Theophilus, Cyrillus y Catharina

Cuando la Luna está creciente de cinco días o bien menguante cinco días después de llena, podemos observar, más o menos por el centro, tres cráteres muy característicos, Tehophilus, Cyrillus y Catharina, los cuales, cuando uno empieza en esta afición, suelen confundirse con otros tres cráteres muy característicos de nuestro satélite, Ptolemaeus, Alphonsus y Arzachel.

La siguiente imagen, realizada desde Cornellà el día 28 de mayo de 2020, con un telescopio Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 y una cámara ZWO ASI 224 MC, es de este trío de cráteres.

Son tres cráteres de tamaño similar (unos 100 km de diámetro cada uno), pero con aspectos y edades diferentes. Theophilus, el más joven y más al norte, se encuentra entre el Mare Nectaris y Sinus Asperitatis; aplastado en parte por Theopilus está Cyrillus, más antiguo que aquél y, al sur, está Catharina, el más antiguo de los tres.

La imagen siguiente, más antigua que la anterior (la realicé el 24 de octubre de 2009 desde Cornellà de Llobregat, con un telescopio reflector Celestron 150/750 y una cámara Philips SPC900), es de la zona de este trío de cráteres.

Zona Theophilus_Cyrillus_Catharina 24_10_2009

Zona Theophilus, Cyrillus y Catharina

Theophilus

Theophilus, cuyo nombre es por Teófilo de Alejandría, patriarca de Alejandría que vivió entre los siglos IV y V, es un cráter de impacto que está casi intacto y que aplasta parte de Cyrillus, por lo que es más joven que él.

Tiene una profundidad de unos 3200 metros y unas imponentes terrazas que llegan a alcanzar los 5000 metros. Con un fondo bastante plano, no está libre por ello de pequeños cráteres. Destaca en este cráter un macizo montañoso central, con tres picos que alcanzan una altura de 2000 metros.

Cyrillus

Cyrillus, que también debe su nombre a otro patriarca de Alejandría y que también vivió entre los siglos IV y V, Cirilo de Alejandría, es otro cráter de impacto, más antiguo que Theophilus, per menos que Catharina.

Las paredes del cráter están bastante intactas menos en el noreste, debido a la invasión de Theophilus. Además, el circo de Cyrillus está ligeramente hundido hacia el oeste, debido al pequeño cráter de 17 km, Cyrillus A.

Posee también un macizo montañoso central, si bien está ligeramente al noreste del centro. Dicho macizo está formado por tres picos de los cuales, el más alto, es de poco más de 1000 metros de altura.

Catharina

Catharina, que debe su nombre a la joven mártir cristiana del siglo IV, Catalina de Alejandría, es el cráter más antiguo del trío y el que está más al sur. Sus paredes, de unos 1000 metros de altura, están muy desgastadas y casi no tienen terrazas, en parte debido por el aplastamiento de un cráter en la zona norte, Catharina P.

El fondo es irregular y carece de pico central. Tiene algunos cráteres pequeños y pequeñas colinas.

Otras formaciones de la zona

Pero además de este magnífico trío de cráteres, por la zona encontramos otros cráteres y formaciones interesantes.

La imagen siguiente, realizada el mismo día y con el mismo equipo que la fotografía que abre el artículo, forma parte de una serie de seis fotografías que realicé para formar un mosaico del terminador y que incluí en el artículo Luna creciente de 5 días. Sin embargo, para hacer la foto que abre el artículo le puse una lente barlow, la cual duplica la focal del telescopio y, por tanto, el aumento. Bien, en esta imagen podemos ver diversas formaciones interesantes en la zona de Theophilus, Cyrillus y Catharina.

Theophilus se encuentra inmerso entre el Mare Nectaris y el Sinus Asperitatis. La palabra sinus viene del latín y significa bahía, en concreto, Sinus Asperitatis significa la Bahía de la Aspereza, y se encuentra entre el Mare Nectaris y el Mare Tranquilitatis.

Al este de Theophilus, entre Sinus Asperitatis y el Mare Nectaris se encuentra el cráter Mädler, un cráter de impacto de 28 km de diámetro y con un pico central.

En el Mare Nectaris hay dos cráteres fantasma, es decir, cráteres que fueron inundados por la lava de los mare y de los cuales solo se ve, normalmente, la parte superior de la pared, como una formación circular por encima de la lava. Al este-sureste de Mädler nos encontramos con uno de ellos, Daguerre, y al este de Catharina está el otro, Beaumont, más visible que Daguerre.

Al noroeste de Cyrillus, o al oeste de Teophilus, nos encontramos con dos pequeños cráteres, Ibn Rushd y Kant. El primero, llamado así por el filósofo y médico musulmán de Al-Ándalus del siglo XII, Ibn Rush (Averroes), es un cráter de impacto de unos 30 km de diámetro y 1,1 km de profundidad. Kant, en honor al filósofo alemán del siglo XVII, es otro pequeños cráter de impacto y con un diámetro también de unos 30 km y 3 km de profundidad. Al este de Kant hay un promontorio de unos 4 km de altura, Mons Peck.

Al noreste de Cathalina nos encontramos con otro pequeño cráter de impacto, Tacitus, de unos 40 km de diámetro y 2,8 km de profundidad.

Al este de Catharina encontramos una cadena montañosa, Rupes Altai, que se extiende a partir del cráter Tacitus y hacia el sur de éste unos 480 km, hasta el cráter Piccolomini, con una altura promedio de 1000 metros, aunque en algunos puntos llega a los 3000 metros. En la siguiente imagen, realizada también desde Cornellà de Llobregat el día 28 de mayo de 2020 y con el mismo equipo, puede verse esta cadena montañosa en toda su extensión.

Parece ser que, Rupes Altai, es el único vestigio de la muralla inicial del Mare Nectaris. Piccolomini es un cráter de unos 85 km de diámetro y una profundidad de 4500 metros. Este cráter tiene una montaña central de unos 2000 metros de altura.

Al sureste de Catharina hay otro pequeño cráter de impacto, Polybius, de unos 40 km de diámetro y 2 km de profundidad.

Al este de Polybius, en el borde del Mare Nectaris, tenemos el cráter Fracastorius, de 124 km de diámetro cuyo circo fue inundado por lava.

La siguiente imagen, realizada también desde Cornellà de Llobregat el día 28 de mayo de 2020 y con el mismo equipo, es también de la zona del trío Theophilus, Cyrillus y Catharina, pero con un ángulo ligeramente diferente.

