculars varios juegos de filtros planetarios, los cuales he utilizado extensamente
88
en mis observaciones de Marte durante finales de agosto y principios de
septiembre. Aunque mencioné algo sobre ellos en mi presentación ante el foro
abierto [sobre la oposición perihélica de Marte, que celebró la Sociedad de
Astronomía de Puerto Rico el 17 de septiembre de 2003] quería conversar más a
fondo contigo sobre esta materia.
He aquí mis resultados después de probar cada uno de los filtros, utilizando el
telescopio Schmidt-Cassegrain 8 junto con oculares de 9 y de 6 milímetros.
Filtros rojo y anaranjado (#21, #23A, #25)—
A éstos son los que más provecho le he sacado. Todos mis dibujos más recientes,
que muestran con mayor detalle las marcas en la superficie del planeta, los hice
utilizando alguno de estos filtros. La mejoría en cuanto a observar la superficie es
muy notable, pues el contraste entre las zonas claras y oscuras aumenta
muchísimo. De hecho, la utilidad de filtrar en esta región del espectro (rojoanaranjado) es tal, que algunos sugieren —en ausencia de un filtro adecuado—
hasta utilizar un trozo de mica o celofán colorado para lograr el mismo efecto
(referencia: http://www.newarkmuseum.org/planetarium/mars/mars.html).
El #25 —que fue el primero que utilicé— me parece bastante oscuro, quizás
porque sea mejor utilizarlo con un telescopio de mayor abertura. Es muy efectivo,
pero encuentro que la pérdida tan notable de brillo le da al planeta un aspecto algo
falso o artificial. El casquete polar ha resultado prácticamente invisible con este
filtro, especialmente durante los últimos días en que se ha reducido a un tamaño
tan insignificante.
El #23A —el cual recibí luego— es un poco más claro, y aunque está identificado
como rojo a mí me pareció más bien anaranjado. Éste se ha convertido en mi
favorito y es el que he empleado para realizar los dibujos más recientes.
Por otro lado, el #21 es el más claro de los tres y realmente luce anaranjado, tal
como está identificado. La impresión que he tenido sería que es tan efectivo como
los otros, sólo que al no ser tan pesado las áreas oscuras no se opacan tanto y las
áreas claras permanecen igualmente más brillantes. Netamente, me parece que el
incremento en contraste es similar al de los otros dos. El casquete ya se hace
visible a través de este filtro, aunque resulta aún bastante débil.
89
Dibujos de Marte realizados durante la oposición perihélica de 2003 empleando los filtros
#21, #23A y #25. En las imágenes correspondientes a 4, 5 y 7 de septiembre se aprecia con
facilidad tanto la región oscura de Syrtis Major como la cuenca de Hellas. Armando Caussade.
Filtros amarillos (#8, #15)—
Me gustó mucho el #15, que es el amarillo moderado. Encontré que también
resalta el contraste de las áreas superficiales, aunque jamás al nivel de los filtros
rojo y anaranjado. Pero lo interesante es que no opaca el casquete ni altera
demasiado el color natural del planeta, es decir, que fue posible ver algo mejor las
regiones oscuras sin perder demasiado los demás detalles marcianos que deseaba
observar. Diría que es un filtro adecuado para una observación rápida o casual del
planeta. Un compañero aficionado me indicó que también ha encontrado útil este
filtro para suprimir la aberración cromática que se presenta en los telescopios
refractores.
El #8 es muy claro y apenas se aprecia su efecto en Marte, aunque quizás pueda ser
útil para otros planetas (Júpiter, por ejemplo) y para suprimir la aberración
cromática.
90
Filtros verdes (#56, #58)—
A estos apenas les encontré utilidad, aunque muchos indican que sí la tienen. El
#58 lo encontré muy pesado, y el #56 algo más moderado (o sea, ni muy claro ni
muy oscuro). De poder constatar algún resultado en el futuro, me imagino que será
con el #56.
La impresión que tuve al utilizar estos filtros sería como si fueran de densidad
neutral. De hecho, veía el casquete y todo lo demás como siempre, sin ganancia ni
pérdida de una parte o de otra. En una sola ocasión, me pareció ver el casquete
algo más claro (con el #56), pero esto podría ser apenas una impresión subjetiva.
Precisamente, he leído que varias de las naves no tripuladas que han llegado hasta
Marte —y que habitualmente utilizan cámaras monocromáticas— generan sus
imágenes de color "real" utilizando sólo imágenes filtradas en el rojo y el azul. Es
decir, que dispensan la necesidad de una tercera imagen obtenida por filtro verde,
pues los especialistas sostienen que ésta la podrían generar artificialmente
mediante el cálculo de un "promedio" digital entre las fotografías roja y azul.
Dicen ellos que esto ha sido demostrado mediante experimentos, es decir, que
efectivamente se tomaron imágenes en verde y éstas resultaban similares a las
imágenes calculadas digitalmente partiendo del rojo y el azul. Entiendo que esto
les representaría un gran ahorro, pues en lugar de transmitir 30,000 imágenes —
para apenas obtener 10,000 en color real— reducirían el volumen hasta 20,000.
Lo dicho me lleva a lo siguiente: si la imagen marciana en el verde no es más que
el promedio entre el rojo y el azul, me inclinaría a pensar, ¿acaso no se cancelaría,
mediante un filtro verde, tanto la ganancia obtenida en el azul (atmósfera) como la
ganancia obtenida en el rojo (superficie)?
Filtros azules (#38A, #80A, #82A)—
El #80A, en particular, fue el que más útil me resultó dentro de esta categoría de
filtros. Aunque se dice que es muy adecuado para el casquete, no encontré que lo
fuera tanto. Pero esto podría deberse al hecho que cuando observé a Marte el
casquete ya estaba bastante reducido, y además, repleto de áreas oscuras que
representaban los lugares donde comenzaba a aflorar el terreno entre los hielos
polares.
91
Sí me pareció útil el filtro para observar las nubes altas de Marte, en particular las
nieblas típicas del amanecer y del atardecer que aparecen en el borde iluminado del
planeta. Desde antes de comenzar mis observaciones venía con la impresión que
estas nubes serían sólo visibles mediante el #80A, y que el ojo desnudo no podría
captarlas directamente. Me di cuenta que las nubes sí eran visibles directamente,
pero el filtro ayudaba de modo significativo. De hecho, comencé a ver estas
regiones de niebla casi a diario, particularmente en el norte del planeta. Con
frecuencia aparecían también hacia el este del globo marciano, con el aspecto de
una sola franja muy alargada que cubría entre unos 60° y 80° a lo largo del borde, o
si acaso, como dos franjas más cortas. Descubrí luego que el #15 (amarillo)
mostraba también las nubes, pero sin igualar jamás la visibilidad en el azul.
En cuanto al #82A, lo probé, pero es demasiado claro para tener efecto alguno en
Marte. Tengo la impresión que en Júpiter, cuyos colores son más claros y sutiles,
podría ser útil.
El #38A también lo probé, pero es excesivamente oscuro; el catálogo de Orion dice
que podría ser útil para observar tormentas de polvo en Marte, pero no he sabido
de nadie que haya tenido esta experiencia. Puede ser que en un telescopio de gran
abertura resulte adecuado.
Otros filtros: (#11, #47, lunar ND13)—
El #11 es un filtro de color amarillo limón, bastante claro. Tiene en Marte un
efecto similar al #15, pero éste último le supera. Así, apenas lo utilicé.
El #47 es de color violeta y muy opaco, el más oscuro de todos. Para Marte no
sirve. Según el catálogo de Orion es adecuado para Venus, lo cual me parece
lógico. Pudiera también ser útil para Mercurio, pero dudo que tenga algún uso más
allá de estos dos planetas.
Finalmente, añadiré una nota acerca del filtro lunar. Me refiero específicamente al
filtro de densidad neutral con transmisión de 13% (se vende también otro de 25%,
pero no lo tengo). Varios compañeros de nuestra agrupación han hablado de las
supuestas virtudes de este filtro para la observación de Marte, pero en mi
experiencia no he constatado tal cosa. Incluso, Orion dice en su catálogo que este
filtro "es también efectivo para observación de planetas brillantes y de estrellas
92
dobles". Sí creo que se podría hablar —pero sólo cuando se trabaja con Marte, y a
muy bajos aumentos— de una leve mejoría por eliminación de reflejos y de
luminosidad, lo cual fue precisamente el resultado de la prueba que realicé. Pero al
no haber una filtración selectiva o cromática, no pude apreciar ninguna mejoría en
cuanto a destacar características particulares del planeta. En todo caso, la supuesta
ventaja es sólo apreciable a pocos aumentos (esto también lo comprobé), y con
Marte es prácticamente obligado trabajar a muchos aumentos.
Mapa del planeta Marte que muestra las regiones mencionadas en el texto. El sur queda
hacia arriba. Roger Venable, Jim Melka (Association of Lunar and Planetary Observers).
En conclusión, acerca de los filtros, coincido contigo en que son un éxito.
Defiitivamente he obtenido una mejoría significativa —diría, sobre un 50%— en
cuanto a la visibilidad de detalles en la superficie y en la atmósfera del planeta, en
comparación con lo que antes lograba observar.
Me gustaría después saber cómo contrasta todo esto con tu experiencia. Tengo la
impresión que tú sí habrás podido sacarle algún provecho a los filtros verdes.
Cuéntame también si has notado alguna diferencia apreciable al utilizar uno u otro
de los filtros rojo y anaranjado (#21, #23A, #25), y además, acerca de tus
observaciones diurnas de Marte. [...]
Por cierto, ¿has intentado fotografiar a Marte? Vi en tu página de Internet varias
93
fotografías digitales de la Luna, y me pareció que la misma cámara que empleaste
podría ser utilizada para fotografiar al planeta. [...]
Armando
24 de octubre de 2003
De: Juan Luis Martínez
Para: Armando Caussade
Hola Armando:
Se acaba el mes de octubre y no te contesto el mensaje, je, je. [...] Hoy, al menos,
he tenido un breve respiro de trabajo, por lo que he tomado este tiempo para
contestar tu mensaje. [...]
> Filtros rojo y anaranjado (#21, #23A, #25)—
> A éstos son los que más provecho le he sacado.
> Todos mis dibujos más recientes, que muestran con
> mayor detalle las marcas en la superficie del
> planeta, los hice utilizando alguno de estos
> filtros. La mejoría en cuanto a observar la superficie
> es muy notable, pues el contraste entre las zonas
> claras y oscuras aumenta muchísimo.
Sí, los filtros rojos o anaranjados son los mejores para ver a Marte. El primero de
ellos que adquirí fue el 23A para la oposición de Marte de 1993. Lo usaba con el
telescopio de 150 milímetros que ya has visto y utilizado en infinidad de ocasiones.
> El #25 —que fue el primero que utilicé— me
> parece bastante oscuro, quizás porque sea mejor
> utilizarlo con un telescopio de mayor abertura. Es
> muy efectivo, pero encuentro que la pérdida tan
> notable de brillo le da al planeta un aspecto algo
> falso o artificial. El casquete polar ha resultado
> prácticamente invisible con este filtro, especialmente
> durante los últimos días en que se ha reducido a un
> tamaño tan insignificante.
94
Tienes mucha razón en lo que dices del uso de este filtro. Es bastante oscuro, pero
el contraste que se logra con él es increíble, siempre que la atmósfera esté
relativamente limpia. Lo usé con cierta frecuencia en el SCT de 9.25 (235
milímetros) y lo traté en un pequeño Maksutov que tengo, sólo para comparar el
efecto de oscuridad. En el pequeño es muy poco práctico, pero en el de 9.25 es
bastante bueno, especialmente para las regiones más oscuras, que se ven marrón
oscuro intenso. En ese último telescopio el grado de artificialidad que se produce
no se debe tanto al poco brillo, sino —en mi opinión— a lo falso del color rojo
(demasiado rojo) que el filtro le imparte al planeta.
> El #23 —el cual recibí luego— es un poco más claro,
> y aunque está identificado como rojo a mí me
> pareció más bien anaranjado.
Recientemente sí he visto que lo han mercadeado como "rojo", pero cuando
compré el mío hace una década atrás era anunciado como "anaranjado",
justamente, y en algunos casos como rojo-anaranjado. Es el mejor, como
mencionas, porque no es tan opacante como el 25, pero no tan liviano como el 21.
Sin embargo, en esta ocasión no lo usé tanto como en otras veces. El casquete
polar se veía bastante bien con éste, mejor que con el 21, en mi opinión.
> Por otro lado, el #21 es el más claro de los tres
> y realmente luce anaranjado, tal como está
> identificado. La impresión que he tenido sería que es
> tan efectivo como los otros, sólo que al no ser tan
> pesado las áreas oscuras no se opacan tanto y
> las áreas claras permanecen igualmente más brillantes.
> Netamente, me parece que el incremento en
> contraste es similar al de los otros dos. El
> casquete ya se hace visible a través de este filtro,
> aunque resulta aún bastante débil.
De todos los filtros, el más que usé fue el 21 porque trabajaba muy bien en ambos
telescopios (de hecho, tengo dos de estos filtros, uno para cada instrumento). Casi
todos los dibujos que hice —la mitad de los cuales todavía no los he puesto en
Internet— los hice con este filtro. Con él, Marte se veía más natural que con los
otros dos anteriores, que otorgaban un tinte rojo que se veía demasiado artificial,
como ya te he contestado (impresión que compartimos). Bueno, no digo esto por
alguna razón en específico, sino más bien por estética: cumplían muy bien su
95
función de producir contraste, pero a mí me parecía aún mejor que los colores
naturales del planeta no se alterasen demasiado. Detrás del 23A, con el 21 las
zonas ligeramente oscuras se veían con mejor distinción que con el 25. Fue
también el filtro más adecuado para observar una tormenta de polvo que hubo a
principios del mes de julio, y que fue de corta duración (la única que vi, dicho sea
de paso, pues ya hace tiempo que dejé de ver Marte).
> Filtros amarillos (#8, #15)—
No usé filtros amarillos en Marte (nunca los he usado, de hecho, en ninguna otra
observación) porque sé que el contraste que producen es muy poco. En efecto, no
los he usado ni siquiera con otros planetas, excepto con Júpiter y sólo como
prueba. Claro, eso fue con el telescopio de 150 milímetros, que, de todos modos,
no es muy apropiado para observación planetaria. Tal vez resulten más
productivos con el SCT de 9.25.
> Un compañero aficionado me indicó que también ha
> encontrado útil este filtro para suprimir la aberración
> cromática que se presenta en los telescopios
> refractores.
Sí, ese uso de los filtros amarillos para reducir la aberración cromática en los
refractores es ampliamente conocido. Supongo que es cierto, aunque nunca he
hecho la prueba (jamás he tenido un refractor, aunque la adquisición de uno
pequeño, sólo por "puro placer", está en planes). Hoy en día venden unos filtros
para ese mismo propósito, y he leído que otorgan un ligero tinte amarilloso,
especialmente en los objetos brillantes. Algunos dicen que prefieren un filtro
amarillo como estos, ya que producen un efecto similar y son menos costosos.
> Filtros verdes (#56, #58)—
> A estos apenas les encontré utilidad, aunque muchos
> indican que sí la tienen. El #58 lo encontré muy
> pesado, y el #56 algo más moderado (o sea, ni muy claro
> ni muy oscuro). De poder constatar algún resultado
> en el futuro, me imagino que será con el #56.
En mi caso, tampoco les encontré algo de uso para estos filtros. Los efectos que
lograban se asemejaban a los producidos por otros filtros y siempre menos
evidentes. Sí son buenos en otros planetas.
96
> La impresión que tuve al utilizar estos filtros
> sería como si fueran de densidad neutral.
También coincido con esta impresión. Hasta me pareció que con el 56 los colores
reales del planeta se veían más vívidos: como que el filtro simplemente opacaba
parte del brillo, pero nada más.
> Filtros azules (#38A, #80A, #82A)—
> El #80A, en particular, fue el que más útil me
> resultó en esta categoría de filtros. Aunque se
> dice que es muy adecuado para el casquete, no
> encontré que lo fuera tanto. Pero esto podría
> deberse al hecho que cuando observé a Marte
> el casquete ya estababastante reducido, y además,
> repleto de áreas oscuras que representaban los lugares
> donde comenzaba a aflorar el terreno entre los hielos
> polares.
El único filtro azul que utilicé en Marte fue el 80A, y con buenísimos resultados.
No tengo el 38 (por lo que no te puedo comentar nada sobre él) y el 82A siempre
me ha parecido un desperdicio. En mi opinión, no sirve para nada, ni tiene efecto
alguno sobre los planetas. He leído que, supuestamente, es muy bueno en Júpiter,
pero opino que no es cierto. Lo tengo porque vino en el juego, pero jamás pensaría
comprarlo aparte (hasta que me muestren que sí es bueno para algo, lo que no ha
sucedido hasta el presente).
En mi caso, comencé a observar a Marte a finales de mayo, y en aquellos días el
casquete polar sur estaba tan extendido que no se necesitaba nada para verlo bien.
De hecho, era tan evidente que era lo primero que se distinguía cuando se miraba
por el telescopio.
> Sí me pareció útil el filtro para observar las nubes altas
> de Marte, en particular las neblinas típicas del amanecer
> y del atardecer que aparecen en el borde iluminado del
> planeta.
El 80A fue muy útil para detectar la niebla en el planeta. De hecho, fue casi
accidental. Había oído decir que servían para ello, pero en mi caso no lograba ver
97
nada, hasta que un día en agosto puse ese filtro en el ocular por rutina, y de
momento veo que los bordes norte, este y oeste del planeta se veían un poco
extraños. Así que me quedé observando con ese filtro y rápidamente detecté que
los límites de ese efecto hacia dentro del planeta eran irregulares, con una ligera
protuberancia en dirección al polo norte. Esa misma mañana confirmé que,
efectivamente, se trataba de la famosa niebla marciana porque alguien publicó un
dibujo —hecho con un telescopio más grande (de 320 milímetros)— que exhibía
las mismas marcas de neblina, con dimensiones y orientación equivalente a las que
vi con el mío.
Supongo que el no haber podido observar esas neblinas más temprano en la
temporada se debió a las malas condiciones en nuestra atmósfera, pues para mi
casa casi siempre hubo algo de bruma o nubes en los primeros meses [de esta
temporada de visibilidad del planeta Marte]. Ese día que logré verla por primera
vez fue tan obvio que es casi increíble que no haya visto ese efecto antes.
> En cuanto al #82A, lo probé, pero es demasiado claro
> para tener efecto alguno en Marte. Tengo la
> impresión que en Júpiter, cuyos colores son más
> claros y sutiles, podría ser útil.
Como ya te dije, en mi opinión no sirve para nada, pero eso que dices, que podría
ser útil en Júpiter, podría tener algo de validez, pues es lo que dicen otras personas
que estudian a Júpiter constantemente. La detección de colores tiene un alto grado
de subjetividad, así que supongo que sería yo el que no perciba ningún cambio
significativo con este filtro. Puede ser todo lo contrario con otras personas. Así
que cuando hagas el experimento, me dejas saber tus resultados.
> El #38A también lo probé, pero es excesivamente
> oscuro; el catálogo de Orion dice que podría ser útil
> para observar tormentas de polvo en Marte, pero no
> he sabido de nadie que haya tenido esta experiencia.
> Puede ser que en un telescopio de gran abertura
> resulte adecuado.
No tengo este filtro, por lo que no te puedo decir nada sobre él, pero, como dices,
sé que es muy opaco, y que su transmisión de luz es muy reducida, como es el caso
del violeta 47, que sí tengo.
98
> El #11 es un filtro de color amarillo limón, bastante
> claro. Tiene en Marte un efecto similar al #15, pero
> éste último le supera. Así, apenas lo utilicé.
Tengo este filtro, pero aún no lo he usado (lo adquirí en mayo). Lo traté en Marte,
pero sé que dicen que es excelente en Saturno.
> El #47 es de color violeta y muy opaco, el más
> oscuro de todos. Para Marte no sirve. Según el
> catálogo de Orion es adecuado para Venus, lo cual
> me parece lógico. Pudiera también ser útil para
> Mercurio, pero dudo que tenga algún uso más allá de
> estos dos planetas.
Sí, el 47 es demasiado opaco. Lo compré simplemente para ver si hacía algo en mi
telescopio de 9.25 (235 milímetros), pero parece que ni en ese. Supongo que
funcionaría en un telescopio mucho más poderoso, sobre los 300 milímetros o más.
Eso sí, podría ser útil en Venus, que es un planeta sumamente brillante, y aún no lo
he tratado, pero pienso que también podría tener alguna utilidad en la Luna.
Sólo noté una pequeña ventaja detectando niebla en dirección al polo norte —
supongo que sea porque habría ahí mayor concentración— pero el resto del planeta
quedaba tan oscuro que, en realidad, no vale la pena. También estoy esperando
que comience la buena temporada de Venus para probarlo con ese otro planeta.
> Finalmente, añadiré una nota acerca del filtro lunar.
> Me refiero específicamente al filtro de densidad
> neutral con transmisión de 13% (se vende también otro
> de 25%, pero no lo tengo). Varios compañeros de
> nuestra agrupación han hablado de las supuestas virtudes
> de este filtro para la observación de Marte, pero en mi
> experiencia no he constatado tal cosa.
No intenté ese filtro lunar en Marte. Ni siquiera lo uso en la Luna; simplemente no
me gusta.
Sí encontré uso a un filtro polarizador que también tengo desde hace años, pero
que casi nunca he usado. Su efecto fue opacar un poco la luz de Marte sin alterar
los colores (a diferencia del filtro lunar, que además de opacar, le da un ligero
tiente verdoso). De todas formas, preferí los filtros 21, 23A y 25 para esa tarea.
99
> acerca
> de tus observaciones diurnas de Marte.
Observar a Marte a plena luz del día fue una grata experiencia, aunque como
podrás imaginar, el calor diurno —aún a tempranas horas de la mañana— hace que
la imagen ondule demasiado. Hubo varios días, en mayo y junio específicamente,
que lo observé hasta pasadas las ocho de la mañana. Para estas observaciones, los
filtros también resultaron convenientes, especialmente el azul 80A, pues reduce ese
efecto ondulatorio de la atmósfera, que es lo que afecta la imagen. Aún durante el
día, se podían ver las principales manchas oscuras con relativa facilidad, lo que me
sorprendió más aún, especialmente en aquellos momentos, que el diámetro del
planeta no era tan grande.
Nunca pude detectarlo a simple vista durante el día, pero sí era visible en el
buscador 8×50 del telescopio. [...]
> Por cierto, ¿has intentado fotografiar a Marte? Vi en
> tu página de Internet varias fotografías digitales de
> la Luna, y me pareció que la misma cámara que empleaste
> podría ser utilizada para fotografiar al planeta.
Sí, lo pensé, pero no lo intenté. Era tanto lo que veía con los ojos, que preferí
seguir haciendo dibujos a perder minutos de observación. [...]
Bueno, creo que debo enviarte esta contestación antes de que termine el año, así
que por ahí te va.
Juan Luis
100
10. Cálculo del diámetro de una estrella
Junio de 1991. 29 de agosto de 1999.
El Observador, julio de 1991, septiembre de 1999.
Para calcular el diámetro lineal de una estrella, necesitamos solamente saber su
magnitud absoluta, su temperatura efectiva y su corrección bolométrica. Y si en
lugar de la magnitud absoluta conocemos la magnitud aparente, podríamos
entonces calcular el diámetro angular aparente de la estrella en el cielo.
Sugiero emplear la fórmula utilizada por el astrónomo Daniel M. Popper en su
artículo "Stellar Masses" (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, edición
de 1980, páginas 115 a 164). Aunque dicho artículo no aborda específicamente el
tema del diámetro estelar —más bien, el cálculo de la masa en los sistemas
binarios de tipo eclipsante— los datos y fórmulas que ofrece Popper son más que
apropiados para obtener una buena aproximación del diámetro de una estrella.
La fórmula es la siguiente:
log R = –0.2 Mv – 2 Fv + 0.2 C1
Donde log significa logaritmo común (de base 10); R es el diámetro de la estrella,
expresado en unidades solares; Mv es la magnitud absoluta de la estrella, en filtro
fotométrico V y expresada en la escala estándar de magnitudes estelares; F v
representa una función proporcional a la luminosidad superficial de la estrella; y C 1
es una constante definida por el Sol, cuyo valor sería de 42.3615 (Popper emplea el
valor de 42.255).
Por supuesto, esta fórmula constituye sólo una aproximación. La ecuación parte de
tres premisas relevantes: (a) que el espectro de una estrella quedaría perfectamente
ajustado al de un cuerpo negro —no un agujero negro, sino lo que en inglés se
denomina como blackbody—; esto resulta generalmente cierto, aunque no del todo;
(b) que las estrellas serían exactamente esféricas, cosa que no siempre ocurre; en
las estrellas de espectro temprano —tipos O, B y A— se observa achatamiento
debido a las altas velocidades de rotación; y (c) que la temperatura efectiva de las
101
estrellas sería uniforme sobre toda la superficie fotosférica, lo cual no siempre será
cierto; en los polos de la estrella Vega, por ejemplo, se ha detectado una mayor
luminosidad, y por ende, temperatura.
Retornando a la fórmula, vemos que la
función de luminosidad superficial
utilizada por Popper (Fv) representaría una
medición del brillo de la estrella por
unidad de área. Dicha función se puede
redefinir de la siguiente forma:
Fv = log T + 0.1 BC
Donde T es la temperatura efectiva de la
estrella, expresada en kelvin; y BC es su
corrección bolométrica, expresada en la
escala de magnitudes estelares. Se toma
en cuenta la corrección bolométrica para
poder vincular la luminosidad específica
de una estrella en la franja V del espectro
(centrada en 551 nanómetros), con su
luminosidad total a lo largo del espectro.
Vega, estrella ovalada y con temperatura
fotosférica desigual. CHARA, J.
Aufdenberg (NOAO / AURA / NSF).
Sería útil, incluso, redefinir la fórmula de Popper en términos de T y BC, mejor
que utilizar la función Fv. Quedaríamos entonces con la ecuación siguiente:
log R = –0.2 Mv – 2 log T – 0.2 BC + C
Donde C es una constante con el valor de 8.4723, es decir, una quinta parte de C1.
Esta será la fórmula que en definitivo utilizaremos.
Según mencionado al principio, la determinación del diámetro requiere el
conocimiento previo de tres cantidades: Mv , T y BC.
Para obtener el valor de Mv para una estrella cualquiera, bastará consultar cualquier
catálogo estelar. Los valores de T y BC son algo más difíciles de averiguar, pero si
de entrada se conociera la clasificación espectral de la estrella (que usualmente
102
aparece también indicada en los catálogos) podríamos obtener una aproximación
de T y BC utilizando las equivalencias que coloco a continuación:
ESTRELLAS DE SECUENCIA PRINCIPAL (CLASE V)
Espectro
O7
B0
B2
B5
A0
A5
F0
F5
G0
G5
K0
K5
M0
M2
M5
M8
BC
–3.60
–2.96
–2.36
–1.44
–0.15
–0.02
–0.01
–0.03
–0.10
–0.14
–0.24
–0.66
–1.21
–1.75
–2.59
–4.00
T
38,500
29,900
23,100
15,500
9,400
8,150
7,000
6,450
5,920
5,780
5,180
4,300
3,800
3,600
3,260
2,620
ESTRELLAS GIGANTES (CLASE III)
Espectro
G0
G5
K0
K5
M0
M2
BC
–0.13
–0.34
–0.42
–1.19
–1.28
–1.52
T
5,790
4,740
4,330
3,760
3,750
3,660
Los números que aparecen en la tabla anterior han sido extraídos del artículo de
Popper, arriba citado. Dicho artículo presenta un cuadro más extenso, el cual
podría consultarse cuando se desee una mejor aproximación. Obsérvese que se
utilizan valores distintos para las estrellas gigantes, debido principalmente al
enrarecimiento del plasma estelar —entiéndase menor densidad— en estas últimas.
El asunto de la temperatura es uno muy interesante y sobre el cual se ha escrito
ampliamente en las publicaciones profesionales. Un artículo en particular, "The
Effective Temperature Scale" por Erika Böhm-Vitense, resulta de gran interés
porque incluye varios cuadros donde se indican los valores de temperatura estelar,
obtenidos tanto en función directa del espectro como del índice de color en escala
B–V. Este artículo apareció en la edición de 1981 del Annual Review of Astronomy
& Astrophysics (páginas 295 a 318) y su lectura es imprescindible para el
interesado en el tema.
103
Pasemos ahora a calcular un diámetro estelar. A continuación pongo un ejemplo.
Según la edición de 1996 del Observer’s Handbook —anuario publicado por la
Real Sociedad Astronómica del Canadá— la estrella Sirius tiene una magnitud
absoluta (Mv) de +1.4, y un espectro de tipo A0. De este último dato se desprende,
según la tabla que aparece más arriba, que T sería 9,400 y que BC sería –0.15.
Sustituyendo estos valores en la fórmula, obtendríamos lo siguiente:
log R = –0.2 (+1.4) – 2 log (9,400) – 0.2 (–0.15) + 8.4723
log R = –0.28 – 7.9462 + 0.03 + 8.4723
log R = 0.2761
R = 1.89
La estrella Sirius y el Sol, dibujados a escala. Armando Caussade.
El diámetro de Sirius resulta, entonces, de aproximadamente 1.89 unidades solares.
Dicho de otra manera, el resultado sería de 2.63 millones de kilómetros, teniendo
en cuenta que el Sol posee un diámetro de 1.39 millones de kilómetros.
104
Es posible también calcular el diámetro angular que sostiene una estrella en el
cielo. Para esto emplearíamos una fórmula muy parecida, que en efecto se deriva
de la anterior. La ecuación a utilizar terminaría siendo la siguiente:
log r = –0.2 V – 2 log T – 0.2 BC + S
Donde r es el diámetro angular de la estrella, en milésimas de segundo de arco; V
es la magnitud aparente de la estrella, en filtro fotométrico V y expresada en la
escala de magnitudes estelares; T es la temperatura efectiva de la estrella,
expresada en kelvin; BC es su corrección bolométrica, expresada en la escala de
magnitudes estelares; y S es una constante con valor de 8.4412.
Realicemos un ejemplo, empleando la misma estrella.
Según la edición de 1996 del Observer’s Handbook, la magnitud aparente de Sirius
es de –1.46 (por cierto, se trata de la estrella más brillante en el cielo). T seguiría
siendo 9,400 y BC igualmente sería –0.15, por lo cual la ecuación se resolvería así:
log r = –0.2 (–1.46) – 2 log (9,400) – 0.2 (–0.15) + 8.4412
log r = 0.292 – 7.9462 + 0.03 + 8.4412
log r = 0.817
r = 6.56
El diámetro angular de Sirius resulta, entonces, de aproximadamente 6.56
milésimas de segundo de arco. Esto demuestra cuán diminutas lucen las estrellas
en el cielo, y explica también porqué un telescopio de aficionado —cuya
resolución apenas excedería un segundo de arco, en el mejor de los casos— no
llegaría a resolver jamás un disco estelar.
Como referencia, el diámetro angular del Sol sería —en promedio— unos 1,930
segundos de arco, y el de las lunas galileanas de Júpiter, entre 1 y 2 segundos.
Referencias
Garrison R. F. (1985), "The Brightest Stars", Observer's Handbook 1986, p:189,
105
The Royal Astronomical Society of Canada.
Böhm-Vitense E. (1981), "The Effective Temperature Scale", Annual Review of
Astronomy and Astrophysics 1981, v:19 p:295–318, <http://adsabs.harvard.edu/
full/1981ARA%26A..19..295B>.
Popper, D. M. (1980), "Stellar Masses", Annual Review of Astronomy and
Astrophysics 1980, v:18 p:115–164, <http://adsabs.harvard.edu/full/1980ARA
%26A..18..115>.
106
11. El Voyager 1 y los confines del Sistema Solar
28 de septiembre de 2013.
El Observador, octubre de 2013.
El 12 de septiembre de 2013 la NASA anunció que el Voyager 1 había abandonado
nuestro Sistema solar y se había internado definitivamente en el espacio
interestelar. En cualquier caso el Voyager 1 ya habría dado este paso un año antes,
hacia agosto de 2012. Naturalmente, los científicos del Laboratorio de Propulsión
a Chorro (JPL, por sus siglas en inglés) quisieron tomar su tiempo para analizar
minuciosamente los datos enviados por la sonda y así realizar un anuncio firme y
certero.
El Voyager 1 y su gemelo, el Voyager 2, representan las sondas más productivas
jamás empleadas en la exploración espacial. Entre ambas se realizó el "gran
recorrido" (Grand Tour, en inglés) que entre 1979 y 1989 visitó los cuatro planetas
jovianos de nuestro Sistema Solar. Dicho recorrido propició el descubrimiento del
anillo de Júpiter y de los volcanes en la luna Io. También se observó el anillo de
Saturno desde cerca, y se obtuvieron las primeras imágenes detalladas de la luna
Titan con su atmósfera, como asimismo de los planetas Urano y Neptuno.
Los confines del sistema solar
El concepto de límite o frontera en el Sistema Solar se puede definir de dos formas
distintas: (1) el límite delineado por la gravedad del Sol, el cual alcanzaría más allá
de la propuesta nube de Oort, hasta unas 120,000 unidades astronómicas o dos
años luz de distancia; y/o (2) el alcance máximo del viento solar, el cual sería de
unas 120 unidades astronómicas según los datos arrojados recientemente por el
Voyager 1. Por supuesto, esta segunda frontera es la que ahora nos interesa.
El viento solar es un flujo de fragmentos de átomos, procedente del Sol y emitido
continuamente en todas direcciones a una velocidad media de unos 450 kilómetros
por segundo. La intensidad de este flujo varía conforme al ciclo magnético solar
cuya duración promedia los once años. Su composición es de un 90% de núcleos
de hidrógeno —protones solitarios, en la gran mayoría de los casos—,
107
contabilizándose también algunos núcleos de helio y electrones sueltos. Dicha
composición delata perfectamente la procedencia del flujo: la corona solar.
La heliosfera, con la heliopausa y el frente de choque ("termination shock").
NASA / IBEX / Adler Planetarium.
El espacio alcanzado por el viento solar conforma una especie de atmósfera
enrarecida, a la cual denominamos heliosfera. Se podría también definir la
heliosfera como una burbuja de plasma en torno al Sol. Existe, además, la
heliopausa, límite con la forma aproximada de una lágrima —más redondo y
reducido en la dirección de movimiento del Sol, hacia la constelación Lyra— que
marca el término de la heliosfera. En la heliopausa ocurriría el encuentro del
viento solar con los gases y plasmas del medio interestelar.
Además de la heliopausa se han propuesto otros dos límites, uno interior y otro
exterior: el frente de choque (termination shock, en inglés), donde comenzaría a
sentirse el flujo del material interestelar, aunque aún predominaría la influencia del
Sol; y el arco de choque (bow shock, en inglés), frontera hipotética donde cesaría
definitivamente el viento solar. Aunque se han observado arcos de choque en torno
108
a otras estrellas, los datos obtenidos en 2012 por la misión Interstellar Boundary
Explorer (Explorador de la Frontera Interestelar, en español) apuntan a que dicha
estructura no existe —o apenas existe— en el caso de nuestro Sol.
Conviene, sin embargo, recalcar que el Sol extiende su influencia gravitatoria
mucho más allá de la heliosfera. Varios objetos transneptunianos —Sedna,
notablemente— rebasan con sus órbitas la heliopausa, distante en unas 120
unidades astronómicas. Dicho de otro modo, estos astros completarían al menos
una parte de su recorrido dentro del espacio interestelar, aunque aún quedarían
firmemente sujetos a la gravedad solar.
La travesía del Voyager 1
El Voyager 1 inició su travesía en 1977, y
ha viajado más lejos que ningún otro
objeto fabricado por el ser humano.
Constituye también la sonda más rápida
jamás utilizada, con una velocidad de 17
kilómetros por segundo. Junto con el
Voyager 2 integra la misión más antigua
aún mantenida en operaciones por la
NASA.
Hay
que
mencionar
que
varios
instrumentos instalados en la sonda se han
dañado con el paso de los años, o han sido
desconectados a control remoto desde la
Tierra con tal de conservar energía. Por
ejemplo, el espectrómetro de plasma a
bordo del Voyager 1 —instrumento que
habría sido clave para analizar el viento
solar y por ende, sondear los límites de la
heliosfera— se averió en 1990.
Diagrama del Voyager 1. NASA / JPL.
En diciembre de 2004 la sonda detectó cambios magnéticos que se interpretaron
como una disminución de velocidad en el viento solar, y que parecían señalar el
encuentro con el frente de choque. Este hecho costó trabajo de comprobar —y el
anuncio no se realizó sino hasta mayo de 2005— ya que faltando el espectrómetro
109
de plasma, se debió utilizar otros instrumentos no exactamente diseñados para
estudiar el viento solar. Los datos eran muy indirectos, y por tanto, ambiguos.
Durante el año 2012 y culminando en el mes de agosto, el Voyager 1 comenzó a
percibir un aumento significativo en la intensidad de los rayos cósmicos. Dichos
rayos, de origen exclusivamente extrasolar, delataron el ingreso de la sonda en el
espacio interestelar. Este hallazgo, sumado a las mediciones indirectas obtenidas
por el instrumento de oscilación de plasma —que detectó débiles vibraciones en el
viento solar provocadas por una eyección de masa coronaria en el Sol, ocurrida en
marzo de 2012—, permitió concluir que la sonda rebasó la heliopausa y que había
abandonado definitivamente el Sistema Solar. Esto ocurrió en agosto de 2012.
Expectativas para la misión Voyager
En octubre de 2013, el Voyager 1 se encontrará a unas 126 unidades astronómicas
(casi 19 mil millones de kilómetros) del Sol. En la esfera celeste se ubicaría
aproximadamente a dos grados al sur de la estrella α Herculis (Rasalgethi),
justamente en el límite entre las constelaciones de Hercules y Ophiuchus. Aunque
su distancia aumenta continuamente, la localización en el cielo apenas cambia.
Se espera que los instrumentos instalados a bordo del Voyager 1 resulten útiles
durante aproximadamente diez años más. Se pretende de este modo auscultar la
densidad y composición del medio interestelar, e igualmente, indagar sobre la
intensidad energética y posible origen de los rayos cósmicos. El origen preciso de
estos rayos constituye actualmente uno de los enigmas de la astronomía.
De otra parte, se estima que el Voyager 2 alcanzaría la heliopausa hacia el año
2016. La ventaja de esta sonda radica en que sus instrumentos se encuentran en
mejor condición que los de su nave gemela. Por ejemplo, el Voyager 2 aún
conserva su espectrómetro de plasma, por lo cual resultaría lógico esperar una
mejor calidad de datos que los recibidos hasta el día de hoy desde el Voyager 1.
Referencias
Anónimo n.º 1 (sin fecha), "Heliosphere", Wikipedia, Accesado en 2013–09–24,
<http://en.wikipedia.org/wiki/Heliosphere>.
Anónimo n.º 2 (sin fecha), "Voyager 1", Wikipedia, Accesado en 2013–09–28,
110
<http://en.wikipedia.org/wiki/Voyager_1>.
Cook J. C., Brown D. C. (2013–09–12), Spacecraft Embarks on Historic Journey
Into Interstellar Space (comunicado de prensa), NASA, <http://www.nasa.gov/
mission_pages/voyager/voyager20130912.html>.
NASA / Jet Propulsion Laboratory (sin fecha), Voyager Location in Heliocentric
Coordinates, Accesado en 2013–09–20, <http://voyager.jpl.nasa.gov/science/Vgr
locations.pdf>.
Vergano D. (2013–09–20), Voyager 1 Leaves Solar System, NASA Confirms, <ht
tp://news.nationalgeographic.com/news/2013/13/130911-voyager-interstellar-solarsystem-nasa-science-space/>.
111
12. Descubrimientos en Saturno por la misión
Cassini-Huygens
30 de noviembre de 2011.
Astronomía VIU (blog), 1.º de febrero de 2012.
Podcast publicado en el blog "Astronomía VIU". Con revisiones.
Saludos a todos y bienvenidos. Hoy hablaremos sobre los descubrimientos de la
misión Cassini-Huygens en el planeta Saturno.
Imagen del planeta Saturno obtenida el 7 de mayo de 2004, dos meses antes de la entrada
del Cassini en la órbita del planeta. NASA / JPL / Space Science Institute.
112
Para comenzar, señalaremos algunos conceptos básicos sobre este mundo —el
planeta de los anillos— y echaremos también un vistazo a la misión CassiniHuygens como proyecto científico. Luego entraremos en sustancia y detallaremos
algunos descubrimientos que esta misión ha realizado en Saturno.