La siguiente imagen, realizada también desde Cornellà el 28 de mayo de 2020, con el mismo telescopio pero con una Canon EOS 70D, es de la Luna creciente de 5 días. En ella he señalado la ubicación del trío de cráteres Theophilus, Cyrillus y Catharina.

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Luna creciente de 5 días

El jueves 28 de mayo de 2020 la Luna estaba creciente, con una edad de cinco días y un 29% de iluminación.

No había montado el telescopio en todo el confinamiento por el coronavirus, por lo que tenía muchas ganas de montarlo y observar y fotografiar. Así que, como el pronóstico del tiempo era bueno, no lo dudé más y me subí al terrado de casa con todos los bártulos.

La noche era genial, buena temperatura y cielo despejado. Pero a medida que iba montando el equipo, empecé a divisar nubes en la lejanía, nubes que cada vez se fueron acercando más y cubriendo el cielo poco a poco hasta que, justo cuando ya lo había montado todo, el cielo estaba cubierto de nubes. Vaya, después de tres meses esperando y se me frustra todo, pensé.

No podía ni alinear a la Polar ni nada, así que esperé a ver si las nubes, tal como habían venido, se iban. Como la temperatura era buena, eso hice, de paso se iba aclimatando el equipo a la temperatura ambiente.

Luna creciente 28_05_2020 Cornella_a

Luna creciente

Finalmente, al cabo de casi una hora y media, las nubes se fueron y el cielo se despejó, por lo que alineé a la Polar, puse en estación la montura y me dispuse a ver y fotografiar la Luna.

Me llevé dos cámaras, una réflex (Canon EOS 70D) y otra CCD para planetaria (ASI ZWO 224MC). El telescopio un Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 montado sobre una montura CG5-GT.

Después de observar la Luna durante un rato, le acoplé la réflex al telescopio y le hice la foto de la izquierda, que corresponde a su observación visual con pocos aumentos.

Luna creciente 28_05_2020 Cornella_b

Luna creciente

Se pueden distinguir perfectamente los cráteres más importantes, Aristoteles y Eudoxus en el norte, el trío Theophilus, Cyrillus y Catharina en el centro y Maurolycus y Cuvier en el sur y, evidentemente, los mare (Crisium, Fecunditatis, Nectaris, Serenitatis y Fecunditatis), tal como he indicado en la imagen de la derecha.

Seguidamente, quité la réflex del telescopio y le puse la CCD, para hacer fotos de más aumento y más detalle.

Quería hacer todo el terminador para después montar un mosaico con todas esas fotos. En concreto hice dos series de seis fotos cada una, en la que cada serie abarcaba el terminador en su totalidad.

La primera serie de seis fotografías es la siguiente:

Con las que monté el siguiente mosaico:

Terminador 28_05_2020 Cornella_a

Terminador de la Luna

Además de los cráteres mencionados, podemos observar otros más, de los cuales he indicado algunos en la siguiente imagen:

Terminador 28_05_2020 Cornella_b

Terminador de la Luna

Cuando acabé esta primera serie, le puse una lente barlow 2X (es una lente que duplica la focal del telescopio y, por tanto, el aumento), para fotografiar con más detalle el trío de cráteres Theophilus, Cyrillus y Catharina. Le hice dos fotos, una es la siguiente imagen y la otra es la que está en el artícullo de estos tres cráteres (todavía no está publicado).

Theophilus_Cyrillus_Catharina 28_05_2020 Cornella_2

Theophillus, Cyrillus y Catharina

Seguidamente le quité la lente barlow para hacer la segunda serie de 6 fotos al terminador.

Y os podríais preguntar, ¿por qué dos series de fotos prácticamente iguales, casi de de lo mismo? Esta cámara, la ASI ZWO 224MC, me cayó como regalo en estas últimas navidades, como sustitución de mi antigua y obsoleta, pero querida, pues me dio muchas satisfacciones durante años, DKK 21AU04. Pero debido al confinamiento y al mal tiempo antes de éste, solo la pude utilizar una vez. En dicha ocasión hice las fotografías del artículo Luna de 16 días, un día después de llena.

En esa ocasión utilicé el programa de captura de la cámara, el ASICAP, pero en esta otra ocasión, además de que tenía muchas ganas de montar el equipo y observar y fotografiar, quería seguir probando la nueva cámara y, en esta otra ocasión, probar el programa FireCapture. Así que, en la primera serie el programa de captura fue el ASICAP y en la segunda el FireCapture.

Con esta segunda serie también realicé, posteriormente y en casa tranquilamente, un mosaico del terminador, el siguiente:

Terminador 28_05_2020 Cornella_c

Terminador de la Luna

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Ptolemaeus, Alphonsus, Arzachel y Rupes Recta

Cuando la Luna está en su mitad, esto es, en cuarto creciente o en cuarto menguante se observan, hacia el centro de nuestro satélite y en la zona del terminador, tres hermosos y famosos cráteres, Ptolemaeus, Alphonsus, y Arzachel, visibles con unos prismáticos y una curiosa falla en forma de espada, Rupes Recta, conocida también como la espada de la Luna y, para la cual, necesitamos ya de un telescopio para observarla.

La imagen siguiente, que es un mosaico de dos fotografías, realizadas desde Cornellà de Llobregat el día 26 de mayo de 2015, con un telescopio Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 y una cámara DBK 21AU04, es de esta zona de la Luna. Rupes Recta está muy metida en la zona oscura y no se aprecia muy bien.

Son un trío de cráteres que a veces se confunden con otro trío famoso de cráteres lunares, Theophilus, Cyrillus y Catharina, los cuales se encuentran en el terminador cuando la Luna está creciente de 5 días.

Ptolemaeus

Ptolemaeus, denominado así en honor al astrónomo, matemático y geógrafo griego del siglo II, Claudio Ptolomeo, es un cráter de impacto antiguo, de unos 150 km de diámetro y con las paredes bastante desgastadas. Éstas tienen una altura de unos 1000 metros, aunque en la zona sur alcanza los 3000. El fondo está inundado de lava, sin picos y con una multitud de cráteres pequeños, de los que destaca Ammonius, un cráter de impacto de 9 km de diámetro y 1,9 km de profundidad.

Justo al norte de Ptolemaeus se encuentra un pequeño cráter circular, Herschel, un cráter de impacto de unos 40 km de diámetro, con unas paredes bien definidas y una considerable colina en su centro. Su nombre es en honor al astrónomo germano-británico de los siglos XVIII-XIX, William Herschel.

Al este de Ptolemaeus encontramos un cráter antiguo de unos 130 km de diámetro, se trata del cráter Albategnius. Aunque tiene las paredes muy erosionadas, por la zona noreste supera los 4000 metros de altura.

Alphonsus

Alphonsus, denominado así por el rey de Castilla del siglo XIII, Alfonso X el Sabio, es un cráter híbrido, es decir, si bien se formó por un impacto, en su formación han contribuido también erupciones volcánicas. Es un cráter antiguo de 120 km de diámetro con un pico central de 1000 metros de altura.

El fondo tiene diversas formaciones, como pequeños cráteres, fracturas y manchas oscuras alrededor de estas fracturas, que se cree que son de origen vocánico, por erupciones volcánicas.

Arzachel

Arzachel, cuyo nombre es en honor al astrónomo y matemático musulmán de Al-Ándalus del siglo XI, Al-Zarqali, es el más joven y más pequeño del trío de cráteres. Tiene unos 100 km de diámetro y unas terrazas bien definidas. En el fondo hay diversas colinas y un pico central de 1500 metros de altura. Al este de esta colina hay un pequeño cráter de unos 11 km de diámetro.

Entre Alphonsus y Arzachel, y al oeste de ambos, se encuentra un pequeño cráter, pero no menos interesante; se trata de Alpetragius, un cráter de impacto de 40 km de diámetro y muy profundo, 4000 metros. En su centro hay un pico redondeado de una altura de 2000 metros.

Rupes Recta

Rupes Recta, conocida como la espada de la Luna debido a su forma, es una falla de más de 120 km de longitud. En la imagen siguiente, realizada desde Cornellà de Llobregat el día 5 de abril de 2009, con un telescopio reflector Celestron 150/750 y una cámara Philips SPC900, se puede ver mejor esta falla que en la imagen anterior.

Situada al sudeste del Mare Nubium, parece ser que se produjo por el enfriamiento de la lava de este Mare. Aunque no está clara su altura, parece ser que no lo es mucho (250-300 m) y tiene un ancho de unos 2 km.

Al oeste de Rupes Recta hay el pequeño cráter de impacto Birt, de unos 17 km de diámetro. Al oeste de Birt hay otra falla, la llamada grieta de Birt o Rima Birt, de unos 70 km de longitud y 1500 metros de anchura.

Al este de Rupes Recta o al sudoeste de Arzachel, está el cráter Thebit. Se trata de un cráter de impacto de unos 55 km de diámetro y 3000 metros de profundidad. Superponiéndose a Thebit por la zona noroeste, se encuentra Thebit A, un cráter de 18 km y, aplastando a éste, hay un cráter aún más pequeño, Thebit L. Los tres cráteres tienen, en conjunto, una forma muy característica que los hace fácilmente reconocibles.

La siguiente imagen, realizada desde Cornellà de Llobregat el día 9 de marzo de 2014, con un telescopio Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 y una cámara Canon EOS 70D, es de la Luna gibosa creciente, un día después del cuarto creciente. En ella he señalado la ubicación de estos tres cráteres.

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Precesión y nutación

Si bien la rotación y la traslación son los movimientos más importantes de la Tierra, no son los únicos que tiene nuestro planeta. Existen dos movimientos más, el de precesión y el de nutación que, a diferencia del de rotación y traslación, no son evidentes en nuestra escala de tiempo humano.

La precesión de los equinoccios

La precesión es un movimiento por el cual, el eje de rotación de la Tierra, gira alrededor de la vertical de la eclíptica (línea perpendicular al plano de la eclítptica que pasa por el centro de la Tierra) en sentido retrógrado (sentido horario), trazando un cono de 47º de abertura con el vértice en el centro de la Tierra. Son 47º porque la inclinación del eje de rotación terrestre es de 23,5º.

Este movimiento, que es debido a la forma de esferoide achatada por los polos de la Tierra y a la atracción gravitatoria del Sol y de la Luna, puede compararse al balanceo de una peonza al girar sobre su eje.

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Movimiento de precesión

La precesión de los equinoccios, que tarda unos 26000 años (25767 en concreto) en hacer una vuelta completa, fue descrito por primera vez por Hiparco de Nicea en el siglo II a. C., dando una aproximación muy buena para la época.

La precesión hace que el polo celeste vaya cambiando a lo largo del tiempo, así como que las constelaciones y estrellas que ahora son de verano, de aquí a 13000 años sean de invierno.

Por la misma razón, la estrella polar de la actualidad es Polaris, α UMi, la estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor, pero no siempre ha sido así. Polaris se encuentra a menos de 1º del polo norte celeste, pero hace algo más de 4000 años, había otra estrella polar que aún se encontraba más cerca del polo norte celeste, Thuban, α Dra, que a pesar de tener la denominación alfa, no es la más brillante de la constelación del Dragón.

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Cambio de la estrella polar con el tiempo

Thuban es la primera estrella a la cual se hace referencia, en la historia, como estrella polar que indica el norte. Debido a la precesión de los equinoccios, Thuban se fue alejando del polo norte celeste y empezaron a acercarse las estrellas de la Osa Menor. Así, hace 2000 años, al comienzo de nuestra era, no había en concreto ninguna estrella polar, la más cercana al polo norte celeste era Kochab, β UMi, la segunda estrella más brillante de la Osa Menor y que, si bien era indicadora del norte, no estaba tan cerca del polo norte celeste de como lo está hoy día Polaris.

Poco a poco, y debido a la precesión, Polaris fue acercándose al polo norte celeste y ya, en la Edad Media, empezó a utilizarse como estrella polar. Hoy día sigue acercándose al polo norte celeste, y así lo seguirá haciendo hasta el año 2100. A partir de entonces, la precesión hará que Polaris se vaya alejando del polo norte celeste y éste se vaya trasladando hacia las estrellas de la constelación de Cefeo. En concreto, hacia el año 4000, la estrella polar será Errai, γ Cep, la segunda estrella más brillante de Cefeo.

Después de Cefeo serán las estrellas del Cisne las que marcarán el norte, así, en el año 12000, la estrella que más cerca estará del polo norte celeste será δ Cyg, la cuarta estrella más brillante del Cisne.

Dentro de unos 12000 años, hacia el año 14000, quien marcará el norte será la brillante Vega, α Lyr, la estrella más brillante de la constelación de la Lira. Después vendrán las estrellas de Hércules, de nuevo las del Dragón para otra vez, dentro de unos 26000 años, volverá a ser Polaris, aunque no estará tan cerca del polo norte celeste como lo está ahora.