Conceptos básicos sobre Saturno: estructura
Primero que nada, vale aclarar que Saturno es un planeta gaseoso —de tipo joviano
— que carece de una superficie sólida; esto significa que si algún día un astronauta
viajara a este mundo, encontraría que no existe tierra firme ni suelo donde pisar.
Dicho de otro modo, Saturno es un enorme globo gaseoso.
Detalle de Saturno obtenido por el Cassini el 4 de mayo de 2005.
NASA / JPL / Space Science Institute.
113
En su exterior contiene una mezcla gaseosa de hidrógeno y helio, y más adentro se
compone de un exótico y apenas conocido material denominado hidrógeno
metálico en estado líquido.
Saturno es el segundo mayor planeta del Sistema Solar, con un diámetro nueve
veces mayor que la Tierra. Se encuentra unas diez veces más alejado del Sol que
nosotros, y tarda unos veintinueve años en circularle.
Conceptos básicos sobre Saturno: visibilidad
Cabe preguntar si podríamos observar a Saturno en el cielo: pues es muy fácil, sólo
basta con mirar hacia arriba. Saturno es fácilmente visible a simple vista como un
punto brillante de color amarillo.
Saturno se moverá entre los años 2010 y 2012 a través de la constelación de Virgo,
y luego, entre 2013 y 2014, por la constelación de Libra.
Un telescopio cualquiera puede mostrar los anillos de Saturno y su luna principal,
Titan. Repito, cualquier instrumento —sin importar si se trata de un pequeño
catalejo— será capaz de captar en todo su esplendor al planeta de los anillos.
Conceptos básicos sobre Saturno: satélites
Actualmente se conocen en Saturno unas 62 lunas, cifra que se refiere
exclusivamente a los satélites que están confirmados. Hay otras dos lunas bajo
estudio que, de confirmarse, habrían sido precisamente descubiertas por la misión
Cassini-Huygens.
Entre todas estas lunas sólo trece superan los 50 kilómetros de diámetro, y sólo
siete poseen una forma más o menos redonda.
El satélite principal, Titan, supera los 5,000 kilómetros de diámetro y es
comparable en tamaño al planeta Mercurio. Titan posee, además, una densa
atmósfera formada principalmente de nitrógeno, en la cual flotan nubes de metano
y de otros hidrocarburos. Esta atmósfera resulta aun más densa que la nuestra.
Un vistazo a la misión Cassini
114
Echemos un vistazo al proyecto Cassini-Hyugens: ¿cómo comienza este proyecto?
Esta misión —a diferencia de otras anteriores— pretende estudiar al planeta
Saturno directamente desde su órbita. Se trata de una misión orbital, destinada a
circular el planeta durante varios años, y no un flyby o misión de sobrevuelo.
Concepto artístico de la sonda Cassini y el planeta Saturno.
NASA / JPL-Caltech / ESA.
Cassini-Huygens observará en detalle la atmósfera de Saturno, sus anillos, campo
magnético y lunas, como también el mismo globo del planeta.
Cassini-Huygens constituye un proyecto internacional, sufragado y administrado
conjuntamente por la NASA, la ESA y la Agencia Espacial Italiana (ASI).
115
Christiaan Huygens
Estamos hablando sobre la misión Cassini-Huygens, por lo cual resultaría justo
explicar quiénes fueron estos dos científicos cuya intervención —hace ya casi 400
años— representó el comienzo del estudio telescópico del planeta Saturno.
Christiaan Huygens fue un científico holandés del siglo XVII a quien se atribuye
haber sido el primero en describir correctamente el anillo del planeta. Decía
Huygens y cito: "Es un anillo fino, plano, que no toca el planeta, y está inclinado
hacia la eclíptica." Fue la primera persona que acertó a explicar el anillo, aunque
algunos anteriormente ya habían observado el anillo, sin comprenderlo.
Impresionante fotografía de Saturno obtenida el 9 de mayo de 2007.
El ángulo desde el cual se obtuvo esta imagen —a 37 grados sobre el ecuador de Saturno— es
imposible de alcanzar en la Tierra. NASA / JPL / Space Science Institute.
Utilizando sus telescopios, Huygens también descubrió la luna Titan —la primera
luna detectada alrededor de Saturno— en 1655.
116
Jean-Dominique Cassini
Por supuesto, hablaremos también de Jean-Dominique Cassini, que fue un
astrónomo italiano que emigró a Francia. Nombrado director del Observatorio de
París por el rey Luis XIV, fue el primero en ostentar dicho cargo, en 1671.
Cassini observó a Saturno mediante telescopios, descubriendo en 1675 la división
entre los anillos A y B, que hoy día lleva su nombre: la división de Cassini.
Descubrió, además, las lunas Rhea, Tethys, Dione y Japetus.
Itinerario de la misión
La sonda Cassini-Huygens inició su
recorrido en 1997 con el lanzamiento
realizado desde Cabo Cañaveral, en la
península de la Florida (en Estados
Unidos).
El 1.º de julio de 2004 se inserta
definitivamente el Cassini-Huygens en
la órbita del planeta Saturno, después de
siete largos años de viaje.
Completó su misión primaria en julio de
2008, luego de realizar 74 órbitas
alrededor de Saturno. Pero, debido a
los
amplios
frutos
científicos
cosechados por la misión, se ha
decidido extender el proyecto con miras
a completar al menos unas 60 órbitas
adicionales.
La minisonda Huygens
El proyecto Cassini-Huygens incluye,
además de la nave madre, la minisonda
Huygens. Según previsto, esta cápsula
se desprendió del Cassini el 25 de
117
Lanzamiento del Cassini en el Centro
Espacial Kennedy en 1997. NASA.
diciembre de 2004, descendiendo exitosamente sobre la superficie de Titan,
mediante paracaídas, el 14 de enero de 2005.
La luna Titan con su densa atmósfera de nitrógeno y nubes de metano.
NASA / JPL-Caltech / SSI.
Hablemos ahora un poco sobre los descubrimientos principales que se han
realizado en Saturno.
Descubrimientos en el globo del planeta
En el globo de Saturno se ha observado un intenso matiz azul que por varios años
cubrió una buena fracción del hemisferio norte. La causa fue la total ausencia de
nubes en esta región, ocurrida durante los años 2004, 2005 y 2006, y provocada
por el marcado descenso invernal en las temperaturas.
Igualmente se han realizado fotografías en luz ultravioleta e infrarroja, las cuales
han revelado detalles que normalmente serían imposibles de discernir en luz
118
visible. Se han encontrado, por ejemplo, auroras polares en Saturno, como
asimismo, estructuras gaseosas que circulan el planeta y que se asemejan a las
franjas atmosféricas del planeta Júpiter.
Descubrimientos en los anillos
En los anillos, ¿qué se ha encontrado?
Se ha descubierto que el anillo arrastra su propia atmósfera, la cual se compone
mayormente de oxígeno molecular (O2). Y desde septiembre de 2005 se han vuelto
a observar los misteriosos rayos oscuros en los anillos de Saturno, que ya habían
sido detectados desde la Tierra y cuya causa exacta se desconoce.
Saturno visto a contraluz, captado por el Cassini el 15 de septiembre de 2007.
La perspectiva desde la cual se obtuvo esta imagen —con el Sol detrás de Saturno— es
imposible de obtener en la Tierra. NASA / JPL / Space Science Institute.
Cabe mencionar que estos rayos fueron reportados en un principio por astrónomos
aficionados, pero lamentablemente no se dio mucha importancia a dichos reportes.
Cassini-Huygens ha confirmado la veracidad de estas observaciones, y se planifica
continuar los estudios hasta hallar una causa concreta.
119
Detalle de los anillos de Saturno. NASA / JPL / Space Science Institute.
Descubrimientos en las lunas: Enceladus, Tethys y Hyperion
En las lunas de Saturno se han hecho varios descubrimientos interesantes.
Enceladus, por ejemplo, se encuentra rodeado por una tenue atmósfera formada en
un 90% de vapor de agua. Además, se han observado en esta luna erupciones de
géiseres, lo cual apunta hacia la posible existencia de un océano global subterráneo
de agua líquida y salada.
De otra parte, se ha hallado que Tethys es una esfera de hielo casi puro, lo cual se
ha sabido luego de medir con gran exactitud el tamaño y la masa de esta luna.
Partiendo de estos valores se ha podido calcular la densidad, y ésta ha resultado
casi tan baja como la del hielo.
120
La luna Hyperion mostrando su extraña apariencia.
NASA / JPL / SSI / Gordan Ugarkovic.
La luna Hyperion constituye un mundo completamente distinto, con una forma y
textura parecida a la de una esponja. Esto carece aún de explicación, aunque
algunos científicos lo atribuyen a un proceso que han denominado erosión termal.
Se realizó también un sobrevuelo —un flyby— de la luna Phoebe, en junio de
2004. Durante el mismo se consiguieron las primeras imágenes de alta resolución
jamás obtenidas de este satélite, el cual circula a Saturno en sentido retrógrado.
121
Descubrimientos en las lunas: Titan
Habíamos mencionado anteriormente la luna
Titan. Precisamente, se han hecho algunos
descubrimientos muy interesantes en este
satélite, el único del Sistema Solar que posee
una atmósfera apreciable.
La minisonda Huygens consiguió las primeras
fotografías tomadas directamente desde la
superficie de Titan, y obtuvo además una gran
cantidad de datos durante su descenso a través
de la atmósfera y sus nubes de metano. Datos,
por ejemplo, sobre las sucesivas capas
atmosféricas, composición química, presión y
vientos.
Los radares de la nave madre Cassini han
revelado la existencia de múltiples lagos, islas y
montañas. Entre 2006 y 2007 se comprobó la
existencia de grandes mares de hidrocarburos
—con predominio del metano— en torno al
polo norte de esta luna. El análisis posterior de
los datos enviados por el Huygens demostró
que Titan ocasionalmente experimenta lluvias,
precisamente de hidrocarburos.
Descubrimientos en las lunas: Rhea, Dione y
Japetus
La superficie de Titan vista por la
minisonda Huygens el 14 de enero
de 2005. NASA / JPL / ESA /
University of Arizona.
Y, ¿qué más se ha encontrado en las lunas de Saturno?
Pues bien, se encontró que las lunas Rhea y Dione están compuestas de una mezcla
de roca y de hielo, y a que la superficie de ambas está repleta de cráteres.
Se observó en Japetus el ya conocido hemisferio oscuro. El color negro se debe a
una capa de material orgánico que cubre todo un hemisferio. Incluso un telescopio
de aficionado mostrará cómo esta luna aumenta y disminuye su brillo, a lo largo de
122
su período de 80 días y de acuerdo al hemisferio que oportunamente nos muestre.
La luna Japetus con su hemisferio oscuro de frente.
NASA / JPL / Space Science Institute.
Por último, Cassini-Huygens también ha revelado la existencia de ocho nuevos
satélites naturales en Saturno. Estas ocho lunas, sumadas a las anteriormente
conocidas, arrojarían un total de 62.
Enlaces de interés
Para apreciar algunas imágenes obtenidas por Cassini-Huygens convendría visitar
la página web titulada Planetary Photojournal —mantenida por la NASA— que
reside en la dirección siguiente: http://photojournal.jpl.nasa.gov/mission/Cassini
En ese rincón del Internet encontrarán miles de hermosas fotografías, y podrán así
contemplar con sus propios ojos los descubrimientos aquí mencionados.
Gracias y hasta la próxima.
123
13. Retazos de astronomía amateur
Seis artículos (1993 a 2011).
Publicados en El Observador y en Astronomía VIU (blog) entre 1993 y 2012.
La siguiente recopilación constituye en buena medida una estampa de la
astronomía amateur en Puerto Rico. Pasaré a narrar algunas observaciones
memorables del techo estelar —realizadas a altas horas y bajo la brisa fresca de la
noche— sin dejar también de mencionar personajes y anécdotas relevantes.
A celebrar el primer maratón Messier
Marzo de 1993.
"El Observador", abril de 1993.
En 1994 y especialmente para los que vivimos en el trópico, habrá una oportunidad
inigualable de realizar un maratón Messier. Un maratón Messier no es otra cosa
que una competencia entre astrónomos aficionados en la que se intenta localizar y
observar, durante una misma noche, la totalidad o mayoría de objetos en el
catálogo de Charles Messier. El catálogo comprende 110 objetos de espacio
profundo, incluyendo nebulosas, galaxias y cúmulos estelares.
Este reto a las habilidades del aficionado es de origen puramente contemporáneo.
Con gran probabilidad surgió en España hacia 1968 y luego en los Estados Unidos
de forma independiente. Hacia 1980 en América del Norte la competencia había
adquirido cierta popularidad y desde ahí comenzó a difundirse a nivel mundial.
El maratón se celebra habitualmente hacia mediados de marzo y coincidiendo con
la luna nueva. Existe una región del cielo entre las 22 y 24 horas de ascensión
recta —o sea, entre las constelaciones de Aquarius y Pisces— en la que apenas hay
objetos Messier. Una vez cada año y según el Sol atraviese este espacio, quedará
alejado de los Messier y será posible verlos todos en una sola noche.
En las regiones templadas (latitudes 40° a 50° norte) la época idónea para realizar
la competencia sería hacia el 20 de marzo, fecha en que comienzan a verse durante
124
el amanecer los objetos más inaccesibles del verano, situados en la constelación de
Sagittarius. En el trópico (latitudes 15° a 25° norte) veríamos emerger estos
objetos desde algunos días antes, hacia mediados de mes. Por eso la época de
elección para la región del Caribe sería alrededor del 15 de marzo.
Más que pretender fijar una fecha exacta convendría hablar de intervalos,
adjudicando un margen de unos tres días. Esto significa que en el trópico de
Cáncer se experimentaría un intervalo propicio para un maratón Messier entre los
días 12 y 18 de marzo de cada año, aproximadamente.
Partiendo de la premisa que hay que romper la noche y que sería más llevadero
hacerlo durante fin de semana, e igualmente de la necesidad de realizar el maratón
sin interferencia de la Luna, podríamos definir ciertos años "favorables" en los que
ambas condiciones coincidirán dentro de un intervalo propicio. Abajo he puesto
una tabla con las fechas tentativas para los maratones desde 1993 hasta 2002. Los
años favorables —a saber, aquellos en que tanto un fin de semana como una luna
nueva ocurrirán, entre el 12 y 18 de marzo— están señalados.
Años favorables para la celebración de un maratón Messier.
Armando Caussade / Sociedad de Astronomía de Puerto Rico.
Un maratón Messier no admite el uso de círculos de posición ni de aparatos
125
electrónicos para localización. Contando sólo nueve y media horas de oscuridad
total (7:45 pm a 5:15 am), se le requeriría al aficionado encontrar un objeto distinto
cada cinco minutos. La competencia es muy dura, por lo cual sería recomendable
registrarse para participar en grupos de dos o tres observadores por instrumento.
Evidentemente el próximo año tendremos una oportunidad magnífica para realizar
un maratón Messier, que sería el primero en Puerto Rico. Sugeriría que la
Sociedad de Astronomía de Puerto Rico organizara y celebrara esta competencia en
marzo de 1994 aprovechando que las circunstancias serán tan propicias.
Post scriptum (agosto de 2014)
Por diversos motivos el maratón no se llegó a organizar durante el año 1994. Eso
sí, la idea caló hondo entre los directivos de la Sociedad de Astronomía de Puerto
Rico (SAPR) y eventualmente se llevaría a término antes de concluir la década.
La competencia se realizó por vez primera el sábado, 20 de marzo de 1999, en la
reserva natural Hacienda La Esperanza, localizada en la costa de Manatí. Más aún
que la esmerada logística y coordinación efectuada por la SAPR se hizo notar el
perfecto estado del tiempo, produciéndose una noche totalmente seca y despejada,
y con una atmósfera absolutamente transparente. Aquel cielo, aquellas estrellas y
constelaciones, eran sencillamente insuperables.
"Un nutrido grupo de [espectadores] y participantes se distribuyeron en el área de
observación con equipos que iban desde binoculares 7×50 hasta un telescopio de
13 pulgadas de abertura. La competencia se inició tan pronto cayó la noche … [y]
las observaciones se prolongaron hasta las 5:50 am de la madrugada del domingo",
escribió en abril de 1999 —para la revista El Observador— Juan Luis Martínez,
uno de los jueces que arbitraron la competencia.
Entusiastas de toda la isla se dieron cita en Manatí, incluyendo un buen número de
San Juan, de Bayamón y de Ponce. Se registraron nueve equipos en la
competencia, distribuidos en tres categorías (i.e., prismáticos, telescopios pequeños
y telescopios grandes) y permaneciendo en pie casi todos los participantes desde el
atardecer hasta el amanecer. El entusiasmo del grupo era sorprendente, y a las
cuatro de la mañana aquello parecía como las ocho de la noche. Quizás, sabiendo
que el siguiente lunes sería día feriado en Puerto Rico y que tendrían un día extra
de descanso, se sintieron animados para emprender semejante amanecida.
126
Resultó crucial el hecho que el cielo se mantuviera limpio de nubes durante toda la
noche. La perfecta transparencia del aire fue otro factor determinante, e incluso
objetos difusos como Messier 101 se apreciaban con facilidad.
Participantes y espectadores del primer maratón Messier realizado en Puerto Rico.
21 de marzo de 1999, hacia las 5:50 am — Manatí, Puerto Rico. Armando Caussade.
Ante dichas condiciones las tradicionales seis etapas de la competencia
discurrieron con normalidad. Observamos primero los objetos del atardecer,
seguido por los del invierno y los de primavera. Vimos luego las galaxias en el
cúmulo de Virgo, los objetos de verano y finalmente los del amanecer.
Naturalmente, hubo aficionados que alcanzaron a apuntar hasta 100 objetos. Una
puntuación entre 100 y 110 es considerada ganadora por los expertos.
Otras competencias se han realizado en años posteriores, pero aquella primera fue
la mejor. Sin duda alguna constituyó para todos una experiencia inolvidable.
127
Cielos oscuros y estrellas de la sexta magnitud (primera de dos partes)
Febrero de 1994
"El Observador", abril de 1994.
El 12 de febrero de 1994 participé de una observación astronómica junto a cuatro
colegas de la SAPR. Al igual que otras veces nos trasladamos a las inmediaciones
de Santa Isabel, disfrutando de unas condiciones atmosféricas espectaculares.
Astrónomos aficionados realizando observaciones telescópicas.
19 de marzo de 1994, hacia las 5:00 am — Santa Isabel, Puerto Rico. Armando Caussade.
La noche resultó muy seca y el cielo se mantuvo despejado y transparente hasta
nuestra salida. Al atardecer la temperatura ya se sentía agradable y pasada la
medianoche se tornó bastante fresca. Nuestro estimado fue de aproximadamente
14 grados Celsius (58 grados Fahrenheit), lo cual casi constituye un récord,
128
teniendo en cuenta que nos encontrábamos en plena costa del mar Caribe.
Fuimos testigos de un auténtico cielo estrellado. Dominaba la bóveda celeste el
triángulo invernal —formado por las estrellas Sirius, Procyon y la célebre
Betelgeuse— mientras que la luminaria Canopus se erguía centelleante a 19° sobre
el sur. Las Pléyades, al oeste, lucían espléndidas. Contemplamos a simple vista
varios cúmulos estelares, incluyendo a Messier 35 en Gemini, Messier 41 en Canis
Major, Messier 47 en Puppis, y NGC 2244 (el cúmulo de la Roseta) en Monoceros.
Dos de nuestros colegas —especialistas en fotografía astronómica de espacio
profundo— ensayaban la técnica de foco primario empleando un telescopio
catadióptrico Celestron C8, mientras que otro, con su imponente refractor de 125
milímetros localizaba los objetos Messier y anotaba sus observaciones.
Yo, en cambio, me dediqué a examinar varias galaxias entre las constelaciones de
Leo y Sextans. Hizo lo mismo Ernesto Efraín Santiago, que en esos momentos
estaba a mi lado. Utilizamos tanto mi reflector estilo Dobson de 330 milímetros,
como el newtoniano ecuatorial de 200 milímetros que había traído Efraín.
Nos impresionó cuán brillantes lucían las estrellas que conforman la figura de
Sextans, aun cuando algunas de éstas pertenecen a la quinta magnitud. Desviando
la mirada hacia el cénit —cerca de Betelgeuse y justo al norte de la constelación de
Orion— vimos estrellas aún menores, pero todavía discernibles a simple vista.