Debido a la precesión de los equinoccios, se da un movimiento retrógrado del punto Aries. Dicho punto es el origen de coordenadas de la esfera celeste y es la intersección de la eclíptica con el ecuador celeste, es cuando el Sol empieza a ascender a lo largo de la eclíptica sobre el hemisferio norte celeste, iniciándose la primavera en el hemisferio norte de la Tierra. Es decir, el punto Aries indica el comienzo de la primavera en el hemisferio norte y, por tanto, el equinoccio de primavera.

En la Antigüedad, cuando se dieron nombre a muchas de las constelaciones, entre otras, las que están sobre la eclíptica, esto es, las constelaciones del Zodíaco, el Sol estaba sobre Aries (ver El movimiento aparente del Sol), por eso el nombre de punto Aries. Pero hoy día, más de 2000 años después, y debido a la precesión, en el equinoccio de primavera el Sol ya no está en Aries, sino en Piscis, la constelación del Zodíaco anterior. Así, hoy día el punto Aries en realidad habría de ser el punto Piscis, pero por comodidad se ha conservado el nombre.

La nutación

La nutación, que fue descubierta en el XVIII por el astrónomo británico James Bradley, es un movimiento que se superpone al de precesión y consiste en un pequeño movimiento de vaivén (unos 9,2 segundos de arco) del eje de rotación terrestre, debido también a la atracción de la Luna y el Sol sobre el ensanchamiento ecuatorial de la Tierra.

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Movimiento de nutación

Mientras el eje de rotación de la Tierra realiza el movimiento de precesión, con el movimiento de nutación el eje hace una elipse o bucle cada 18,6 años y, en una vuelta de precesión (26000 años), hace más de 1300 bucles.

Es decir, la nutación hace que cada 18,6 años el eje de rotación de la Tierra oscile 9,2 segundos de arco en una especie de ondulación sobre el gran movimiento cónico de la precesión, haciendo más de 1300 oscilaciones  en los 26000 años de la precesión.

Este vaivén del eje de rotación debido a la nutación también tiene sus consecuencias y es que el ángulo de inclinación del eje de la Tierra va cambiando con el tiempo, la llamada variación de la oblicuidad de la eclíptica.

Este cambio del ángulo de inclinación del eje de rotación de la Tierra es períodico (unos 40000 años) y, en ese tiempo, el ángulo de inclinación varía entre un mínimo de 22,1º y un máximo de 24,5º, es decir, tiene una oscilación de 2,4º.

Hace unos 9000 años el ángulo estaba en un máximo de unos 24,2º y, desde entonces, ha ido disminuyendo. Así, hace algo más de 4000 años, en la época de las pirámides de Egipto, la inclinación del eje era de unos 24º y hoy día es de unos 23,5º.

Como consecuencia más directa de la variación de la oblicuidad de la eclíptica, está el hecho de que la posición del Sol sobre la esfera celeste en una misma fecha y latitud varía con el tiempo y, por tanto, la altura de nuestra estrella en los solsticios también varía con el tiempo. Esto hace que, cuando la inclinación es alta (24,5º), los inviernos son más fríos y los veranos más calurosos, mientras que cuando la inclinación es baja (22,1º), los inviernos son menos fríos y los veranos más frescos.

Y como consecuencia de todo ello, los trópicos de cáncer y de capricornio tampoco son constantes a lo largo del tiempo.

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La vida de las estrellas

Las estrellas, aunque no en el mismo sentido biológico que nosotros entendemos, podemos decir que tienen una vida, ya que nacen, pasan gran parte de su vida fusionando hidrógeno en helio de una manera estable y finalmente mueren. ¿Y no se reproducen? Pues si bien no se reproducen tampoco como nosotros entendemos la reproducción, sí que, cuando una estrella muere, expulsa al espacio el material necesario para formar nuevas estrellas, y planetas.

En este artículo intentaré explicar todo este proceso en la vida de una estrella, desde su nacimiento hasta su muerte.

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M16, La nebulosa del Águila

Las estrellas nacen dentro de las nebulosas interestelares, esto es, enormes, frías y densas nubes de gas, principalmente hidrógeno y algo de helio, y partículas de polvo.

Estas nebulosas, como la nebulosa del Águila, M16 (imagen de la izquierda), una nebulosa de emisión que se encuentra en la constelación de la Serpiente (Serpens Cauda), abundan en las galaxias jóvenes como la nuestra, en concreto en los brazos espirales.

Las nebulosas en principio son estables, la presión interna hacia fuera contrarresta la gravedad hacia dentro, por lo que hay un equilibrio y, por tanto, estabilidad. Pero esta estabilidad no es eterna.

Las nebulosas, como el resto de objetos de las galaxias, se mueven, giran alrededor del centro galáctico, haciendo que el gas de la nube se vaya comprimiendo en ciertas zonas. Además, por causas externas a la nebulosa, como la gravedad de una estrella cercana, la explosión de una supernova o la colisión de dos o más galaxias, provocan también la comprensión del gas y que la nube se colapse por la gravedad en estas zonas.

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Protoestrella

A medida que la nube se comprime, la densidad aumenta y, por tanto, la gravedad también. Llega un momento en que la gravedad es más fuerte que la presión interna, haciendo que la nube se colapse y fragmente en trozos más pequeños y de diferente masa.

El número de fragmentos puede ser de decenas, cientos o miles, es decir, las estrellas no nacen solas, sino que lo hacen en grupos, son decenas, cientos o miles de estrellas que nacen a la vez de una misma nebulosa.

Cada uno de estos fragmentos sigue contrayéndose y haciéndose más denso y, finalmente, acaban colapsándose individualmente, convirtiéndose cada uno de ellos en las llamadas protoestrellas.

La contracción continúa en la protoestrella, haciendo que la temperatura y la presión interna aumenten (a más masa inicial tenga el fragmento, mayor será la temperatura y la presión). El gas de la protoestrella empieza a girar, creando un disco a su alrededor de gas y polvo, residuo del colapso de la nube.

En estos momentos, las protoestrellas ya comienzan a tener aspecto de estrellas, tienen una forma esférica, pero todavía obtienen la energía del colapso gravitatorio, no de reacciones nucleares. Además, a su alrededor hay este disco oscuro. Éste no es uniforme y en las zonas donde hay más acumulación de materia se formarán, probablemente, planetas. Es por ello que este disco se llama disco protoplanetario, ya que en él se formará el futuro sistema planetario que acompañará a la estrella una vez se forme.

La contracción de la protoestrella y el colapso continúa, por lo que la presión y la temperatura interna de la misma sigue aumentando cada vez más. Llega un momento en el que la temperatura en el centro de la protoestrella aumenta lo suficiente, unos 10 millones K (K o Kelvin, ni ºK ni grados Kelvin, es la unidad de temperatura en el Sistema Internacional, donde 0ºC equivalen a 273 K, en concreto 273,15 K y -273,15ºC son 0 K, el cero absoluto, la temperatura más baja que se puede alcanzar), como para desencadenar la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Ésta hace que la contracción gravitatoria pare y el astro entre en equilibrio; en estos momentos, la estrella comienza a brillar y se dice que ha nacido formalmente.

Como he comentado, estas reacciones nucleares comienzan fusionando hidrógeno en helio. El hidrógeno es el elemento más sencillo, su núcleo contiene un único protón y el helio el segundo (su núcleo contiene dos protones). En concreto, cuatro núcleos de hidrógeno se convierten en uno de helio, generando una enorme cantidad de energía. Pero entonces resulta que la la suma de los cuatro núcleos de hidrógeno es menor que la del núcleo de helio resultante y ¿dónde está está pérdida de masa? Se ha convertido en energía, cuya cantidad se puede calcular con la famosa ecuación de Einstein, E=mc2.

Esta reacción resumida es la siguiente:

reaccion proton proton

Esta reacción nos dice que, cuatro núcleos de hidrógeno (H), es decir, cuatro protones (el superíndice izquierdo nos indica el número de partículas, protones más neutrones, que tiene el núcleo y el subíndice izquierdo el número de protones), reaccionan formando un núcleo de helio (He) con dos protones y dos neutrones (por eso el superíndice 4, número total de partículas, y el subíndice 2, número de protones), dos positrones, e+, (partículas subatómicas de una masa y un tamaño muy, muy pequeños, como el electrón, y con carga positiva, es decir, es la antimateria del electrón, por eso se llama también antielectrón), dos neutrinos, νe, (partículas subatómicas de una masa y un tamaño también muy, muy pequeños, pero sin carga) y dos fotones en forma de radiación gamma (γ), la cual es muy energética. En esta reacción se producen 26,7 MeV (megaelectronvoltios).

Todo el proceso, llamado cadena protón protón, contiene tres reacciones, tal como indica el siguiente esquema:

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Cadena protón protón

Empieza con la fusión de dos núcleos de hidrógeno-1 (es el isótopo más común y sencillo del hidrógeno, su núcleo contiene un protón y ningún neutrón), es decir, dos protones, formando un núcleo de deuterio (un isótopo del hidrógeno con un núcleo con un protón y un neutrón) más un positrón y un neutrino. En una segunda reacción, un núcleo de deuterio se fusiona con un protón (hidrógeno-1), dando un isótopo del helio con un núcleo con dos protones y un neutrón, helio-3, y se desprende energía (un fotón en forma de rayos gamma). En la tercera y última reacción, dos isótopos de helio-3 se unen y forman otro isótopo del helio con un núcleo con dos protones y dos neutrones (helio-4), más dos protones.

Los protones tienen carga positiva, por lo que, la fuerza electrostática hace que se repelan. Es decir, si dos protones se aproximan, la fuerza electrostática hace que se repelan y se separen. Pero existe una fuerza más intensa que la electrostática, la fuerza nuclear fuerte, la cual hace posible que dos protones venzan la fuerza electrostática y puedan unirse. Pero esta fuerza nuclear fuerte solo actúa a distancias muy cortas, los protones tienen que estar muy cerca entre ellos para que venza a la fuerza electrostática.

Si dos protones se aproximan, la repulsión por la fuerza electrostática hace que dicha aproximación se detenga y después se separen. Si la velocidad de acercamiento es mayor, se aproximarán más, pero finalmente la repuslón electrostática los separará. A medida que aumenta la temperatura en el interior de la protoestrella, mayor es la velocidad a la que se mueven las partículas y, por tanto, los protones. Así, a medida que aumenta la temperatura, los protones se mueven más deprisa y se acercan más entre sí. Cuando la temperatura es de 10 millones K, la velocidad de los protones es tan alta que se acercan entre ellos lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte sea más intensa que la electrostática, venciendo así su repulsión y uniéndose mediante la reacción nuclear comentada. Por eso se necesitan estas temperaturas tan elevadas para que los núcleos atómicos se fusionen.

Cuando comienzan estas reacciones nucleares, se generalizan por todo el núcleo de la protoestrella y nace la estrella. Estas reacciones contrarrestan la gravedad y el colapso se para, estabilizando la estrella, la presión hacia afuera debido a la radiación por las reacciones nucleares, se iguala a la fuerza de la gravedad que tira hacia el interior, manteniendo un equilibrio en la estrella que, además, determina su tamaño y que dura apenas sin cambios el 90% de la vida de la estrella. Por otro lado, las reacciones nucleares mantienen la temperatura de la estrella.

La estructura en una estrella recién formada es sencilla, tiene un núcleo activo que es donde se dan las reacciones nucleares y que produce la energía que mantiene estable la estrella. Fuera del núcleo no se dan reacciones nucleares, es una zona inerte. Pero la energía que se produce en el núcleo se propaga desde éste hasta la superficie, propagándose por la zona inerte y manteniendo caliente toda la estrella.

Pero no todas las protoestrellas alcanzan la temperatura suficiente como para que se produzcan las reacciones de fusión nuclear. Para ello, se necesita una masa mínima, el denominado límite subestelar, que es de 0,08 masas solares (unas 80 veces la masa de Júpiter). Por debajo de este valor, nunca alcanzarán la temperatura suficiente para que se produzcan las reacciones de fusión nuclear. Estos astros, denominados enanas marrones, continuarán obteniendo energía a partir del colapso gravitatorio. Incluso pueden llegar a fusionar deuterio (hidrógeno-2, no hidrógeno-1), ya que esta fusión se consigue con 100000 K. Pero el deuterio es un isótopo raro del hidrógeno y dicha fusión durará poco tiempo. Así, las enanas marrones, durante un tiempo serán algo calientes y brillarán, pero llegará un momento que ya no se comprimirán más y se irán enfriando y apagando.

Las enanas marrones son así astros que no llegaron a ser estrellas, por ello se las denomina también, estrellas fallidas. Pero tampoco son planetas, de hecho son más grandes; están entre éstos y las estrellas verdaderas. Se considera que la masa de una enana marrón está entre las 13 y las 80 masas de Júpiter. Por debajo de las 13 masas de Júpiter pasaríamos al mundo de los planetas y por encima de las 80 (o 0,08 masas solares), al de las estrellas.