Consultando el Sky Atlas 2000.0 de Wil Tirion vimos que dichas estrellas aparecían
indicadas con signos correspondientes a la sexta magnitud.
Deseando comprobar si realmente habíamos alcanzado la sexta magnitud, dibujé
un campo estelar en que señalaba dos estrellas que parecían encajar en dicha
categoría. Sería alrededor de las nueve de la noche cuando realicé el dibujo. Al
día siguiente, ya en la casa, encontré que se trataba de las siguientes:
• SAO 112979:
• SAO 95502:
mag. 5.9, ascensión recta 5h 38m.0 y declinación +7° 32'
mag. 6.2, ascensión recta 6h 18m.1 y declinación +14° 23'
Estos datos resultaron útiles porque demostraban la oscuridad del lugar que
habitualmente habíamos estado utilizando para observar, así como la viabilidad de
nuestra base de operaciones frente a la costa del Mar Caribe.
129
Cielos oscuros y estrellas de la sexta magnitud (segunda de dos partes)
Agosto de 1994.
"El Observador", diciembre de 1994.
El 3 de agosto de 1994 realizamos una exitosa observación astronómica que resultó
de las mejores que jamás hemos tenido. Junto a cinco compañeros de la SAPR
viajé al litoral sur de la isla. Fue una salida a mitad de la semana, improvisada
porque casualmente varios de nosotros nos encontrábamos de vacaciones.
Los pronósticos para esa noche no eran alentadores. Debido a que nuestra región
experimenta su máximo de precipitación durante los meses de agosto y septiembre,
los cielos estivales quedan propensos a la nubosidad. Subsiste, además, una capa
de bruma que reduce significativamente la visibilidad. Grande fue nuestra sorpresa
cuando, a eso de las nueve, arribamos a Santa Isabel y encontramos un cielo
totalmente despejado y transparente, más propio de invierno que de verano.
La Vía Láctea atravesaba el firmamento de norte a sur y exhibía una extraordinaria
luminosidad en toda su extensión. Como si fuera poco, su forma y textura se
discernían claramente a simple vista. A lo largo de las constelaciones de Norma,
Scorpius, Sagittarius y Scutum la textura se mostraba difusa, mientras que hacia
Vulpecula, Cygnus, Lacerta y Cassiopeia ésta era mas bien granular. Dicha
disparidad en la textura galáctica —cuya transición es bastante abrupta y se
produce en torno a la estrella λ Aquilae— resultaba muy evidente. Vimos también
la ramificación o desprendimiento que comienza a la altura de Cygnus y que se
extiende hasta Serpens. La zanja oscura que separa ambas franjas galácticas (la
llamada "gran hendidura" de la Vía Láctea) resultaba especialmente llamativa y
presentaba un intenso contraste con las mencionadas franjas galácticas.
Tomé un binocular 7×50 y lo dirigí cerca de la estrella Deneb, en la constelación
de Cygnus. Saltaron a la vista una buena cantidad de nebulosas oscuras, todas
ellas muy bien definidas en forma y tamaño. Observamos también la nebulosa de
Norteamérica (NGC 7000), la cual se mostraba grande y clara por el prismático.
Se apreciaba a simple vista una buena cantidad de objetos de espacio profundo.
Además de los conocidos Messier 6, Messier 7 y Messier 24 —que lucían obvios
al ojo— detectamos los cúmulos Collinder 399 (el cúmulo del gancho de ropa) en
130
Vulpecula, NGC 752 en Andromeda, así como el doble cúmulo de NGC 869 y 884
en Perseus. La galaxia Messier 31 en Andromeda lucía muy brillante e incluso
enseñaba su forma a simple vista. A través del binocular ocupaba casi la totalidad
del campo, y utilizando un 11×80 avistamos claramente sus dos principales
satélites, las galaxias Messier 32 y Messier 110. De otra parte, la galaxia Messier
33 en Triangulum se mostró impresionante por el 7×50, y durante algunos instantes
hasta resultó visible sin ayuda óptica.
Verdaderamente, tuvimos el privilegio de contemplar un cielo excepcional. La
oscuridad era impresionante y el techo estelar se mostraba prístino y hermoso.
La cantidad de estrellas que divisábamos a simple vista era abrumadora. Mi
estimado sería de unas tres mil. Las constelaciones más pequeñas, como Scutum,
Sagitta, Delphinus y Lacerta se confundían entre esa muchedumbre estelar.
Incluso costó trabajo encontrar una constelación tan grande y brillante como
Cygnus. Tantas estrellas había que, intuitivamente, sabíamos que las más pequeñas
correspondían a la magnitud sexta. Pero, ¿habría manera de saberlo con certeza?
Hacia las once de la noche dirigí la mirada a un campo estelar en plena Vía Láctea,
sobre la constelación de Vulpecula. Realizó también esta observación Juan Luis
Martínez, con quien conversaba precisamente en esos momentos. A simple vista y
sin dificultad logramos observar la estrella 14 Vulpeculae, cuya magnitud es de 5.7
(o sea, comparable en brillo al planeta Urano).
Hacia las tres de la mañana y viendo que el cuadrado de Pegasus justamente
atravesaba el cénit, tomé lápiz y papel, y comencé a dibujar cada una de las
estrellas que observaba dentro del cuadrado. Veía una docena, aun con mis ojos
parcialmente cegados debido a la linterna con que alumbraba el dibujo. Ésta
emitía una tenue iluminación rojiza —procedimiento estándar en la astronomía de
aficionados, pues la luz roja es la que menos deslumbra— pero aun así considero
que este haz luminoso impidió mi completa aclimatación a la oscuridad.
Media hora después terminé con un mapa que incluía quince estrellas, situadas
todas en el interior del cuadrado de Pegasus. No había traído conmigo los
catálogos, así que el cotejo y análisis tendría que esperar hasta el regreso a la casa.
Al día siguiente comparé mi dibujo con los mapas correspondientes en Sky Atlas
2000.0 y encontré que cada una de las quince estrellas coincidían exactamente con
131
otras tantas en el atlas. Esto se traduce en un resultado 100% positivo. Luego
consulté el Sky Catalogue 2000.0 de Hirshfeld y Sinnott, hallando que entre las
quince estrellas dibujadas había dos con magnitud visual de 6.2 y una de 6.1.
Mapa del cuadrado de Pegasus que muestra quince estrellas observadas a simple vista.
Dibujado el 4 de agosto de 1994 en Santa Isabel, Puerto Rico. Armando Caussade.
Las estrellas con magnitud de 6.2 y 6.1 fueron las siguientes:
• 65 Pegasi: mag. 6.2, ascensión recta 23h 22m.7 y declinación +20° 50'
• 74 Pegasi: mag. 6.2, ascensión recta 23h 37m.7 y declinación +16° 50'
• SAO 91548: mag. 6.1, ascensión recta 23h 52m.4 y declinación +21° 40'
En algunas referencias se identifica la estrella SAO 91548 como 83 Pegasi.
Me parece razonable alegar que, de haber tenido mi vista completamente habituada
a la oscuridad el límite hubiera quedado entre 6.5 y 7.0. También sería razonable
pensar que, si hubiésemos realizado la observación desde las localidades insulares
de Vieques y Culebra —donde la iluminación nocturna es casi inexistente—
hubiéramos podido alcanzar sin dificultad una magnitud entre 7.0 y 7.5.
132
El 6 de agosto de 1994 la SAPR viajó a Quebradillas, en la costa del noroeste de
Puerto Rico. Allí, bajo cielos muy transparentes dibujé otro mapa del cuadrado de
Pegasus, el cual incluía veintiuna estrellas de las cuales dieciocho resultaron
positivas. De éstas, dos arrojaron una magnitud de 6.4. Juan Luis Martínez realizó
también un dibujo de Pegasus, obteniendo resultados similares.
Post scriptum (febrero de 2015)
Han transcurrido veinte años desde que realicé dichas observaciones, y con lástima
tengo que reportar que no he podido repetirlas. Muchas veces lo he intentado, pero
el manto de iluminación artificial que cada noche arropa la isla de Puerto Rico se
ha tornado impenetrable. Basta apreciar una fotografía nocturna de la isla tomada
por satélite para comprender la magnitud del problema.
Los cielos de Santa Isabel, que en aquella época quedaban sólidamente ubicados en
el nivel 4 de la escala Bortle —existiendo incluso algunos reductos donde se
alcanzaba el nivel 3— ahora han descendido al nivel 5. Esta escala, que tan
efectivamente describe la calidad lumínica del cielo nocturno, fue presentada por el
astrónomo aficionado John E. Bortle en el año 2001.
¿Qué hacer ante esta situación? Hay que hablar públicamente y crear conciencia
sobre los efectos adversos de la contaminación lumínica. Refiero al lector al
capítulo 5 de este libro donde se define y se cuantifica el problema, e igualmente al
capítulo 8 donde —al igual que en este capítulo— se resumen algunas
observaciones astronómicas realizadas bajo condiciones de profunda oscuridad.
Observaciones del cometa Borrelly
Octubre de 1994.
"El Observador", noviembre de 1994.
El 1.º de octubre de 1994 viajé junto a un grupo de cinco aficionados de la SAPR a
la costa de Santa Isabel, donde fue posible localizar y observar mediante
telescopios el cometa Borrelly (19P/Borrelly). Después del fracasado intento del 3
de septiembre en la costa de Manatí —que en realidad se hizo bajo condiciones
atmosféricas bastante pobres— nuestro deseo de encontrar el cometa fue firme.
133
Nos deleitamos observando el segmento de la Vía Láctea que discurre entre las
constelaciones de Cassiopeia y Perseus, mientras esperábamos que el cometa se
presentara en la madrugada. Hacia las 2:15 am se acercaron a mí varios colegas
sugiriendo que intentara yo la búsqueda. Llevaban un buen rato sondeando el cielo
al este de Orion, pero nada aparecía.
Mapa de un campo estelar en Monoceros que muestra el cometa Borrelly (19P/Borrelly).
Se observa claramente el movimiento del cometa a lo largo de un período de 56 minutos.
Dibujado el 2 de octubre de 1994 en Santa Isabel, Puerto Rico. Juan Luis Martínez.
Tomé el telescopio que ofreció Ernesto Efraín Santiago, un reflector newtoniano
clásico de 200 milímetros a f/6, y apunté en dirección a la constelación Monoceros,
centrándome en el área que indicaban los mapas. Varios minutos después aparecía
el cometa precisamente en la posición señalada: unos 3° al sur de la estrella ε
Monocerotis. Con la ayuda del atlas Uranometria 2000.0 medimos la ubicación
exacta del cometa en ese momento: ascensión recta 6h 22m.4 y declinación +1° 33'.
El tamaño angular de la coma resultó entre 1.0 y 1.5 minutos de arco, y la
magnitud aparente del cometa entre 9 y 10. Dicha luminosidad resultó más
134
reducida de lo pronosticado, ya que la efemérides publicada por la revista Sky &
Telescope proyectaba una magnitud de 8.9. Tampoco reveló nuestro escrutinio
rastro alguno de cola.
Vimos luego el cometa a través de un refractor de 125 milímetros y también por un
catadióptrico de 150 milímetros operado por Juan Luis Martínez. Luego de la
observación, Juan Luis —veterano observador astronómico— se dedicó a dibujar
el cometa según visto por su telescopio, poco después de las 3:00 am y nuevamente
hacia las 4:00 am. Una comparación entre los dos dibujos muestra claramente el
movimiento del cometa en dirección noreste.
El cometa Borrelly fue descubierto en 1904 por el astrónomo francés del mismo
nombre. Su período de traslación fluctúa entre 6.8 y 7.0 años y alcanzará su
distancia mínima al Sol —su perihelio— el 1.º de noviembre de 1994. Durante ese
mes tendrá su mayor visibilidad y se prevé que alcance la magnitud 7, lo cual
implica que sería detectable aun sin telescopio, empleando sólo un binocular.
El 9 de octubre de 1994 avistamos nuevamente el cometa Borrelly desde Utuado,
en el interior montañoso de la isla, bajo el cielo más transparente que hemos visto
en los últimos meses. Lucía algo más brillante y apareció en el cielo un poco más
temprano, aunque aún después de la medianoche.
Debuta una nueva estrella en movimiento
16 de diciembre de 2000.
"El Observador", enero de 2001.
La Estación Espacial Internacional (ISS, por sus siglas en inglés) es un satélite
habitable ubicado en la órbita baja de la Tierra, con una trayectoria que dista entre
417 y 427 kilómetros de la superficie. Su construcción comenzó en noviembre de
1998 y más recientemente —en noviembre de 2000— se envió la primera
tripulación compuesta por tres astronautas.
La ISS atravesó el cielo de San Juan el 7 de diciembre de 2000, lo cual constituye
una de sus primeras apariciones en la región del Caribe. Conociendo con
anticipación el paso de la Estación sobre mi localidad y gozando de condiciones
atmosféricas muy favorables, realicé la siguiente observación.
135
Salí afuera al atardecer y exactamente a las 6:20 pm apareció la ISS, justo al sur de
las estrellas α y β Gruis y presentando una magnitud de +1.0. Atravesó las
constelaciones de Phoenix y Sculptor aumentando gradualmente su brillo y
velocidad, y dos minutos después entró a Cetus donde alcanzó su visibilidad
máxima, sosteniendo una elevación de 45° sobre el sureste y una magnitud de –1.0.
Entró luego en Taurus, pasando apenas 2° al sur de Saturno y 4° al norte de Júpiter.
Cuando se acercó a Saturno era de magnitud –0.5, pero al pasar junto a Júpiter su
luminosidad había ya mermado apreciablemente, tornándose también más lento su
movimiento. Poco después, a las 6:24 pm exactamente, desapareció la ISS a poca
altura sobre el horizonte este, perdiéndose en la región oriental de Taurus.
La Estación Espacial Internacional según lucía en noviembre de 2000.
NASA / Science News.
La Estación recién se ha hecho visible porque en el mes pasado (noviembre de
2000) se añadió el primer conjunto de paneles solares, lo cual se tradujo en un
incremento en la extensión de la nave, y por ende, de su brillo. Se ha planificado
agregarle módulos adicionales, lo cual implica que la luminosidad futura de la ISS
podría alcanzar hasta –4 o –6, es decir, tan brillante como el planeta Venus.
136
La Estación circula la Tierra con una inclinación de 51°.6 respecto del ecuador, lo
cual significa que su observación sería posible desde cualquier lugar que quede
ubicado entre los paralelos 52° norte y 52° sur. En el cielo de Puerto Rico
aparecerá periódicamente, quizás en varias ocasiones cada dos o tres meses.
Mapa que muestra en color azul claro las regiones de potencial
visibilidad de la Estación Espacial Internacional. NASA / Science@NASA.
Marte se aproximará a la Tierra en marzo de 2012
30 de noviembre de 2011.
"Astronomía VIU" (blog), 1.º de marzo de 2012.
El 3 de marzo de 2012 el planeta Marte se aproximará a la Tierra, evento que podrá
ser observado a simple vista y desde cualquier lugar del mundo. Dichas
aproximaciones se producen regularmente cada veintiséis meses, habiéndose
137
registrado la más reciente en enero de 2010.
Durante esa noche —e igualmente, a lo largo del mes— Marte se verá como un
punto muy brillante en el cielo, luciendo un obvio color anaranjado y una luz
quieta, sin el típico centelleo que caracteriza a las estrellas. El planeta se
encontrará entonces en la constelación Leo, el león, cerca de la estrella Regulus.
Ubicación de Marte respecto a la constelación Leo, el león.
Mapa elaborado utilizando el programa Stellarium. Armando Caussade.
En la antigüedad Marte inspiraba un gran temor, o cuando menos un cierto
desagrado. Dos razones existían para esto: primero, su errático y casi impredecible
movimiento en el cielo, lo cual denotaba la "rebeldía" de este astro; y segundo, su
notable color rojizo que le confería un aspecto muy temible. Hoy día el planeta
inspira sentimientos muy distintos —no de miedo, sino de expectativa— ante la
posibilidad de encontrar en él alguna señal de vida, ya fuere presente o pasada.
138
Debido a que Marte atravesará en marzo de 2012 una región del firmamento que
queda opuesta al Sol, el planeta resultará visible durante toda la noche, desde el
atardecer hasta el amanecer. En términos de geometría el acercamiento a la Tierra
de un planeta exterior coincide siempre con su oposición al Sol. Por esta razón, a
las aproximaciones de dichos planetas se les denomina oposiciones.
Durante esta oposición el planeta rojo se ubicará a una distancia de 100 millones
de kilómetros. Marte lucirá entonces su mayor brillo aparente a simple vista
durante los últimos dos años —desde el 2010— y los que posean un telescopio
podrán también observarlo con su mayor tamaño aparente.
Para disfrutar de este espectáculo sólo es necesario salir afuera y elevar la mirada.
Hacia la medianoche el planeta pasará cerca del cénit para quienes residan en los
trópicos del hemisferio norte, y a buena altura sobre el sur para quienes estén
ubicados en las latitudes medias de este hemisferio.
139
14. Aspecto visual de las galaxias más brillantes
Junio de 1993.
El Observador, julio de 1993.
Existen nueve galaxias —las más brillantes en la bóveda celeste— que son lo
suficientemente luminosas como para observarse sin un telescopio. Cuatro de ellas
serían visibles a simple vista y para las demás bastarían unos prismáticos. A
continuación resumo mis observaciones de estas galaxias, realizadas en los últimos
meses bajo cielos de oscuridad moderada frente al Mar Caribe, en la costa del sur
de Puerto Rico. La lista está ordenada por magnitud aparente.
La Gran Nube de Magallanes (LMC, por sus siglas en inglés)
Ubicada entre las constelaciones de Dorado y Mensa. Magnitud 0.9.
La galaxia más luminosa del firmamento, la Gran Nube de Magallanes, se muestra
a simple vista como un fragmento desprendido de la Vía Láctea. Tan brillante es
que puede verse hasta con luna llena. Un binocular 7×50 mostrará no sólo alguna
estructura, sino que captará con facilidad diversos objetos enclavados en ella, tales
como la nebulosa de emisión NGC 2070 (la Tarántula) y el cúmulo abierto NGC
1910 (conocido también como el cúmulo de S Doradus).
El notable tamaño y brillo que presenta la Gran Nube de Magallanes se debe a la
cercanía de este sistema galáctico al nuestro, la Vía Láctea. Su diámetro angular es
de unos 6°, por lo cual colmará el campo visual de unos prismáticos. Podría
decirse que un binocular 7×50 revelará tanto detalle en la Gran Nube como un
telescopio de 650 milímetros en la galaxia de Andromeda.
Aunque la LMC resulta marginalmente visible desde los trópicos del hemisferio
norte, no conocemos aún a nadie que la haya observado desde Puerto Rico. Su
culminación sobre el horizonte sur ocurre a las 5h 25m en tiempo sidéreo, es decir,
simultáneamente con el paso de la constelación de Orion sobre el meridiano. En
dichas ocasiones y vista desde nuestra isla, la Gran Nube de Magallanes alcanzaría
unos 5° de altura, extendiéndose hasta 1° por debajo del horizonte.
140
La Pequeña Nube de Magallanes (SMC, por sus siglas en inglés)
Ubicada entre las constelaciones de Tucana y Hydrus. Magnitud 2.7.
A sólo 21° de la Gran Nube de Magallanes se encuentra la Pequeña Nube de
Magallanes, también visible a simple vista como un trozo suelto de la Vía Láctea.
Su diámetro es de 3° y constituye una vista impresionante a través de un
prismático. Resaltan especialmente los cúmulos abiertos NGC 346 y NGC 371,
ambos enclavados dentro de la galaxia y apreciables a través de un binocular 7×50.
Sobresalen también los cúmulos globulares NGC 104 (popularmente conocido
como 47 Tucanae) y NGC 362, situados ambos al margen de la galaxia y
observables con facilidad mediante un prismático. Curiosamente, estos cúmulos
están enlazados gravitatoriamente a nuestra galaxia y no a la Pequeña Nube. La
ubicación de ambos junto a la SMC es una mera coincidencia de dirección visual.
Lamentablemente, esta interesante galaxia queda fuera del alcance para casi todo el
hemisferio norte. Desde nuestra isla —y en el mejor de los casos— la Pequeña
Nube de Magallanes rozaría el horizonte sur y se extendería hasta unos 3° por
debajo del mismo. Su culminación ocurriría a las 0 h 25m en tiempo sidéreo,
aproximadamente una hora antes que la estrella Achernar.