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M44, el Pesebre

Como ya he comentado, cuando la nebulosa se colapsa y fragmenta, lo hace en muchos fragmentos y cada uno de estos fragmentos formará una estrella. De esta manera, las estrellas no nacen solas, sino que lo normal es que nazcan unas cuantas estrellas a la vez y de la misma nebulosa.

Al principio, todas estas estrellas nacidas a la vez se encuentran cercanas entre ellas, formando los denominados cúmulos abiertos, como el cúmulo del Pesebre, M44 (imagen de la izquierda), un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Cáncer. Pero las estrellas de un cúmulo abierto se van separando con el tiempo hasta que las estrellas quedan ya bastante distanciadas unas de otras y el cúmulo desaparece.

HR

Diagrama Hertzsprung-Russell

Una vez comienza la fusión nuclear, la nueva estrella pasa a la secuencia principal del diagrama Hertzsprung-Russell, donde pasará la mayor parte de su vida (aproximadamente, el 90%).

La secuencia principal es una especie de diagonal del diagrama Hertzsprung-Russell. Va desde la zona superior izquierda, donde se sitúan las estrellas más masivas, con una fusión nuclear más veloz y, por tanto, brillan más y son más calientes, pero su vida es más corta (son las gigantes azules), hasta la zona inferior derecha, donde se sitúan las estrellas menos masivas, con una fusión nuclear más lenta y, por tanto brillan menos y son más frías, pero su vida es más larga (son las enanas rojas). A lo largo de la secuencia principal, desde las gigantes azules a las enanas rojas, las estrellas disminuyen en masa, luminosidad y temperatura, pero aumentan en tiempo de vida. A más masiva sea la estrella, menos tiempo estará en la secuencia principal, ya que una estrella grande quema antes el combustible que una pequeña.

El Sol está actualmente en la secuencia principal, se sitúa más o menos por el centro de la misma. Lleva en ella 5000 millones de años y todavía le quedan otros tantos para salirse de ella.

En la secuencia principal, las estrellas se mantienen estables antes de evolucionar a gigantes o supergigantes rojas, y se van desplazando hacia la derecha a medida que aumenta el radio y disminuye la temperatura.

A medida que la estrella quema hidrógeno para convertirlo en helio, éste, más denso, se va hacia el núcleo de la estrella y aquél a las capas más externas. De esta manera, en el núcleo de la estrella cada vez hay menos hidrógeno y más helio. Llega un momento en el que en el núcleo de la estrella solamente hay helio y en él ya no se producen reacciones nucleares, es inerte. Alrededor de este núcleo de helio inerte hay una zona activa, pues en ella hay hidrógeno y se siguen realizando reacciones nucleares de fusión de hidrógeno en helio.

El núcleo de helio se va haciendo cada vez más denso y como en él no se producen reacciones nucleares, empieza a contraerse debido a la gravedad y se colapsa. Ello hace que a su vez siga aumentando la densidad y la temperatura del núcleo y también que las reacciones nucleares de la zona activa que envuelve al núcleo sean más intensas, aumentando la producción de energía y la presión de la radiación, que vence a la fuerza hacia el centro de la gravedad.

Como consecuencia de todo esto, la estrella se expande. Sus capas más externas, como están alejadas del núcleo, se enfrían y, por tanto, la estrella adquiere un color rojizo y se convierte en una gigante o supergigante roja, saliendo de la secuencia principal. A partir de aquí, el destino de la estrella dependerá de su masa.

Las estrellas de masa muy baja (la mitad que la del Sol o menos), viven mucho tiempo (decenas de miles de millones de años). Se sitúan abajo y a la derecha de la secuencia principal (enanas rojas) y van quemando muy lentamente el hidrógeno de su núcleo.

Tamaños

Comparativa de tamaños

En las enanas rojas, una vez se ha agotado el hidrógeno de su núcleo, comienzan a quemar el de las capas externas y se expanden. Cuando se agota también este hidrógeno, la estrella se colapsa, ya que la presión interna no contrarresta la gravedad. En este colapso, la temperatura interna y la presión aumentan, pero no lo suficiente como para fusionar el helio del núcleo. Esto hace que la estrella se vaya enfriando, apagando, encogiendo y, finalmente, muriendo, acabando como una pequeña y tenue enana negra.

Los astrónomos hablan de unas hipotéticas enanas negras. Éstas serían la consecuencia del enfriamiento total de una enana roja o de una enana blanca. Pero el tiempo requerido para esto es de decenas de miles de millones de años, por lo que, desde el big bang (hace unos 13700 millones de años), todavía no ha pasado tiempo suficiente para que se haya formado ninguna enana negra.

El destino de las estrellas de masa mediana (como el Sol) y masivas o muy masivas, es muy diferente entre ellas y al de las enanas rojas.

vida estrellas

Etapas de la vida de las estrellas

Las estrellas medianas (entre 0,5 y 9 masas solares), tienen una vida media (unos 10000 millones de años) y están situadas por el centro de la secuencia principal. Como he comentado anteriormente, una vez agotan el hidrógeno del núcleo, comienzan a fusionar el de las capas externas y la estrella se expande convirtiéndose en una gigante roja.

Una estrella en fase de gigante roja puede aumentar su diámetro hasta unas 100 veces. De esta manera, dentro de unos 5000 millones de años, cuando el Sol se convierta en una gigante roja, su tamaño aumentará desde un diámetro actual de 1400000 km (unas 0,01 Unidades Astronómicas, UA) a un diámetro de 1 UA (unos 150 millones km). Se hará tan grande que absorberá las órbitas de los planetas interiores (Mercurio, Venus y la Tierra).

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El Sol ahora y cuando sea gigante roja

Una vez agota el hidrógeno de las capas externas, la estrella se colapsa porque la presión interna no contrarresta la gravedad y comienza a aumentar la temperatura y la presión interna. En estas estrellas, la temperatura interna aumenta lo suficiente (unos 100 millones K), como para desencadenar la fusión nuclear del helio en carbono. En concreto, tres núcleos de helio forman uno de carbono. La fusión del helio también origina oxígeno, en concreto, cuatro núcleos de helio forman uno de oxígeno. En ambas reacciones, como en la de hidrógeno en helio, hay una pérdida de masa que se convierte en energía.