Messier 31: la galaxia de Andromeda
Ubicada en la constelación de Andromeda. Magnitud 3.4.
La galaxia de Andromeda es la más brillante entre las observables desde el
hemisferio norte, y resultará claramente visible a simple vista desde cualquier lugar
cuyo cielo sea razonablemente oscuro. Un binocular 7×50 captará inmediatamente
su forma alargada, revelando unos 2° de extensión si la observación se realizara
desde un sitio semioscuro y hasta 5° en lugares de extrema oscuridad.
La galaxia de Andromeda es una espiral vista de filo, lo cual explica su aspecto
ovalado y alargado (la inclinación es de sólo 12° respecto de nuestra línea visual).
Fue precisamente Messier 31 la galaxia utilizada por el astrónomo Edwin P.
Hubble para identificar estrellas variables cefeidas y realizar estimados de
distancia, en el año 1924. Dichos trabajos establecieron en definitivo la naturaleza
externa de las llamadas "nebulosas espirales" y pusieron fin al histórico gran
debate de la astronomía de principios del siglo XX.
141
La galaxia Messier 31. José C. Borrero.
Un telescopio de 200 milímetros mostrará alguna estructura en la galaxia de
Andromeda, incluyendo su brillante núcleo puntiforme y hasta los carriles oscuros
de polvo que la atraviesan. Un telescopio cualquiera enseñará claramente las dos
principales galaxias que circulan a Messier 31: Messier 32 y Messier 110.
Messier 33: la galaxia del triángulo
Ubicada en la constelación de Triangulum. Magnitud 5.7.
La galaxia del triángulo podrá verse a simple vista desde cualquier lugar que goce
de una oscuridad razonable. En efecto, la visibilidad de Messier 33 se utiliza
habitualmente en la astronomía amateur para evaluar la oscuridad y transparencia
del cielo nocturno. La galaxia queda a sólo 14° de Messier 31.
Debido a su reducida luminosidad superficial Messier 33 presentará un aspecto
endeble ante los ojos de un neófito. Sucede que esta galaxia posee un sorprendente
142
tamaño angular, por lo cual su brillo se hallará disperso sobre un área muy
considerable. Un binocular mostrará perfectamente la situación y evidenciará que
la galaxia luce enorme, aunque muy tenue.
La galaxia Messier 33. Isaac Cruz.
Messier 33 es detectable mediante binocular 7×50 y constituye un blanco fácil para
uno de 11×80, siempre y cuando la observación se realice desde áreas rurales (en la
ciudad resultará invisible). Su tamaño angular de 1° es por sí imponente y será
difícil encuadrarla completamente dentro de un campo telescópico. Un telescopio
de 200 milímetros ofrecerá un panorama impresionante de la galaxia, pero sólo a
bajos aumentos (50× o menos).
143
Messier 81: la galaxia de Bode
Ubicada en la constelación de Ursa Major. Magnitud 6.8.
La galaxia de Bode se puede observar por binocular 7×50 aun bajo los estragos de
la contaminación lumínica, y un binocular 11×80 la captará con suma facilidad.
Localizarla, sin embargo, puede resultar un tanto difícil dado la ausencia de
estrellas brillantes en los alrededores, situación que a veces frustra al principiante.
Además, por su extrema declinación septentrional, la visibilidad de esta galaxia
quedará limitada para quienes se encuentren en las latitudes ecuatoriales de la
Tierra, y por debajo de los 21° de latitud sur será inobservable.
La galaxia Messier 81. José C. Borrero.
Un telescopio de 80 milímetros mostrará alguna definición en Messier 81, mientras
que uno de 200 milímetros comenzará a evidenciar los brazos espirales. Un
telescopio o prismático cualquiera enseñará también la galaxia irregular Messier
82, que apenas queda situada a medio grado hacia el norte.
144
NCG 5128: la radiogalaxia Centaurus A
Ubicada en la constelación de Centaurus. Magnitud 6.9.
Centaurus A es una galaxia austral, aunque afortunadamente queda más accesible
que las nubes de Magallanes. Por su declinación de –43° no resultará visible sobre
los 47° norte de latitud, presentándose de modo limitado al menos hasta los 32° de
latitud. Desde el trópico de Cáncer se puede apreciar con mayor comodidad.
La galaxia NGC 5128. Carlos Casaldeiro.
NGC 5128 está situada 5° al norte del conocido cúmulo globular ω Centauri,
distancia que entraría cómodamente dentro del campo visual de un binocular 7×50.
Centaurus A posee una llamativa forma redonda que resulta fácilmente apreciable a
través de un binocular 11×80. Un telescopio de 80 milímetros enseñará, además,
los carriles oscuros de polvo.
145
NGC 253: la galaxia del escultor
Ubicada en la constelación de Sculptor. Magnitud 7.9.
La galaxia del escultor es visible por binocular 11×80, aunque en términos de brillo
resulta apreciablemente menor que Messier 81 o NGC 5128. Su elevada
luminosidad por unidad de área, sin embargo, posibilitará la observación aun desde
aquellos lugares que estén parcialmente afectados por la contaminación lumínica.
La galaxia NGC 253. Joaquín Pérez Bonome.
Un telescopio de 80 milímetros mostrará claramente la forma estrecha y alargada
de NGC 253, tan característica de las galaxias espirales cuando son vistas de perfil.
En este sentido su aspecto es muy parecido al de Messier 31. Un telescopio de 200
milímetros comenzará a mostrar alguna estructura.
146
Messier 83: la galaxia del molinete austral
Ubicada en la constelación de Hydra. Magnitud 7.9.
Messier 83 constituye una galaxia de fácil observación debido a su elevada
luminosidad superficial. Es apreciable utilizando un binocular 7×50 y resultará un
objeto sencillo mediante uno de 11×80.
La galaxia Messier 83. Carlos Casaldeiro.
Un telescopio de 80 milímetros mostrará el núcleo puntiforme de Messier 83,
mientras que un instrumento de 150 a 200 milímetros comenzará a revelar los
brazos espirales e incluso la barra que conecta a éstos con el núcleo.
147
Messier 101: la galaxia del molinete boreal
Ubicada en la constelación de Ursa Major. Magnitud 8.0.
Esta galaxia podrá avistarse mediante binocular 11×80 siempre y cuando el cielo
esté razonablemente oscuro. La contaminación lumínica la hará desaparecer, ya
que al igual que Messier 33 posee una reducida luminosidad por unidad de área.
La galaxia Messier 101. Isaac Cruz.
En Messier 101 los brazos espirales resultan obvios ya que la galaxia está colocada
de frente y no de filo. Pero esta observación requerirá un telescopio de 200
milímetros —como mínimo— e igualmente un cielo muy oscuro y transparente.
Convendría también emplear bajos aumentos.
148
Post scriptum (marzo de 2015)
En los últimos años se ha documentado de modo irrefutable la visibilidad de
Messier 81 y de NGC 5128 sin instrumentos y bajo excepcionales condiciones de
oscuridad. Messier 81 ha sido localizada a simple vista por el experto aficionado
Stephen James O'Meara (quien fuera editor adjunto de la revista Sky & Telescope)
e igualmente por el astrónomo Brian A. Skiff del Observatorio de Lowell, entre
otros. Además, NGC 5128 ha sido observada "a ojo desnudo" por O'Meara.
En el Internet se ha discutido también la posible visibilidad a simple vista de las
galaxias NGC 253 y de Messier 83. Igualmente, existe en la literatura una
referencia sobre la posibilidad de avistar a Messier 101 sin el uso de telescopios
(Mike Inglis, 2001, Field Guide to the Deep Sky Objects, Springer), aunque
reconociendo que dicho experimento únicamente sería viable bajo perfectas
condiciones de oscuridad y transparencia.
149
15. Fundación y trayectoria de la
Sociedad de Astronomía de Puerto Rico
21 de agosto de 2010.
El Observador, septiembre de 2010.
Discurso pronunciado el 21 de agosto de 2010, en el Parque de las Ciencias Luis
A. Ferré de la ciudad de Bayamón, con motivo del 25.º aniversario de la Sociedad
de Astronomía de Puerto Rico (SAPR). Con revisiones y añadiduras.
Hoy vengo a hablarles sobre la fundación de la Sociedad de Astronomía de Puerto
Rico (SAPR) en 1985 y sobre su trayectoria hasta el presente.
La idea de formar la SAPR surgió en 1985 debido al interés que había en Puerto
Rico de organizar grupos para la observación del cometa Halley (1P/Halley), el
cual se aproxima a nuestro planeta cada 75 años.
El proyecto nace en las mentes de Greg García (quien nos acompaña en la mesa
presidencial), Carlos F. González y Joey Rivera, y en efecto constituía algo
novedoso, ya que en nuestra isla nunca había existido una organización formal y
permanente dedicada a la astronomía. Estos tres visionarios se reúnen por primera
vez en enero de 1985, en la urbanización Montecarlo, en San Juan.
El 1.º de mayo de 1985 Greg García visitaba el Ateneo Puertorriqueño y subía a la
tarima para anunciar la formación de la nueva Sociedad. El 22 de mayo la SAPR
adquiere personalidad jurídica mediante incorporación en el Departamento de
Estado de Puerto Rico. Posteriormente, los días 24 y 25 de mayo, la agrupación
realiza una exhibición en el centro comercial Plaza las Américas, ocasión en que el
orador se integra formalmente como socio.
La SAPR se convierte en un hecho el martes, 16 de julio de 1985, día en que se
celebró la asamblea inaugural en el Ateneo Puertorriqueño, con la presencia de 41
socios fundadores. Entre los presentes aquella noche se encontraban Greg García
(quien fue electo como primer presidente), Daniel R. Altschuler, Joey Rivera,
Francisco Busó, Federico Plaja, Carlos F. González (nuestro primer secretario) con
150
su padre Alfredo González y su madre Gloria Muñiz, Luis A. Maura (quien se
desempeñó como tesorero por muchos años) y por supuesto, su presentador de hoy,
Armando Caussade. La mayoría viven aún y permanecen como socios hasta el
presente.
Discurso de Daniel R. Altschuler durante la asamblea inaugural de la SAPR.
16 de julio de 1985 — Ateneo Puertorriqueño, San Juan, Puerto Rico. Alfredo González.
En septiembre de 1985 comienza la publicación de nuestra revista El Observador.
La misma se ha emitido cada mes, de modo ininterrumpido, y cuenta hoy día con
el auspicio de la NASA. Ese mismo mes comenzó nuestro programa mensual de
conferencias públicas, mantenido igualmente de modo continuo.
El 15 de noviembre de 1985 se realiza la primera sesión de observación —un star
151
party, en la jerga del astrónomo—, la cual tuvo lugar en el Observatorio de la
Universidad de Puerto Rico en Humacao. Las inclemencias del tiempo apenas
permitieron el disfrute de los cielos. Sin embargo, el 13 de diciembre regresamos
al Observatorio donde disfrutamos cielos totalmente despejados. Junto a nuestro
anfitrión, Rafael J. Müller, nos deleitamos observando el cometa Halley, así como
diversos objetos de espacio profundo.
Los años han transcurrido y la SAPR se ha mantenido en vigor, ganando
visibilidad pública y prestigio con el paso del tiempo, lo cual es motivo de gran
satisfacción. Paso ahora a mencionar algunos eventos de importancia en la
trayectoria de nuestra organización.
En 1986 la SAPR concretó su primera visita al Observatorio de Arecibo, y en 1988
se realizó la primera excursión al antiguo observatorio solar de la base aérea
Ramey, en Aguadilla. En 1989 —y en alianza con otras organizaciones—
participamos de los eventos conmemorativos del vigésimo aniversario de la llegada
del ser humano en la Luna, organizados por el ingeniero Elio Delgado. Dichas
actividades se realizaron aquí mismo, en el Parque de las Ciencias Luis A. Ferré,
atrayendo una concurrencia que superó las 1,200 personas.
En 1992 y tras la visita a Puerto Rico del astrónomo Frank Drake la SAPR
formalizó sus vínculos con el parque. De este modo obtuvimos acceso prioritario
al planetario, que en adelante se utilizaría mensualmente como sede para
conferencias públicas. Durante esos años se desarrolló entre los socios un gran
interés por la observación de espacio profundo realizada con telescopios de gran
abertura, e igualmente por la fotografía astronómica de galaxias y nebulosas.
En 1994 observamos a través de nuestros telescopios el impacto del cometa
Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) sobre la atmósfera del planeta Júpiter, el cual
resultó visible hasta en telescopios de 75 milímetros. En 1996, observamos desde
el sur de la isla el espectacular cometa Hyakutake (C/1996 B2) —que exhibía a
simple vista una cola de 20°— y en 1997 disfrutamos de otro impresionante cuerpo
celeste que apareció en los cielos: el cometa Hale-Bopp (C/1995 O1).
Por esa época se incorporaron algunas personas que en años posteriores se
convertirían en pilares de nuestra agrupación, tales como Joaquín García de la
Noceda (hijo), Michelle Kantrow, Víctor Román Cordero y Joaquín Pérez
Bonome. La matrícula entonces alcanzaba las 120 personas.
152
En 1998 la SAPR observó el famoso eclipse total solar del 26 de febrero, que fue
uno de los más largos y notables en todo el siglo XX. Con este propósito se
organizaron tres excursiones al extranjero, una con destino a Antigua y Barbuda
(compuesta de treinta personas), otra a Aruba (compuesta de ocho personas) y otra
a Curazao (compuesta de cuatro personas, incluyendo al orador).
En 1999 se realiza en la reserva natural Hacienda La Esperanza —en Manatí— el
primer maratón Messier, el cual consiste en la observación de 110 objetos de
espacio profundo en una sola noche, comenzando al atardecer y concluyendo al
amanecer. Posteriormente, en 2002, la SAPR estrechó su relación con la NASA, a
través de la afiliación por conducto del Puerto Rico Space Grant Consortium. Esta
colaboración ha facilitado la obtención de fondos que se han utilizado para ampliar
tanto la tirada como la calidad de El Observador.
La última década ha sido especialmente significativa para nuestra organización,
dado la cantidad de eventos que hemos realizado con el propósito manifiesto de
divulgar la ciencia, y en particular, la astronomía. Ejemplo de esto fue la
concurrida exhibición llevada a cabo en el centro comercial Plaza del Sol, en abril
de 1999, la cual nos valió el premio Sky & Telescope Astronomy Day Award para
ese año. Más aún, lo fue la presentación que realizamos en 2003 con el físico
puertorriqueño Enectalí Figueroa, a la que se dieron cita unas 1,200 personas.
En 2004 organizamos una conferencia con el también puertoriqueño, Orlando
Figueroa, que en aquel entonces fungía como director del programa de Marte para
la NASA. La audiencia se estimó en varios centenares. Ese mismo año tuvimos la
oportunidad de observar y retratar el tránsito de Venus sobre el Sol, así como un
hermoso eclipse total de la Luna (ocurrido el 27 de octubre) el cual se observó
plenamente desde Puerto Rico y con excelentes condiciones del tiempo.
En 2005 y con motivo de la aproximación del planeta Marte se realizó —aquí
mismo, en el Parque de las Ciencias— una exitosa sesión de observación durante
la cual se desplegaron quince telescopios y se contabilizaron unas 400 personas.
En 2006 recibimos la visita de George V. Coyne, sacerdote jesuita y astrónomo,
entonces director del Observatorio del Vaticano. El padre Coyne disertó sobre la
determinación de la edad del universo ante un grupo de casi 200 personas.
En el año 2008, y durante una ceremonia formal, la Academia de Artes y Ciencias
153
de Puerto Rico galardonó el trabajo de varios socios de larga trayectoria.
Para concluir, durante el pasado año 2009 la SAPR se integró a la celebración del
Año Internacional de la Astronomía. Dicha jornada fue muy fructífera aquí en
Puerto Rico, destacándose especialmente la actividad denominada 100 horas de
astronomía, realizada junto a otras organizaciones en el campo del Morro —en San
Juan— y durante la cual se estimó una concurrencia de más de 2,000 personas.
Son muchos los gratos recuerdos, pero más significativo aún resulta la satisfacción
de poder lograr un impacto positivo ante la comunidad por medio de eventos
públicos como éste.
Gracias a todos por su visita y por su patrocinio de esta noble organización.
Discurso de Daniel R. Altschuler durante la celebración del 25.º aniversario de la SAPR.
21 de agosto de 2010 — Parque de las Ciencias Luis A. Ferré, Bayamón, Puerto Rico.
Víctor Román Cordero.
154
16. Reseña del eclipse total solar observado
el 26 de febrero de 1998
24 de agosto de 1998.
El Observador, septiembre de 1998.
Advertencia: ¡Nunca mire al Sol! La ceguera causada por el Sol es incurable.
Prólogo
El 26 de febrero de 1998 ocurrió un extraordinario eclipse total solar [nota 1] que
fue visible desde la región oriental del Mar Caribe. Deseando presenciar este
acontecimiento me trasladé a la isla de Curazao, donde observé una totalidad de 3
minutos y 28 segundos, bajo cielos completamente despejados. Sin duda alguna,
fue el más impresionante suceso astronómico que he contemplado en mi vida,
además del cumplimiento de un sueño anhelado desde mucho tiempo atrás.
En la travesía me acompañaba mi hermano Jorge A. Caussade, como asimismo la
profesora universitaria Gladys Ríos y su hijo, el artista plástico Juan Villafañe,
ambos colegas de la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico (SAPR).
Preparativos
El 11 de julio de 1991 se registró en México y en América Central un eclipse de
Sol cuya totalidad tuvo una duración excepcional de 6 minutos y 53 segundos.
Este evento, que fue observado por colegas de la SAPR y luego narrado a nosotros
en lujo de detalle, despertó un gran interés entre los que nunca habíamos visto algo
igual. Como resultado decidimos examinar las efemérides para los años siguientes,
descubriendo con gran agrado que el 26 de febrero de 1998 ocurriría otro eclipse
total en una localidad muy accesible y cercana para nosotros.
El eclipse resultaba idóneo para nosotros debido a una interesante coincidencia de
tres factores: (1) la cercanía a Puerto Rico de la franja de totalidad; (2) la
considerable duración de la totalidad, calculada en 4 minutos y 9 segundos; y (3) la
aridez del clima en las tierras tocadas por la totalidad —los estados de Zulia y
155
Falcón en Venezuela, así como las islas de Aruba y Curazao—, lo cual se traducía
en una mayor posibilidad de experimentar cielos despejados durante el evento. De
hecho, no se repetiría un eclipse tan favorable para nosotros hasta el año 2017.
Recorrido del eclipse sobre el globo terráqueo.
Obsérvese el paso de la sombra lunar a través de la región oriental del Mar Caribe.
La trayectoria discurre en un 90% sobre el mar. Fred Espenak, NASA / GSFC.
Deseando más información, adquirí el canon publicado por Fred Espenak (Fifty
Year Canon of Solar Eclipses: 1986–2035, NASA / Sky Publishing Corporation,
1987), considerado obra de referencia en estos temas. La tercera sección de este
libro contiene una tabulación de coordenadas geográficas que nos permitió —
desde tan temprano como 1995— conocer la ruta del eclipse con gran exactitud.
Esto fue necesario para determinar el lugar a donde nos deberíamos trasladar, pues
ya habíamos decidido de manera firme que viajaríamos para presenciar el evento.
156
A principios de 1997 comencé a presentar el tema con mayor regularidad ante mis
colegas. Estuvo claro desde el principio que no todos tendríamos la oportunidad
de viajar al mismo lugar. Por diversos motivos eran muchos que los preferían una
excursión corta, que les permitiese retornar a Puerto Rico el mismo día. En la
SAPR un gran número de personas era partícipe de esta opinión, la cual cristalizó
en una expedición de doce horas a la vecina nación de Antigua y Barbuda. En el
caso mío y de las personas que luego me acompañarían, el criterio primario no era
exactamente la reducción en el costo o en la duración de la estadía. Estábamos
decididos a no correr riesgos de mal tiempo, por lo cual el destino de nuestro viaje
se basó estrictamente en los pronósticos climatológicos.
Trayectoria del eclipse sobre las Antillas Holandesas.
Obsérvese la notable variación en la duración de la totalidad sobre la isla de Curazao.
Fred Espenak, NASA / GSFC.
157
Lo que ya sospechábamos —que la región más favorecida era la de Venezuela y las
Antillas Holandesas— lo confirmamos dos años antes del eclipse. El reputado
Observer's Handbook (publicación anual de la Real Sociedad Astronómica del
Canadá), en su edición de 1996 publicó un excelente artículo del meteorólogo Jay
Anderson en el cual se resumía el perfil climático de la región. Se indicaba, por
ejemplo, que la ciudad de Maracaibo (Venezuela) registra en febrero un 74% de
tiempo soleado, mientras que la isla de Curazao contabiliza un 84%. En cambio, la
isla de Guadalupe, otra de las tierras tocadas por el eclipse, registraba sólo un 68%.
Apertrechado de esta información, el 25 de septiembre de 1997 compré dos pasajes
de ida y vuelta con destino a Curazao mas una estadía para cuatro días y tres
noches en el Curaçao Caribbean Hotel & Casino. Esa misma tarde hablé por
teléfono con Gladys Ríos y con su hijo, informándoles sobre las gestiones que
había realizado. El 6 de octubre Gladys me devolvía la llamada, confirmando que
había también adquirido sus respectivos pasajes y reservaciones. De esta manera
quedaba oficialmente organizada nuestra expedición a las Antillas Holandesas para
observar el paso de la Luna frente al Sol.
A principios de 1998 y conforme nos acercábamos al evento, comenzamos a sentir
un gran entusiasmo. La SAPR, cumpliendo su propósito de orientar a los socios y
al público interesado, celebró el 18 de febrero una conferencia que trató en buena
medida sobre las precauciones a tomar durante la observación de los eclipses
solares. El entusiasmo era evidente y se realizaron extensas tertulias tanto antes
como después de la intervención de los oradores. Allí conversamos con las
personas que habían planificado otras expediciones —a las islas de Aruba y de
Antigua— y con gran emoción intercambiamos nuestros mejores deseos de éxito.
Por mi parte y durante esos días, me dediqué a realizar un estudio exhaustivo sobre
los eclipses solares. Pasé horas interminables conectado al Internet (el ancho de
banda era entonces muy limitado y las conexiones se hacían por línea conmutada,
denominada en inglés como dial-up). Lo mejor que encontré fue el portal sobre
eclipses del astrónomo Fred Espenak (http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html)
publicado bajo el auspicio de NASA, lugar en el que permanecí de modo casi
continuo durante los días inmediatamente anteriores al evento. Este portal —o más
bien, biblioteca digital— es una obra monumental que supera cualquier producción
impresa, dado la extraordinaria cantidad de mapas y su increíble cobertura a través
de un período histórico que supera los 5,000 años.
158
A sólo una semana del acontecimiento mi comunicación con Gladys y con Juan era
ya casi diaria. El 21 de febrero nos reuníamos en mi residencia para dilucidar los
últimos detalles logísticos. Aproveché la ocasión para mostrar una simulación del
eclipse que había preparado en la computadora, la cual reducía las casi tres horas
del evento a unos dos minutos. Estrenamos, además, la videocámara que Juan
utilizaría para filmar el Sol —y que fue adquirida, en gran medida, para filmar este
eclipse— y se verificaron los filtros de milar aluminizado que utilizaríamos para
proteger la óptica de este instrumento. El uso del filtro solar sería obligatorio en
todo momento, salvo en los breves instantes que duraría la totalidad.
Curazao
El martes, 24 de febrero de 1998 —dos días antes del eclipse— abordaba junto a
mi hermano el vuelo 334 de ALM con ruta de San Juan a Curazao. Hicimos un
viaje corto y agradable, e inmediatamente que salimos del avión divisamos un cielo
absolutamente despejado —y perfectamente azul— lo cual nos hizo pensar que, en
efecto, habíamos elegido el lugar idóneo para presenciar el evento. Durante el
trayecto al hotel pudimos observar que el clima era tan seco como habíamos
previsto: la vegetación era escasa, y consistía principalmente de cactos y otras
plantas espinosas. Una vez alojados en la hospedería disfrutamos los desfiles de
clausura del carnaval, transmitidos por la televisión y en directo desde Willemstad.
Según planificado, Gladys y Juan volarían un día después que nosotros. En
materia de alojamiento ellos ocuparían una habitación en el edificio principal,
mientras que mi hermano y yo compartiríamos un apartamento en las instalaciones
anexas ubicadas frente al mar, en el lado sur-oriental del complejo hotelero.
Las primeras horas del miércoles, 25 de febrero, las dedicamos a organizar el viaje
que nos llevaría al lugar óptimo de observación. La fase total del eclipse, por
supuesto, sería apreciable desde prácticamente la isla completa, incluyendo la
localidad donde se encontraba nuestro hotel: la región turística de Piscadera Bay,
ubicada cinco kilómetros al noroeste de Willemstad. Allí la duración sería de unos
2 minutos y 20 segundos. Existía, sin embargo, la oportunidad de ampliar este
período hasta unos 3 minutos y 32 segundos, si recorríamos unos treinta kilómetros
hasta alcanzar Punta Watamula, en el extremo nor-occidental de la isla [nota 2].
A media mañana atravesamos el vestíbulo del hotel y nos acercamos a unos
159
quioscos identificados con un letrero que leía Tourist Information Center (en
español: centro de información turística). Sin embargo, tan pronto pronunciamos
la palabra "eclipse" nos informaron que ya habían vendido las pocas excursiones
que existían. Miramos a nuestro alrededor y nos percatamos que no éramos los
únicos en esta situación. Nada, en el peor de los casos permaneceríamos en el
hotel, pues ya en este lugar teníamos la garantía de dos minutos de totalidad. De
cualquier modo, mi hermano y yo nos dedicamos a circular el área hasta que dimos
con un taxista, llamado Ronnie, quien nos ofreció transportación de ida y vuelta
hasta el noroeste de la isla. Lo contratamos inmediatamente y nos ajustamos para
las ocho de la mañana del día siguiente. Una vez superado este trámite sentimos
un gran alivio y nos fuimos a disfrutar el resto el día sin estrés ni preocupaciones.
Después de un sustancial y delicioso almuerzo, a las dos y media de la tarde abordé
junto a mi hermano un autobús turístico que nos llevó a la ciudad de Willemstad.
En el trayecto desde Piscadera Bay hasta el casco urbano atravesamos algunas
áreas residenciales, pasando luego junto al hospital St. Elizabeth. Nos detuvimos
en varios lugares de importancia, como el cementerio judío —primero en el
hemisferio, consagrado por los sefarditas en 1659— y el Museo de Curazao,
establecido en una antigua mansión colonial. Una vez en la ciudad, cruzamos el
famoso puente Reina Juliana, que comunica los dos barrios históricos que
conforman la municipalidad, Punda y Otrobanda. Posteriormente visitamos una
destilería dedicada a la producción un licor autóctono, denominado Curaçao, que
se elabora secando al sol la cáscara de un fruto derivado de la naranja.
A nuestro regreso y justamente al atardecer nos encontramos con Gladys y Juan,
que apenas llegaban del aeropuerto. A las ocho de la noche ingresamos los cuatro
en el restaurante Garuda, ubicado al margen de nuestro hotel y especializado en
cocina indonesia. Allí encontramos un centenar de personas —en un espacio que
normalmente no acomodaría más de cincuenta— conversando apasionadamente
sobre el acontecimiento que habría de presenciarse el día siguiente. La cena —que
consistía de fideos orientales, arroz frito, plátanos y carnes asadas— fue tan
abundante como exquisita, y se extendió por espacio de dos horas.
El jueves, 26 de febrero de 1998, nos levantamos a las siete. ¡El gran día había
llegado! Faltaban exactamente cinco horas y media para el comienzo del eclipse.
La expectativa del evento y la urgencia de encontrarnos con nuestro guía nos llevó
a saltar el desayuno. Después de una última revisión para asegurar que llevábamos
el instrumental completo, a las ocho en punto emprendíamos el viaje hacia Punta
160
Watamula. Para sorpresa nuestra —una muy desagradable, por cierto— tan pronto
salimos del edificio observamos un cielo totalmente cubierto de nubes, en el cual
era posible discernir un espectro completo de las tonalidades del gris.
Apenas abordábamos el taxi me dirigí a Gladys: "¿Has visto las condiciones del
tiempo?" Ella suspiró, y luego dijo: "Sí, y Dios quiera que mejore. Hablé por
teléfono con parientes en Puerto Rico y me han dicho que allí también está
nublado." Al escuchar esa noticia, me preocupé aún más. Pensé: "Si fuera un
disturbio amplio de mal tiempo sobre la cuenca del Caribe, estaríamos perdidos."
Entonces intervino Ronnie, dejando atrás su introversión: "Les diré mi opinión:
esperen al mediodía. En Curazao algunas veces amanece nublado, pero las nubes
se disipan según avanza la mañana y las tardes resultan soleadas. Precisamente, en
días recientes ha ocurrido así." Aunque inicialmente no dimos importancia a este
pronóstico, luego nos daríamos cuenta que Ronnie estaba en lo correcto.
Knip Bay
Alcanzamos nuestro destino hacia las 10:00 am. Después de una parada de
cuarenta y cinco minutos en las cavernas de Boca Tabla, llegamos al poblado de
Westpunt, ubicado a sólo pasos de Punta Watamula. Las playas estaban atestadas
de gente y en algunos puntos de la carretera el tránsito se detenía.
Por recomendación de Ronnie emprendimos un retroceso de varios kilómetros,
alcanzando finalmente un pequeño balneario llamado Knip Bay (Bahía Quenepa,
en español) que apenas empezaba a poblarse. Después de un rápido cálculo mental
le expliqué a mis colegas que esta pérdida de cinco kilómetros —con respecto a la
ubicación ideal en Punta Watamula— apenas representaría una reducción de cuatro
o cinco segundos en la duración de la totalidad. La conclusión unánime fue que la
tranquilidad y accesibilidad de este improvisado lugar compensaba con creces la
pequeña pérdida que experimentaríamos en la totalidad.
El cielo continuaba gris y encapotado, y nuestro estado de ánimo muy decaído.
Hacia las 10:15 am se sintió una leve llovizna, pero aun así, salimos del automóvil
e inspeccionamos el terreno, delimitando rápidamente el espacio que utilizaríamos
como base de operaciones. Afortunadamente encontramos en el balneario unos
puestos donde vendían frituras y refrescos, alimentos que nos servirían de sustento
hasta media tarde.
161
Trayectoria del eclipse sobre la isla de Curazao.
La playa de Knip Bay —lugar donde observamos el eclipse— se indica con una cruz de color
rojo. El hotel en que nos alojábamos, localizado en Piscadera Bay, está indicado con una
pequeña cruz negra. Es evidente la considerable ganancia obtenida en la duración de la
totalidad a raíz de nuestro traslado al noroeste de la isla. Fred Espenak, NASA / GSFC.
La geografía del lugar era muy interesante. La playa estaba rodeada de unos
promontorios de piedra caliza sobre los cuales crecían diversas especies de cactos
y arbustos, como asimismo unos árboles con hojas muy pequeñas. Esto nos
recordó inmediatamente los paisajes áridos que se aprecian en la costa del sur de
Puerto Rico. Por otro lado, el mar presentaba una tonalidad muy clara —color
turquesa— justo donde se encontraba con la arena, cambiando a un azul oscuro
según se alejaba de nosotros, de una manera bastante abrupta. Este detalle fue
incluso captado en varias de las fotografías que obtuvimos.
162
Aunque disponíamos de mapas detallados y conocíamos muy bien nuestra
ubicación, era limitada la información que entonces teníamos a la mano en cuanto
a las circunstancias locales del eclipse. Así las cosas, nos dejamos guiar por los
cálculos relativos al poblado de Westpunt, que realmente no debían variar para
nosotros por más de cuatro o cinco segundos. Fue apenas después de nuestro
regreso —utilizando software basado en los algoritmos del matemático Jean Meeus
— que lograríamos calcular con gran exactitud la efemérides del eclipse para
nuestra localidad exacta. La misma aparece abajo.
CIRCUNSTANCIAS LOCALES DEL ECLIPSE:
Latitud geográfica
Longitud geográfica
Elevación topográfica
Zona horaria
+12° 21 (+12°.347)
–69° 09 (–69°.152)
+2 metros
GMT–04:00
Comienzo de la fase parcial
Comienzo de la totalidad
Mitad del eclipse:
Fin de la totalidad
Fin de la fase parcial
12:40:40
2:11:25
2:13:09
2:14:53
3:37:05
Duración de la totalidad
Magnitud máxima del eclipse
Altura del Sol a la mitad
ΔT (delta T)
pm
pm
pm
pm
pm
3 minutos y 28 segundos
1.0140
+60° 30'
+63.1 segundos
Nota: La magnitud de un eclipse se refiere a la
fracción del diámetro solar ocultada por la Luna
durante un momento dado del evento. No tiene nada que
ver con la escala de magnitudes estelares.
En Knip Bay habían izado bandera astrónomos de muchas nacionalidades. A estos
"cazadores de eclipses" —como se ha dado en llamarlos— se les identificaba por
sus camisetas y sombreros impresos con el lema de "Saros 130" [nota 3]. Junto a
nosotros habían establecido su campamento varios miembros de la Sociedad
Astronómica de Houston (Houston Astronomical Society). Con excepción de otros
dos nutridos grupos que habían viajado desde Gran Bretaña, estos aficionados
163
constituían la agrupación más concurrida de cuantas habían venido a esta playa.
Alrededor de las 11:00 am se evidenció una mejoría notable en las condiciones del
tiempo; las nubes empezaron a fragmentarse y surgieron los primeros claros en los
que se divisaban áreas de cielo azul. Según se disolvían las nubes comenzó a
sentirse un calor muy intenso, el cual sabíamos que —por causa del eclipse—
pronto empezaría a ceder. Durante este período Juan se ocupaba de instalar los
instrumentos que habíamos traído, mientras que Gladys se entretenía observando el
aspecto natural del lugar. Mi hermano y yo, por otro lado, nos dedicamos a
escuchar una narración del gran eclipse de 1991, según visto desde México por los
astrónomos del campamento adyacente. Hacia las 12:30 pm levantamos la mirada
y comprobamos que la esfera celeste había quedado completamente limpia.
Escena en la playa de Knip Bay, hacia el mediodía.
La fotografía está orientada en dirección noroeste. Se aprecia un cielo mayormente despejado,
con algunos parches nubosos que terminarían disipándose dentro de la media hora siguiente.
26 de febrero de 1998, hacia las 12:00 pm — Knip Bay, Curazao. Armando Caussade.
164
Fases parciales
A las 12:45 pm —cinco minutos después de comenzado el eclipse— observamos la
primera "mordida" de la Luna en el disco solar. Utilizamos, por supuesto, la
videocámara, que llevaba ya varios minutos centrada en el Sol y filmando el
evento. El aparato era uno relativamente modesto, en comparación con otros muy
elaborados que vimos desplegados a lo largo de la playa; sin embargo, un buen
número de personas se allegaron para mirar el Sol a través de nuestra cámara. Ésta
tenía un amplio visor digital en el cual se apreciaba claramente el disco solar según
se iba ocultando por la Luna. Tan apropiado resultó este instrumento que apenas
fue necesario utilizar las gafas de milar aluminizado que habíamos llevado.
Cuarenta minutos antes de la totalidad.
Esta fotografía se tomó cuando comenzaba a sentirse un leve descenso en la temperatura.
La fracción oculta del diámetro solar pasaba justamente de la mitad.
26 de febrero de 1998, a la 1:30 pm — Knip Bay, Curazao. Armando Caussade.
165
Alrededor de la 1:30 pm comenzó a ceder el calor. El alivio resultó estupendo
considerando que en la playa apenas había lugar donde guarecerse de los rayos
solares. Por supuesto, el calor seguiría mermando, registrándose durante la
totalidad un descenso absoluto de aproximadamente 8 grados Celsius. La fracción
oculta del diámetro solar pasaba ya de la mitad (magnitud 0.54).
Hacia la 1:50 pm —faltando veinte minutos para la totalidad— se observó una
reducción apreciable de la luz solar. El cielo cambió de color, tornándose de un
azul más opaco, aunque el efecto resultó muy distinto de lo que habitualmente se
observaría durante un atardecer. Faltaban los destellos rojizos del Sol poniente, así
como las sombras largas de la tarde, debido en ambos casos a que el Sol mantenía
aún una elevación considerable sobre el horizonte (superior a los 60°). Lo que
acontecía era algo que nunca habíamos visto, y que aún después de haberlo
experimentado nos resulta difícil de describir.
"Todavía es de día, pero ya la iluminación empieza a cambiar", le comenté a
Gladys y a Juan. Este último respondió que veía un "cambio en el cielo",
específicamente, "una diferencia en el patrón de luz". La magnitud del eclipse era
entonces de 0.76. Poco después, Gladys expresó que le resultaba curiosa la forma
como iba oscureciendo, y que notaba el cielo "más azul". Inmediatamente tomó su
cámara y encontró que el flash, al detectar la reducción lumínica, se había
encendido automáticamente. Se nos ocurrió entonces, a varios de los presentes,
entrecruzar los dedos en dirección a nuestra estrella, dejando así proyectar sobre la
arena una docena de pequeños pero brillantes soles menguantes.
A todo esto, había ya más de mil personas en la playa. Tan absortos estábamos con
el progreso del eclipse que no nos habíamos percatado del gentío que a lo largo de
cuatro horas se había congregado en el lugar. Nos asomamos al mar y vimos
alrededor de veinte embarcaciones, la mayor parte de ellas recién llegadas, pues
apenas habíamos contado unas pocas al llegar en la mañana. Se empezó a sentir
una gran excitación en el balneario y la atmósfera se tornó carnavalesca.
A las 2:00 pm comenzaron las expresiones de júbilo. Juan repetía continuamente
la frase "¡no puedo creerlo!", añadiendo luego: "Este es el evento cumbre de mi
vida." En ese instante recordamos a los que habían quedado en Puerto Rico, donde
el eclipse sólo alcanzaría una magnitud de 0.90, similar a lo que estábamos
observando nosotros en ese preciso momento. Aunque tal magnitud provocaría un
oscurecimiento apreciable en el cielo —según visto desde Puerto Rico— de
166
ninguna manera podría compararse al acontecimiento que en cuestión de minutos
nos tocaría presenciar. Juan volvió a tomar la palabra, y refiriéndose a un amigo
mutuo que no logró hacer la travesía, sentenció: "¡Lo que se ha perdido Fulano!"
Fases parciales del eclipse.
Esta imagen se obtuvo a partir de la filmación que hizo Juan. En ese momento
la Luna cubría aproximadamente un 20% del diámetro del Sol.
26 de febrero de 1998, a la 1:00 pm — Knip Bay, Curazao. Juan Villafañe.
Hacia las 2:06 pm la iluminación se tornó aun más escasa. El cielo se mostraba ya
bastante opaco, especialmente hacia el oeste. Los cazadores de eclipses que habían
acampado a nuestro lado miraban también en esa dirección, y refiriéndose a la
inminente llegada de la sombra lunar, anunciaron: "We are ready for the wall of
darkness!" (en español: ¡listos para el muro de oscuridad!) Gladys, muy animada,
intervino: "¡Ya está cayendo la noche!"
Dos minutos después, Juan señaló hacia arriba y con obvia excitación comentó:
"¡Armando, ya se están viendo los planetas!" Desplacé la mirada hacia el oeste e
inmediatamente localicé el planeta Venus, a unos 22° sobre el horizonte. Poco
después apareció también la estrella Vega.
A las 2:10 pm el descenso en la luz diurna se aceleró de una forma notable. "Está
167
oscureciendo rápidamente", fue mi escueto comentario. Miré una vez más hacia el
oeste tratando de discernir la forma y extensión de la sombra lunar, la cual, bajo
circunstancias normales debía ya resultar bien delineada. Sin embargo, había sobre
nosotros una leve capa de bruma, que según habíamos leído era normal para la
época y el lugar. Al fin y al cabo, la opacidad del cielo resultó muy gradual,
careciendo la incipiente sombra lunar de un límite bien definido.
Seguía corriendo el tiempo. A sólo un minuto del momento cumbre se desató un
intenso furor en toda la playa. Se escuchaba una profusión de gritos, silbidos y
hasta aullidos. Me alarmé, sin embargo, al percatarme que ya había algunas
personas con los ojos puestos en el Sol. "¡¡¡No!!! ¡Todavía no se puede mirar el
Sol!", les grité inmediatamente. Juan me secundó en la advertencia, casi al
unísono. Sabíamos que disfrutaríamos el eclipse durante tres minutos y medio sin
necesidad de filtros, pero aún no habíamos alcanzado dicho período.