El carbono y el oxígeno, más densos que el helio, se van hacia el núcleo y el helio va formando una capa alrededor del núcleo. Además, tenemos la capa más externa de hidrógeno en la que no se produce ninguna reacción nuclear. De esta manera, en el núcleo cada vez hay menos helio y más carbono y oxígeno. Cuando agota el helio nuclear ocurre como cuando se agota el hidrógeno nuclear: en el núcleo de carbono y oxígeno ya no se producen reacciones nucleares, es inerte y la estrella empieza a fusionar el helio de la capa que envuelve al núcleo inerte de carbono.

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M27, la nebulosa Dumbbell

Por la misma razón que cuando fusiona el hidrógeno de la capa activa que envuelve al núcleo inerte de helio, cuando quema el helio de la capa que envuelve al núcleo, la estrella vuelve a expandirse y las capas externas se desprenden de la estrella y se liberan al espacio, formando los gases de estas capas liberadas unas estructuras muy peculiares, las denominadas nebulosas planetarias, como M27, la nebulosa Dumbbell (imagen de la izquierda), una nebulosa planetaria que se encuentra en la constelación de la Zorrilla (Vulpecula).

Cuando agota el helio de las capas externas al núcleo, se detienen las reacciones nucleares y la estrella vuelve a colapsarse, ya que no hay nada que contrarreste la gravedad. De esta manera, la temperatura y la presión interna aumentan, pero no lo suficiente como para fusionar el carbono y el oxígeno del núcleo.

La estrella sigue colapsándose debido a la gravedad, de manera que los átomos cada vez se van apretando más los unos a los otros, hasta que llega un momento en que no puede comprimirse más y el colapso se detiene. En estas circunstancias, los electrones, que apenas tienen espacio para moverse, lo han de hacer a unas velocidades muy altas, generando una presión (presión de degeneración electrónica), que es la que para el colapso de la estrella.

Lo que queda de la estrella original, su remanente, es una estrella muy pequeña y muy densa, del orden de toneladas/cm3, es lo que se denomina una enana blanca. Es tan densa que, una estrella como el Sol queda reducida a un volumen como el de la Tierra (unas 2 t/cm3). El volumen de un terrón de azúcar compuesto de la materia de una enana blanca, tendría una masa de varias toneladas.

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M57, la nebulosa del Anillo

En el centro de las nebulosas planetarias se puede observar la enana blanca, el remanente de la estrella que formó dicha nebulosa, como en la imagen de la derecha, que es un recorte de una foto que hice a la nebulosa del Anillo (M57), una nebulosa planetaria que se encuentra en el cielo en la constelación de la Lira.

Las enanas blancas están prácticamente constituidas de carbono y oxígeno y una pequeña parte de hidrógeno y helio en su superficie. En el momento de formarse la enana blanca, está muy caliente y la estrella brilla, pero con el tiempo se va enfriando, apagando y extinguiendo, hasta convertirse en una enana negra. Pero como ya he comentado, este proceso es muy lento y todavía no ha pasado suficiente tiempo desde el big bang como para que se haya formado ninguna enana negra.

Las estrellas masivas y muy masivas (de mas de 9 masas solares), tienen una vida corta (unos pocos de millones de años) y están situadas arriba y a la izquierda de la secuencia principal (gigantes azules). Como pasa con las estrellas medianas, una vez agotan el hidrógeno nuclear, comienzan a fusionar el hidrógeno de las capas externas al núcleo inerte de helio y se expande, pero en este caso se vuelven enormes; son las llamadas supergigantes rojas.

En la imagen siguiente podemos ver la comparativa de diferentes estrellas. Betelgeuse y Antares son supergigantes rojas, Rigel una gigante azul, Aldebarán una gigante naranja y Pollux, Sirio y el Sol son medianas.

Medidas

Tamaños de algunas estrellas

Betelgeuse, Antares y Aldebarán ya no están en la secuencia principal, mientras que Rigel, Pollux, Sirio y el Sol, todavía lo están.

Como también ocurre en las estrellas medianas, al agotarse el hidrógeno de las capas externas, la estrella se colapsa, aumentando la temperatura y la presión interna hasta que la temperatura alcanza la temperatura suficiente como para desencadenar la fusión nuclear del helio en carbono y oxígeno.

Pero a diferencia de las estrellas medianas, una vez agota el helio nuclear, primero, y el de las capas externas al núcleo, después, al volverse a colapsar la estrella, en el núcleo sí se alcanza la temperatura suficiente como para que se produzcan nuevas reacciones nucleares de fusión del carbono y el oxígeno y la estrella vuelve a expandirse.

Fusiones

Nucleosíntesis

Este proceso expansión-colapso se repite formando en su interior los 26 primeros elementos químicos, es decir, hasta el hierro. Este proceso es conocido como nucleosíntesis.

tabla periodica

Los 26 primeros elementos químicos

En la tabla anterior, que es una tabla periódica de los elementos con los 26 primeros, se indica el número atómico (arriba a la izquierda), que nos indica el número de protones que tiene el núcleo, el símbolo del elemento y su nombre.

Capas

De esta manera, la estrella estará formada por una serie de capas concéntricas, como si fuera una cebolla, desde la más externa formada por el elemento más ligero (hidrógeno), hasta la más interna formada por el elemento más pesado (hierro).

Pero el hierro es el último elemento que se forma en el núcleo de las estrellas. A partir del hierro, ninguna reacción nuclear produce energía. Al no producirse ninguna reacción nuclear, es la gravedad la única fuerza, por lo que la estrella se colapsa rápidamente sobre el núcleo de hierro. Este colapso ejerce una enorme presión sobre el núcleo, que hace que los electrones se junten con los protones, neutralizándose y formando neutrones. De esta manera, el núcleo de la estrella se convierte en una esfera de neutrones.

Así, al colapsarse la estrella, colapso que es rapidísimo, todas las capas externas de la misma chocan con este núcleo de neutrones, comprimiéndose todavía más, por lo que la presión y la temperatura aumentan enormemente (la temperatura alcanza los miles de millones de grados), haciendo que estas capas reboten en el núcleo de neutrones en una enorme explosión conocida como supernova.

En esta explosión se acaban de producir el resto de los elementos químicos, desde el cobalto (elemento 27) al uranio (elemento 92), los cuales salen despedidos, junto con los elementos más ligeros formados anteriormente, a una velocidad de más de 10000 km/s, diseminándose al espacio.