"¡Anillo de diamante!" exclamó Juan, faltando 45 segundos. "¡Bandas de
sombra!" [nota 4], gritó, a 35 segundos de la totalidad. Este aviso tomó a muchos
por sorpresa y demoramos varios segundos en reaccionar. Miramos alrededor y
observamos las bandas ondulantes por todas partes: sobre una sábana que con ese
propósito habíamos colocado sobre el terreno, y especialmente, a lo largo de una
pared de color claro que quedaba unos cuatro metros a nuestra derecha (hacia el
norte). "¡Bandas de sombra!, ¡bandas de sombra!", anunció Juan, una vez más,
para asegurarse que todos las vieran.
Faltando veinte segundos el oscurecimiento del cielo adquirió un ritmo vertiginoso.
El avance de la Luna sobre el Sol era ya evidente de segundo a segundo, y ante
estos cambios el frenesí de la muchedumbre se intensificó aún más. A diez
segundos de la totalidad señalé al astro rey y exclamé: "¡¡Se va, se va!!"
Finalmente, a las dos horas con once minutos y veinticinco segundos de la tarde,
llenos de asombro y envueltos por el estruendo de una multitud enardecida,
contemplamos como desaparecía el último destello del Sol menguante.
Totalidad
La corona solar se veía muy brillante, mucho más de lo que nosotros —neófitos al
fin— hubiéramos anticipado. Su aspecto era como el de un estrecho anillo, que
por su notable luminosidad mostraba un marcado contraste con el disco negro de la
168
Luna. Su tonalidad era perfectamente plateada, con un matiz similar al de un metal
recién pulido. Se trata de un color inusual en la naturaleza y muy distinto del tono
blancuzco que en lo ordinario muestran las fotografías. Desvié la mirada hacia los
lados de la corona e inmediatamente saltaron a la vista los planetas Júpiter y
Mercurio, a sólo 4° de distancia.
El eclipse durante la totalidad.
Esta pintura fue realizada en acrílico sobre lienzo por Juan Villafañe. La imagen registra
fielmente el aspecto de la corona solar y el disco lunar, según captados por nuestros ojos.
26 de febrero de 1998, a las 2:13 pm — Knip Bay, Curazao. Juan Villafañe.
Seguidamente bajé la mirada e inspeccioné los alrededores. Como era de
esperarse, no logré contacto visual con nadie. Todos tenían la vista clavada en el
Sol e inclinada a 60° sobre el horizonte. El bullicio de unos instantes atrás se había
transformado en un silencio sepulcral. A pesar del notable oscurecimiento que se
percibía, el nivel de iluminación nunca fue menor al de un crepúsculo. Tal parecía
que el eclipse —debido probablemente al particulado atmosférico— estaba
169
resultando un tanto más brillante de lo esperado. Tomé inmediatamente los
prismáticos que había traído y volví al Sol. Esta vez la corona lucía más ancha, y
fue entonces posible comenzar a distinguir la estructura filamentaria que ésta
habitualmente exhibe. ¡Había transcurrido ya el primer minuto!
Al comienzo de la totalidad Gladys experimentó —según comentaría más tarde—
una sacudida que describió como similar a una explosión, seguido de una
sensación de frío. De otra parte, a Juan se le dificultó operar la videocámara
porque —según explicó— le temblaban las manos. Mi hermano dijo también
sentir un cierto nerviosismo. Para mí, que por años había anticipado la
observación de este eclipse —y a cuyos preparativos había dedicado tantos
esfuerzos— el momento fue uno de gran satisfacción personal. Me sentía jubiloso,
porque al fin estaba presenciando el evento con el cual tantas veces había soñado.
Eché el binocular a un lado y volví los ojos al Sol; el reloj marcaba exactamente
2:13 pm, momento correspondiente a la mitad de la totalidad. No podía darme el
lujo de ceder ante la distracción; el tiempo seguía su marcha y era preciso rendir
hasta el máximo aquellos tres minutos y medio. Me enfoqué una vez más en la
corona solar y en su intenso contraste con el disco lunar, que parecía más oscuro
que el mismo cielo nocturno.
Quería memorizar, o más bien, retratar
indeleblemente en mi mente este espectáculo celestial que tenía ante mis ojos.
Si bien es cierto que había llegado a Curazao con la idea de fotografiar el eclipse,
el prospecto de pasar aquellos breves momentos esclavizado por la cámara no me
era nada atractivo. Debatí mentalmente el asunto por dos días. Pero no fue sino
hasta cinco minutos antes de la totalidad —al percatarme de los cambios que
rápidamente se producían en el cielo— cuando decidí que valdría mejor presenciar
el evento con mis propios ojos. En el caso de Juan, su ventaja consistía en que la
videocámara era capaz de funcionar apenas sin intervención. Lamentablemente,
un golpe del destino le impidió conseguir su propósito. Mientras él removía el
filtro solar —en el momento preciso en que comenzaba la totalidad— apagó
inadvertidamente el aparato.
Pasados casi tres minutos, Gladys intuyó que la totalidad llegaba a su fin y
preguntó si aún podía mirar el Sol. Le preocupaba que el repentino regreso de la
luz solar le fuera a lastimar la vista. Consultando el reloj, indiqué que aún
quedaban unos treinta segundos. Precisamente, durante esos instantes apareció en
el límite interior de la corona —en la cromosfera— un puñado de protuberancias
170
solares que brillaban con un hermoso color rojizo. Al igual que la corona, dichas
protuberancias sólo resultan visibles durante la totalidad de un eclipse solar.
A las 2:15 pm —terminada la totalidad— se reanudó el alborozo en toda la playa,
aunque con un tono distinto y matizado por el sentimiento de un logro alcanzado.
"¡Qué emocionante, yo hasta grité!", expresó Gladys, eufórica. Juan se volvió
hacia mí, y habiendo ya superado la angustia provocada por los amagos de mal
tiempo, exclamó: "¡Armando, lo logramos!"
La iluminación retornó rápidamente al lugar, en cuestión de segundos y como si
nada hubiera ocurrido. Escuchamos entonces una melodía muy familiar, pero no
sabíamos de donde procedía. "¡Allá, en el mar!", señaló una voz anónima. Se
trataba de la Marcha Nupcial, de Mendelssohn, la cual resonaba con gran
intensidad desde una de las embarcaciones que habían anclado frente a la playa.
Veinte minutos después de la totalidad. Esta fotografía fue tomada por nuestro guía, Ronnie.
26 de febrero de 1998, a las 2:35 pm — Knip Bay, Curazao. Armando Caussade.
171
A las 2:20 pm nos reencontramos con Ronnie. Veinte minutos después
abandonamos el balneario, no sin antes posar frente a las cámaras en el preciso
lugar donde habíamos contemplado la ocultación del Sol. Posteriormente nos
enteramos que en otros lugares de la isla hubo grandes celebraciones por motivo
del eclipse, particularmente en la ciudad de Willemstad, donde lanzaron fuegos
artificiales durante los dos minutos de oscuridad que se produjeron en dicho lugar.
Hacia las 3:30 pm —ya en el trayecto de vuelta a Piscadera Bay— tomamos los
filtros y dirigimos una última mirada al Sol, observando la misma "mordida" que
vimos al inicio del eclipse, aunque esta vez en el lado contrario. Media hora
después, agotados pero triunfantes, entrábamos a un restaurante donde ingerimos la
primera comida completa del día. Gladys aprovechó la ocasión para probar uno de
los platos tradicionales de Curazao, la sopa de cacto, que aunque no nos apeteció
en ese momento a los demás, ella describió como deliciosa.
Varias horas más tarde y de vuelta en el hotel, concluíamos la jornada con una
improvisada observación astronómica. Levantamos la mirada al cielo nocturno e
identificamos la región de Argo Navis. Saltaban a la vista las estrellas Canopus y β
Carinae, así como la denominada falsa cruz y la nebulosa de η Carinae.
Observamos también la constelación de Crux —la Cruz del Sur— junto a las
luminarias α y β Centauri. Todo esto lo apreciamos con mayor claridad que desde
nuestros hogares en Puerto Rico, ya que habiéndonos trasladado unos 6° de latitud
hacia el sur, las estrellas y constelaciones australes se mostraban
correspondientemente más elevadas sobre el horizonte.
Epílogo
El viernes, 27 de febrero, nos dirigimos mi hermano y yo al Aeropuerto
Internacional Hato, encontrando que la línea aérea ALM había sobrevendido el
vuelo con destino a San Juan. Fueron muchos los afectados, incluyendo algunos
que tenían que realizar conexiones hacia América del Norte y Europa, y que
lamentablemente, quedarían varados hasta el día siguiente. De nuestra parte,
tuvimos la buena fortuna de viajar ese mismo día, llegando a San Juan unas diez
horas después de lo programado. Dos días más tarde —sin percances y según
planificado originalmente por ellos— Gladys y Juan retornarían a Puerto Rico.
El 18 de marzo de 1998 la SAPR celebró un coloquio sobre los resultados del
eclipse. Supimos entonces que no todos los colegas fueron tan afortunados como
172
nosotros. El grupo más numeroso, que había planificado realizar su observación
desde la costa oriental de Antigua, logró disfrutar el eclipse sin incidentes
atmosféricos aunque la duración de la totalidad en dicha área no pasó de dos
minutos y medio. En el lado occidental de esa isla hubo momentos de mal tiempo,
particularmente en la región inmediata al aeropuerto. De otra parte, en Aruba —
destino alterno donde se establecieron varios compañeros— las nubes casi
malograron el período de la totalidad.
Notas
Nota 1: Un eclipse total solar constituye el paso de la Luna frente al Sol. Se
obstruirá la totalidad del disco solar —por un período máximo de hasta 7 minutos
y 32 segundos— y se observará una marcada oscuridad en medio del día.
Nota 2: La máxima duración posible de la totalidad en la región de las Antillas
Holandesas era de 3 minutos y 43 segundos, a medio camino entre Aruba y
Curazao; naturalmente, dicho lugar se convirtió en destino de muchos buques
cruceros. La duración absoluta fue de 4 minutos y 9 segundos, ocurrida en un
lugar remoto del Océano Pacífico localizado 500 kilómetros al sur de la costa de
Panamá.
Nota 3: El término Saros se refiere a un período de 18 años, 11 días y 8 horas,
identificado en la antigüedad por astrónomos caldeos. La Tierra y la Luna regresan
aproximadamente a la misma posición en sus órbitas, lo cual produce eclipses muy
parecidos entre sí. El Saros 130 está conformado por una familia de 73 eclipses
solares, de los cuales el ocurrido el 26 de febrero de 1998 fue el número 51.
Nota 4: El término "bandas de sombra" (shadow bands, en inglés) se refiere a unas
líneas onduladas y paralelas que se mueven rápidamente durante los instantes
anteriores y posteriores a la totalidad de un eclipse solar, y que pueden observarse
sobre cualquier superficie lisa. Este efecto es producido por la filtración de los
rayos solares —ya menguados— a través del viento.
173
17. Semblanza del astrónomo puertorriqueño
Víctor M. Blanco
12 de abril de 2011. 25 de mayo de 2015.
El Observador, mayo de 2011, junio de 2015.
El astrónomo puertorriqueño Víctor Manuel Blanco fungió entre 1967 y 1981
como director del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, en Chile, entonces
el mayor complejo astronómico en todo el hemisferio sur.
El doctor Blanco nació en Guayama, Puerto Rico, el 10 de marzo de 1918 y murió
el 8 de marzo de 2011 —a los 92 años de edad— en la población de Vero Beach,
Florida. Le sobrevive su segunda esposa, un hijo, un hijastro y una hijastra.
Fue el primer puertorriqueño que tomó como profesión la astronomía. Vivió, se
instruyó y trabajó en la isla hasta los 21 años, momento en que embarcó al
continente. Durante sus años de secundaria se dedicó a criar cerdos, a los cuales
daba nombres de asteroides. También se hizo ebanista, oficio que luego practicó
como afición y que conservaría de por vida. Tuvo el privilegio de escuchar
lecciones de ciencias y de matemáticas impartidas por excelentes maestros, quienes
estimularon su curiosidad científica y al mismo tiempo fortalecieron su autoestima
intelectual. Leyó revistas de divugación científica —las cuales habían empezado a
popularizarse durante la época— y aprendió incluso a elaborar telescopios,
fabricándose un magnífico reflector de 150 milímetros de abertura.
Durante un breve período de incertidumbre profesional se matriculó en un
programa de premédica ofrecido por la Universidad de Puerto Rico. Decidido
finalmente a estudiar astronomía, ingresó en 1939 a la Universidad de Chicago. La
Segunda Guerra Mundial y el consiguiente reclutamiento por las fuerzas armadas
le interrumpieron la carrera, pero a su regreso la universidad le acreditaría su
experiencia militar, otorgándole en 1946 el grado de bachiller. Inmediatamente
comenzó estudios graduados, llegando a oír cátedras dictadas por los legendarios
astrónomos Otto Struve y Subrahmanyan Chandrasekhar.
Al poco tiempo se trasladó a la Universidad de California en Berkeley, donde en
174
1949 obtendría el título de doctor. Su trabajo doctoral —supervisado por Robert J.
Trumpler— tuvo que ver con la determinación de magnitudes absolutas de estrellas
tipo A en secuencia principal, lo cual realizó mediante estimados de distancia
obtenidos por muestreo de movimientos estelares. Dichos esfuerzos le condujeron
al descubrimiento del cúmulo abierto Blanco 1, ubicado cerca del polo sur
galáctico y centrado en torno a la
estrella ζ Sculptoris.
Tras completar su doctorado retornó
brevemente a la isla, empleándose
como catedrático auxiliar en el
campus de Río Piedras de la
Universidad de Puerto Rico.
Entre 1950 y 1965 trabajó en la
Universidad Case-Western Reserve
(Cleveland, Ohio). Allí se dedicó
tanto a la investigación como a la
enseñanza universitaria, llegando a
redactar el libro Basic Physics of the
Solar System (1961) junto al también
astrónomo Sidney W. McCuskey.
Dicha obra se utilizó para entrenar un
buen número de ingenieros adscritos
al naciente programa espacial de los
Estados Unidos.
Tomando una licencia durante su
Víctor M. Blanco en sus años de director.
estadía en Case y bajo el auspicio de
NOAO / AURA / NSF.
la UNESCO, se trasladó por un año al
Observatorio Bosscha (ubicado en la
isla de Java, Indonesia) para instalar un telescopio fotográfico tipo Schmidt. En
1965 aceptó empleo en el Observatorio Naval de los Estados Unidos, quienes le
enviaron a Arizona para realizar mediciones telescópicas de paralaje estelar.
Nombrado director del Observatorio del Tololo en 1967, le tocó franquear el
turbulento período histórico que vivió Chile con la elección del presidente
Salvador Allende (1970) y durante el golpe de estado protagonizado por Augusto
175
Pinochet (1973).
El doctor Blanco es recordado
especialmente por sus exitosas
negociaciones con ambos presidentes
chilenos.
Diplomático consumado,
logró
proteger
la
autonomía
administrativa del observatorio, y muy
particularmente, asegurar el empleo de
sus subalternos, entre los cuales había
militantes de todas las ideologías
políticas.
Tras su llegada a Chile en junio de
1967, organizó en Cerro Tololo
actividades de inauguración. Contrató
seis astrónomos jóvenes y entusiastas,
entre los cuales se encontraba Patrick
S. Osmer, quien más adelante le
sucedería en la dirección del
observatorio. Existía ya en la montaña
un instrumento de 1.5 metros de
Cúpula del telescopio Blanco en
abertura, como también uno de 910
Cerro Tololo, Chile. David Walker /
Wikimedia Commons: GNU–1.2.
milímetros y otros dos de menor
tamaño.
Se recibió, además, un
telescopio Schmidt de 610 milímetros instalado por la Universidad de Michigan y
que en varias ocasiones él mismo llegaría a utilizar.
En 1973 el doctor Blanco recibió el espejo primario y demás componentes de lo
que luego sería el telescopio de 4 metros, concebido desde sus inicios como
gemelo del célebre telescopio Mayall que reside en el Observatorio de Kitt Peak,
en Arizona. Supervisó las brigadas de ensamblaje —labor que se extendería por
dos años— y durante las etapas finales se encargó personalmente del ajuste de la
enorme montura ecuatorial que aún hoy día sostiene al instrumento. A principios
de 1976 inauguró el telescopio y autorizó las primeras observaciones regulares.
Al terminar su incumbencia como director, en 1981, permaneció en el observatorio
en calidad de investigador. Se interesó particularmente en el estudio de las
176
estrellas gigantes rojas con espectro tardío (de tipo M5 en adelante) y también de
las llamadas estrellas de carbono. Determinó la distribución de estas poblaciones
estelares en el núcleo de nuestra galaxia —la Vía Láctea— y en el interior de las
Nubes de Magallanes, e igualmente obtuvo los primeros resultados confiables para
la magnitud absoluta de las estrellas de carbono. Extendió luego su búsqueda de
estrellas rojas a otras galaxias, como las enanas de Sculptor y de Fornax.
A lo largo de su carrera el doctor Blanco publicó aproximadamente 180 artículos
en revistas científicas. Sus aportaciones a la astronomía fueron reconocidas por la
Academia Chilena de Ciencias, y en los Estados Unidos por la Fundación Nacional
para la Ciencia (NSF, por sus siglas en inglés), y por la Asociación de
Universidades para la Investigación en la Astronomía (AURA).
Víctor M. Blanco se retiró definitivamente en 1993. Cabe destacar que el
telescopio de 4 metros —instalado por él, y que permanece hoy día como el mayor
instrumento en la montaña— fue bautizado en 1995 como "telescopio Blanco". Se
nombró también en su honor el asteroide 9550 Victorblanco.
Referencias
Anónimo (sin fecha), "Víctor Manuel Blanco", Wikipedia, Accesado en 2011–04,
<http://en.wikipedia.org/wiki/Víctor_Manuel_Blanco>.
Blanco V. M. (2001), "Telescopes, Red Stars, and Chilean Skies" (autobiografía
breve), Annual Review of Astronomy and Astrophysics 2001, vol:39 p:1–18, <http://
www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.astro.39.1.1>.
Flores Otero J. (2010), "Más allá de las estrellas... Legado del primer astrónomo
puertorriqueño, Víctor Blanco", Ciencia Puerto Rico, <http://www.cienciapr.org/
es/monthly-story/mas-alla-de-las-estrellas-legado-del-primer-astronomo-puertorriq
ueno-victor-blanco>.
Overbye D. (2011–03–16), "Victor Blanco, Stargazer, Dies at 92", The New York
Times, <http://www.nytimes.com/2011/03/17/science/space/17blanco.html?_r=0>.
Panek R. (2011–04–08), "How the Other Half Lived", The Last Word on Nothing
(blog), <http://www.lastwordonnothing.com/2011/04/08/how-the-other-half-lived/>
177
18. Biografía del astrónomo inglés sir Patrick Moore
2 de abril de 2013.
El Observador, abril de 2013.
Introducción
El 9 de diciembre de 2012 falleció sir Patrick Moore, reconocido astrónomo
británico especializado en la Luna y probablemente el mayor divulgador de la
astronomía durante el siglo XX. El deceso se produjo en su residencia de Selsey
en Inglaterra (100 kilómetros al suroeste de Londres), a los 89 años de edad.
A sir Patrick se le recuerda principalmente como anfitrión del programa The Sky at
Night (El cielo de noche), que transmite mensualmente BBC Televisión desde
Londres. Durante 55 años permaneció como presentador —desde el primer
episodio en abril de 1957, hasta uno póstumo emitido en enero de 2013—,
reconocimiento que está plasmado en el libro Guinness de los récords mundiales.
Se le atribuye también la autoría del catálogo Caldwell de objetos de espacio
profundo, recopilación que publicó en 1995 con el auspicio de la revista Sky &
Telescope. Como si fuera poco, fue autor de al menos 60 libros sobre astronomía.
Dicha producción impresa fue elaborada totalmente utilizando una de sus
posesiones más preciadas: su maquinilla Woodstock, modelo de 1908.
Conozco el trabajo de sir Patrick desde 1983, año en que me inicié en la
astronomía leyendo su obra titulada Amateur Astronomy (Astronomía de
aficionado). Dicho texto constituyó mi referencia inicial en esta ciencia, y fue por
medio de sus catorce mapas estelares que aprendí a localizar y reconocer las
constelaciones. Aunque los episodios de The Sky at Night no cruzaban el
Atlántico, los libros de sir Patrick sí alcanzaban nuestras costas.
Biografía
Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore nació en Gran Bretaña el 4 de marzo de 1923,
en Pinner, hoy día suburbio de la ciudad de Londres. Educado mayormente en el
178
hogar debido a su constitución enfermiza, desarrolló un apetito voraz por la lectura
que lo llevó a leer y estudiar sobre astronomía a la corta edad de seis años.
A los 11 años sir Patrick adquirió su
primer telescopio, un refractor de tres
pulgadas (76 milímetros) y se incorporó a
la Asociación Astronómica Británica
(BAA, por sus siglas en inglés), entidad
amateur de renombre mundial. A los 14
años fue nombrado director del
Observatorio de Brockhurst, en el pueblo
inglés de East Grinstead.
También a los 14 años realiza su primera
presentación ante la BAA, titulada Small
Craters in Mare Crisium (Pequeños
cráteres en Mare Crisium). Poco tiempo
después estalló la Segunda Guerra
Mundial y sir Patrick ingresa a la Real
Fuerza Aérea Británica, participando
durante cinco años en misiones aéreas y
alcanzando el rango de teniente de vuelo.
A la edad de 19 años resultó seriamente
herido en batalla, aunque rara vez habló
Sir Patrick Moore en el año 2008.
en público sobre dicho incidente.
Rusty Sheriff / Flickr: CC–BY–NC–3.0.
Terminada la guerra regresó a East
Grinstead y hasta sus 30 años se
desempeñó como maestro de escuela primaria.
Sir Patrick siempre deseó casarse, describiéndose a sí mismo como un "soltero
reacio". Durante la guerra vivió un romance de tres años con su prometida, Lorna,
enfermera militar que murió a consecuencia de un bombardeo. En su autobiografía
de 2003 sir Patrick reveló que aún la recordaba, cada día de su vida. Cuatro años
después añadió que "no hubo ninguna otra para mí", aclarando que había sido su
mujer ideal y que él no era dado a aceptar segundas opciones. Comentó que le
hubiera gustado tener esposa e hijos, "pero tal cosa no llegaría a suceder".
En 1953 publicó su primer libro, titulado A Guide to the Moon (Guía de la Luna),
179
el cual se vendió con gran éxito y marcó el comienzo definitivo de su carrera en la
astronomía. La obra, rebautizada como Patrick Moore on the Moon (Patrick
Moore acerca de la Luna) se siguió reeditando hasta 2006. Sus aportaciones al
estudio de la Luna fueron notables, destacándose particularmente con su mapa
lunar, dibujado mediante observaciones propias y considerado el mejor de la época.
Dicho mapa fue consultado en 1959 por las autoridades soviéticas durante el envío
de las primeras sondas a nuestro satélite, y posteriormente por la NASA. También
dio el nombre a los fenómenos lunares transitorios y promovió su investigación.
La publicación de su libro le abrió puertas en los
medios de comunicación, primero en la radio y
luego en la televisión. En 1954 sir Patrick
participó en un debate televisado sobre el
fenómeno OVNI donde asumió la posición
negativa. Viajó también a Irlanda donde actuó
en una película de ciencia ficción titulada Them
and the Thing (Ellos y la cosa). El filme se
pensaba extraviado pero fue redescubierto
recientemente en dicho país. Más adelante sir
Patrick fue citado a una reunión con productores
de la BBC, y coincidiendo con la aparición del
cometa Arend-Roland (C/1956 R1) propuso el
lanzamiento del programa The Sky at Night.
El 26 de abril de 1957 salió al aire el primer
episodio, transmitido en directo desde los
estudios Lime Grove en Londres. Sir Patrick
habló sobre el cometa Arend-Roland y mostró
varias fotografías, ofreciendo además sus
pronósticos para el eclipse total lunar de mayo de
1957. Inmediatamente la BBC se vio inundada
de correspondencia, en su gran mayoría
favorable.
Sexta edición del libro "Amateur
Astronomy" (1968), escrito por
Patrick Moore y que durante su
juventud leyó el autor de esta
biografía. Armando Caussade.
Años después sir Patrick confesó su sorpresa por el éxito que tendría The Sky at
Night y añadió que jamás hubiera imaginado que permanecería de por vida como
anfitrión. Explicó que había entrado a la televisión sin previa experiencia en las
comunicaciones y que apenas había concebido el programa como un experimento
180
de corta duración, destinado quizás a una única temporada. Sin embargo, su
peculiar modo de hablar —con una dicción rápida, pero impecable—, su fino
acento londinense y sutil humorismo, calaron hondamente en el público.
Sir Patrick se convirtió en un viajero asiduo, llegando eventualmente a visitar los
siete continentes. E1 15 de febrero de 1961 reportó acerca de un eclipse total solar
desde la hoy extinta Yugoslavia. Atravesó la cortina de hierro y visitó varias veces
la antigua Unión Soviética, así como la fábrica óptica Zeiss en Alemania Oriental.
Luego fue invitado a ofrecer presentaciones de planetario en Sudáfrica y en
Estados Unidos. Su producción literaria también empezó a diversificarse,
incursionando en los géneros de la ciencia ficción y la literatura juvenil.
En 1965 acepta una invitación para dirigir el propuesto planetario de Armagh, en
Irlanda del Norte. Se traslada allí y supervisa la construcción del edificio, el cual
inauguró en 1967. Evaluó maquinaria de proyección y solicitó estimados en
Estados Unidos y en Japón, decidiéndose por la tecnología del fabricante japonés
Goto. Añorando Inglaterra, regresa en 1968 estableciéndose en Selsey.
Aun durante su estadía en Irlanda continuó como anfitrión en The Sky at Night.
Presentó y entrevistó astrónomos renombrados como Harlow Shapley, sir Fred
Hoyle y Carl Sagan. Reportó extensamente sobre las principales misiones de la
NASA —concentrándose en los proyectos Apollo y Voyager— y hasta mostró en
exclusiva algunas imágenes de la Luna obtenidas por sondas de la Unión Soviética.
Sir Patrick, que fue completamente autodidacta, insistió siempre en denominarse
como astrónomo aficionado y no profesional. A pesar de ello, en 1966 fue
admitido en la Unión Astronómica Internacional, entidad de carácter puramente
profesional. En 1982 fue elegido presidente de la BAA, organización en la que
participó activamente a lo largo de los años y que en sus propias palabras
"constituyó un elemento sobresaliente" dentro de su vida.
Sir Patrick hablaba el francés con fluidez y era aficionado al golf y al cricket.
Disfrutaba el ajedrez y admiraba las proezas del campeón José Raúl Capablanca.
Participó como líder en el movimiento escucha, especialmente durante su época de
East Grinstead. Era opositor de la cacería y protector de los animales, sintiendo
una particular afinidad hacia los gatos. Adquirió también alguna fama como
músico y compositor. Tocaba el piano y el xilófono, y componía música de ópera.
181
Sir Patrick se dedicó con ahínco a la observación y estudio de los eclipses. En su
autobiografía dedica un capítulo completo a este tema, relatando con lujo de detalle
su exitosa observación del eclipse total solar de 30 de junio de 1973, realizada
desde la costa de Mauritania en África occidental. Asimismo, se destacó durante la
aparición del cometa Halley (1P/Halley), viajando a Australia en 1986 para
reportar sobre este acontecimiento. En 1998 desembarcó en la Antártida, tras ser
invitado a ofrecer algunas charlas sobre astronomía en un buque de cruceros.
Entre 1986 y 1998 sir Patrick libró una batalla campal para evitar el entonces
inminente cierre del Real Observatorio de Greenwich. Inaugurado en 1675, este
observatorio fue el segundo del mundo en poseer instrumentos ópticos,
adquiriendo en 1884 una gran fama al convertirse en sede del meridiano cero. Sir
Patrick, convertido ya en celebridad y apoyado por las masas, escribió a la primera
ministra Margaret Thatcher y visitó el parlamento, consiguiendo el respaldo de
ambas cámaras. Lamentablemente, los vaivenes de la política silenciaron su
reclamo y el observatorio cesó como establecimiento dedicado a la investigación.
Desde 1998 existe sólo como museo y centro de divulgación.
Sir Patrick nunca cursó estudios universitarios. Sin embargo, recibió varios
doctorados honoríficos, sobresaliendo especialmente el que le fuera conferido en
1996 por la Universidad de Leicester, institución hacia la que sentía un gran apego.
En 2008 se le volvió a reconocer mediante un fellowship honorífico con distinción,
lo cual constituye el más alto título habitualmente otorgado por la universidad.
Ya en 1945 había sido reconocido como fellow de la Real Sociedad Astronómica
(la RAS, entidad distinta de la BAA). En 1968 fue admitido en la Orden del
Imperio Británico, en grado de oficial, y ascendido a comendador en 1988. En
2001 acudió al Palacio de Buckingham donde fue investido como caballero y
autorizado a apodarse "sir". Ese mismo año recibió un fellowship honorífico de la
Real Sociedad de Londres para el Avance de la Ciencia Natural (The Royal
Society), y en 2002 la Academia Británica de las Artes Cinematográficas y de la
Televisión le confirió el prestigioso premio BAFTA (por sus siglas en inglés).
Uno de los acontecimientos astronómicos más notables en la vida de sir Patrick fue
la observación del tránsito de Venus en 2004, realizada bajo cielos perfectamente
despejados desde su residencia en Selsey. Junto a una multitud de entusiastas
provenientes de todas partes del Reino Unido, proyectó la imagen del Sol y de
Venus sobre una cartulina empleando su legendario telescopio de tres pulgadas.
182
Observó también el tránsito de 2012 desde una playa cercana a Selsey,
trasladándose luego a su hogar donde celebró una fiesta junto a sus allegados.
Al ser cuestionado sobre la posibilidad de encontrar vida extraterrestre, sir Patrick
siempre respondía que "no podemos ser los únicos". Consistentemente recalcó su
convicción sobre este particular, aunque reconociendo que carecía de evidencia
empírica para demostrarlo. En una de sus últimas entrevistas —concedida en
octubre de 2012— habló a profundidad sobre el asunto, expresando que "en nuestra
galaxia existen aproximadamente cien mil millones de estrellas, y además hemos
observado mil millones de galaxias, aunque es muy probable que existan más; por
lo tanto, debe existir vida ahí afuera, y a mí me encantaría salir a contactarla".
Sir Patrick fue siempre un hombre sencillo y humilde, quien se caracterizó por su
eterna fidelidad a la BBC y su rechazo de jugosas ofertas por otras cadenas de
televisión. Jamás rehuyó invitaciones para dictar conferencias ni se rehusó a
recibir visita alguna. Decía: "Me agrada recibir al público, y si alguien pidiera
mirar por mis telescopios me alegraría ofrecerle la oportunidad". Y resumiendo su
paso por el mundo, añadió: "Si de veras he hecho algo con mi vida, espero que
haya sido infundir el interés por la astronomía en alguna que otra persona".
Referencias
Anónimo n.º 1 (2012–12–09), "Obituary: Patrick Moore", BBC News, <http://
www.bbc.co.uk/news/uk-10525469>.
Anónimo n.º 2 (sin fecha), "Patrick Moore", Wikipedia, Accesado en 2013–03,
<http://en.wikipedia.org/wiki/Patrick_Moore>.
Anónimo n.º 3 (2012–12–10), "The Irish Connections of Patrick Moore (1923–
2012)", Science.ie News (a Science Foundation Ireland project), <http://www.
science.ie/science-news/patrick-moore-irish-connections.html>.
Moore P. (2005), The Autobiography (edición revisada de la autobiografía original
de 2003), Sutton Publishing.
Tubella P. (2012–12–13), "Patrick Moore, astrónomo con vocación pedagógica",
El País, <http://sociedad.elpais.com/sociedad/2012/12/13/actualidad/1355435642
_186156.html>
183
184
Apéndice
Se ha dicho que una imagen vale más que mil palabras. Y este refrán resulta más
cierto aún cuando los objetos retratados pertenecen al mundo natural. Qué mejor
forma de visualizar y entender nuestro universo, sino apreciarlo mediante visuales.
Con este propósito he colocado unas veinticuatro fotografías.
Naturalmente, incluyo mi imagen favorita: el cometa Hale-Bopp visto al amanecer.
Desde que la hice en 1997 esta fotografía ha fascinado a muchos, tanto
especialistas como legos. Precisamente, es la que seleccioné para la portada del
libro, y sin duda alguna constituye una de esas estampas conmovedoras que instan
a reflexionar sobre nuestra relación con el cosmos.
Apenas he podido retratar un pedacito del universo. Pero de lo poco que tengo en
mis álbumes me he sentido obligado a entresacar y publicar al menos una muestra.
Estoy seguro que la disfrutarán.
185
El centro de nuestra galaxia: La Vía Láctea en Sagittarius.
12 de junio de 1988, hacia las 12:00 am — Yauco, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Vía Láctea a su paso por Cygnus.
12 de junio de 1988, hacia la 1:00 am — Yauco, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La constelación Crux y la nebulosa de η Carinae.
14 de mayo de 1988, a las 7:50 pm — Salinas, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La más hermosa constelación en el firmamento: Orión, el cazador.
18 de septiembre de 1988, hacia las 4:00 am — Yauco, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Luna creciente vista por telescopio.
23 de septiembre de 1988, hacia las 10:00 pm — Mayagüez, Puerto Rico.
Armando Caussade.
Cráteres en el hemisferio sur de la Luna.
23 de septiembre de 1988, hacia las 10:00 pm — Mayagüez, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El cometa Hale-Bopp (C/1995 O1) visto al amanecer.
9 de marzo de 1997, a las 5:25 am — Santa Isabel, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Luna y Venus al atardecer.
29 de noviembre de 2000, a las 6:18 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
Recorrido de las estrellas en torno al polo sur celeste.
27 de mayo de 2000, a las 8:30 pm — Santa Isabel, Puerto Rico.
Armando Caussade.
Recorrido de las estrellas en torno al polo norte celeste.
30 de diciembre de 2000, a las 12:00 am — Guayanilla, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Vía Láctea rozando el horizonte austral. La nebulosa de η Carinae aparece en el centro.
13 de abril de 2002, hacia las 10:30 pm — Culebra, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El planeta Marte durante la oposición perihélica de 2003.
4 de agosto de 2003, a las 2:02 am — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El planeta Venus frente al Sol: el tránsito de 2004.
8 de junio de 2004, a las 6:26 am — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Luna menguante vista por telescopio.
3 de septiembre de 2004, a las 11:45 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El eclipse total lunar de 2004.
27 de octubre de 2004, a las 11:25 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El cometa Machholz (C/2004 Q2) visto por telescopio.
15 de enero de 2005, a las 11:14 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
Messier 42 y Messier 43: La gran nebulosa de Orion.
15 de enero de 2005, a las 11:56 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Luna frente al Sol: el eclipse híbrido de 2005 visto durante sus fases parciales.
8 de abril de 2005, a las 4:16 pm — Penonomé, Panamá.
Armando Caussade.
Tres planetas al atardecer: Venus, Mercurio y Saturno.
Venus es el astro más brillante. Mercurio queda inmediatamente a su lado y Saturno se ve más abajo.
26 de junio de 2005, a las 7:52 pm — Bayamón, Puerto Rico.
Armando Caussade.
La Luna creciente vista por telescopio.
16 de julio de 2005, a las 7:08 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El planeta Mercurio frente al Sol: el tránsito de 2006.
Hacia el borde hay una mancha solar. El planeta (muy pequeño) se ve entre la izquierda y el centro del Sol.
8 de noviembre de 2006, a las 4:50 pm — Toa Baja, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El eclipse total lunar de 2008.
20 de febrero de 2008, a las 11:23 pm — San Juan, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El planeta Venus frente al Sol: el tránsito de 2012.
5 de junio de 2012, a las 6:32 pm — Toa Baja, Puerto Rico.
Armando Caussade.
El Sol con la enorme mancha AR2214.
18 de noviembre de 2014, a las 4:11 pm — Juncos, Puerto Rico.
Armando Caussade.
Nota sobre la nomenclatura utilizada en este libro
A lo largo de este libro he respetado al máximo posible las recomendaciones de la
Unión Astronómica Internacional (UAI) concernientes a la nomenclatura de los
astros. La UAI es el organismo con jurisdicción sobre este asunto.
En materia de constelaciones he utilizado exclusivamente los nombres oficiales
latinos. De esta forma he escrito Sagittarius y no Sagitario, Cygnus y no Cisne.
Del mismo modo he escrito Andromeda y no Andrómeda, Orion y no Orión.
He hecho una excepción a la regla anterior cuando las constelaciones se nombran
no por sí mismas sino como parte de una frase entera. Por ejemplo: trópico de
Cáncer y no trópico de Cancer. Asimismo, Orión el cazador y no Orion el cazador.
Claramente se trata de expresiones ya naturalizadas en el idioma español.
En cuestión de estrellas también me he ceñido a la norma, utilizando letras griegas
junto a la forma genitiva del latín. He escrito α Centauri y no alfa Centauri o alfa
del Centauro. Igualmente, ε Eridani y no épsilon Eridani o épsilon de Eridanus.
Los nombres propios los he empleado en su forma latina (Sirius, Canopus, etc.).
A los planetas, por supuesto, les he dejado sus nombres tradicionales en español o
en inglés, según corresponda. A los satélites les he llamado por sus nombres en
latín, por ejemplo, Enceladus y no Encélado, Titan y no Titán.
Dado que he prescindido de la letra itálica para resaltar el origen greco-latino de
todos estos nombres —cosa que puede hacerse y que no está prohibida— pienso
que vale la aclaración.
210
Agradecimientos
Primero que nada, gracias a Dios por darme la vida. Agradezco encarecidamente a
mi padre Armando y mi madre Carmencita por sus sacrificios en aras de mi
educación, e igualmente por alentar mi vocación en la ciencia.
A Greg García y a Víctor Román Cordero (q. e. p. d.), directivos de la Sociedad de
Astronomía de Puerto Rico (SAPR), colegas y amigos, que tan favorablemente
acogieron el proyecto de publicar este libro, sobre todo en su primera edición.
A Daniel R. Altschuler —catedrático de la Universidad de Puerto Rico y ex
director del Observatorio de Arecibo— por su elegante prólogo, como asimismo, a
Jean-Pierre Bernal, de la SAPR, por su ayuda con la adquisición del número ISBN.
A los colegas Isaac Cruz, Jimmy Pérez, Carlos Casaldeiro, José Carlos Borrero y
Joaquín Pérez Bonome, que aportaron hermosas fotografías astronómicas, y
especialmente a Juan Luis Martínez, quien proveyó tanto imágenes como texto.
Al artista cósmico, Juan Villafañe, que proporcionó varias imágenes y promovió el
lanzamiento de la presente edición, como también a Carlos F. González y a su
padre don Alfredo González, entrañables amigos que remitieron varias fotografías.
Y finalmente, mi eterna gratitud y sincero homenaje a la memoria de sir Patrick
Moore (1923–2012), ese titán de la astronomía y extraordinario divulgador
científico de quien aprendí mis primeras lecciones.
211
Acerca de la Sociedad de Astronomía de Puerto Rico
La SAPR es una entidad privada sin fines de lucro, establecida e incorporada en
1985. Constituye la mayor y más antigua organización astronómica en la isla. La
SAPR tiene como misión observar el cielo nocturno, divulgar la astronomía y
promover la investigación a nivel amateur. Desde 2002 la SAPR colabora con
NASA Puerto Rico Space Grant Consortium (mediante propuesta NNX15AI11H)
y sus servicios educativos están avalados por dicha institución.
La SAPR publica la revista El Observador, distribuida
trimestralmente a sobre 100 escuelas y universidades,
así como a socios y a la comunidad científica. El
Observador ha sido publicado continuamente desde
1985 y cuenta con revisores internos especializados
en la enseñanza de la astronomía.
La cuota anual —vigente a mayo de 2016— es de
US$40 por grupo familiar y US$10 por estudiante. Al
hacerse socio, recibirá numerosos beneficios,
incluyendo participación en noches de observación en
diversos puntos de la Isla, suscripción trimestral a El
Observador e invitación a charlas.
Para hacerse socio puede enviar un cheque personal o giro postal con este talonario
a nuestra dirección postal.
Nombre: _________________________________________________________
Dirección postal: _______________________________________________
Teléfono: __________________
Correo-e: _________________________
Ocupación: ______________________________________________________
Apartado 362846 • San Juan, Puerto Rico 00936–2846
Teléfono: +1 (787) 531–7277 • Correo-e: [email protected]
212