Estos elementos se distribuyen entre el espacio y serán materia prima para que las siguientes generaciones de estrellas se formen con un mayor contenido de elementos químicos. Todo este material producido en la muerte de la estrella, servirá para formar nuevas estrellas, planetas y vida.

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M1, la nebulosa del Cangrejo

Todo el carbono de nuestros cuerpos y del resto de seres vivos, todo el silicio de los chips, todo el oro de nuestras joyas, todo el hierro y el níquel del núcleo de la Tierra, todo el oxígeno que respiramos, …, toda esta materia, toda la materia que hay en la Tierra y en todo el Sistema Solar, se formó hace miles de millones de años al morir una estrella enorme y fue expulsada al espacio al explotar como supernova

Poco después de la explosión, y durante los siguientes miles de años, podemos observar una nebulosa que se expande por el espacio; es lo que se denomina remanente de supernova, como la imagen de la derecha, que es un recorte de una fotografía que hice de la famosa nebulosa del Cangrejo (M1), el remanente de una supernova que fue observada y documentada en el año 1054.

Lo que queda de la antigua estrella, el remanente estelar, se colapsa y, dependiendo de su masa, pueden pasar dos cosas.

estrella neutrones

Estrella de neutrones y la Tierra

En las estrellas masivas, esto es, si la masa inicial de la estrella está entre 9 y 30 masas solares, el remanente estelar es de entre 1,4 y 3 masas solares.

En este caso, después del colapso, toda la materia del núcleo se comprime y se forma una estrella de neutrones, muy densa y compacta (entre 3,7·1017 y 5,9·1017 kg/m3, mucho más densa que una enana blanca), formada básicamente por neutrones. Una masa entre 1,4 y 3 masas solares comprimida en un volumen de una esfera de radio entre 10 y 20 km.

Las estrellas de neutrones pueden girar muy rápidas sobre sí mismas, varios cientos de veces por segundo, emitiendo ondas de radio en cada vuelta como si fueran un “faro cósmico”; en este caso la estrella de neutrones se llama pulsar, del acrónico en inglés pulsating star, como el que se encuentra en el centro de la nebulosa del Cangrejo, el conocido como pulsar del Cangrejo (PSR B0531+21).

Pero en las estrellas supermasivas, de más de 30 veces la masa del Sol, el remanente estelar supera las 3 masas solares. En este caso, el colapso del núcleo de neutrones no se detiene, sino que continúa, por lo que la gravedad cada vez es más intensa. En principio este colapso continuaría indefinidamente, pero llega un momento en que la gravedad es tan grande que la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz.

La velocidad de escape de un astro, es la velocidad que necesita un cuerpo para vencer la gravedad del astro y “escapar” de él. Así por ejemplo, en la Tierra, la velocidad de escape es de 11,2 km/s (un cuerpo lanzado desde la superficie de la Tierra a una velocidad menor a los 11,2 km/s, volvería a caer, mientras que por encima de esa velocidad, abandonaría la Tierra y se adentraría en el espacio), en la Luna es de 2,4 km/s y en el Sol de 617,7 km/s.

agujero negro

Agujero negro

Si la velocidad de escape iguala la velocidad de la luz, unos 300000 km/s, según la teoría de la relatividad, no hay nada que supere esta velocidad, lo cual significa que no hay nada que pueda escapar del objeto, ni siquiera la luz. El remanente estelar es como si desapareciera; se ha formado un agujero negro.

Pero realmente no desaparece, ya que es una región del espacio que, aunque sea “invisible”, tiene una enorme fuerza de gravedad, de manera que nada puede salir de esta región.

Teóricamente, en el interior del agujero negro, el objeto continúa su contracción indefinidamente.

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Tipos de galaxias

No todas las galaxias son iguales, las hay de diferentes tamaños, desde gigantes hasta enanas, y de diferentes formas. En 1936, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, hizo una clasificación de las galaxias según su aspecto visual. Esta clasificación, si bien se ha ido ampliando a lo largo del tiempo, continua vigente hoy día.

Hubble clasificó a las galaxias en cuatro tipos, elípticas, lenticulares, espirales (con sus dos categorías, espirales y espirales barradas) e irregulares. Él pensaba que había una evolución en las galaxias desde elípticas a lenticulares y de éstas a espirales, confeccionando la denominada secuencia de Hubble. Las irregulares no encajan en ningún tipo de la secuencia.

Tipos galaxias

Secuencia de Hubble

Si bien tal evolución no es cierta, sigue siendo válida y utilizada la clasificación basada en la secuencia de Hubble.

Galaxias elípticas

Como su nombre indica, tienen forma de elipse, la cual puede tener mayor o menor excentricidad. Se denominan con la letra E seguida de un número del 0 al 7, el cual indica el grado de excentricidad. Así, las galaxias elípticas se dividen en ocho tipos nombrados desde E0 a E7: una E0 es prácticamente esférica (sin excentricidad), mientras que una E7 tiene una excentricidad elevada (alargada).

M105 01_06_2019 Querol

M105

La galaxia de la imagen de la izquierda es M105, una galaxia elíptica del tipo E1 en la constelación de Leo.

Estas galaxias tienen muy poco gas y polvo y prácticamente nada de materia interestelar. Con pocas estrellas jóvenes (apenas hay formación de estrellas), la mayoría de las estrellas de estas galaxias son viejas que giran alrededor del núcleo de una manera desordenada, aleatoria.

Tienen gran cantidad de tamaños, desde gigantes a enanas (M110, una galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda, M31), es una galaxia elíptica enana del tipo E6. Las galaxias más grandes son elípticas ya que, cuando las galaxias colisionan se funden formando enormes galaxias elípticas.

Galaxias lenticulares

Las galaxias lenticulares son un tipo de galaxias que están entre las elípticas y las espirales, ya que están dominadas por un núcleo casi esférico de estrellas viejas (como las elípticas), con un disco de estrellas y gas a su alrededor (como las espirales), pero sin los brazos espirales. Como en las elípticas, tampoco tienen mucha materia interestelar y casi tampoco hay formación de nuevas estrellas.

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NGC 3384

Como las galaxias espirales, las lenticulares pueden tener un núcleo más o menos esférico o bien una barra o banda central de estrellas. Las primeras son galaxias lenticulares que se denominan SO y las segundas son galaxias lenticulares barradas, denominadas SOB (también se denominan SBO).

La galaxia de la imagen de la derecha es NGC 3384, una galaxia lenticular SO en la constelación de Leo, cerca de M105. De hecho, M105 asoma un poco por la parte inferior derecha de la imagen. La galaxia que asoma por la parte inferior izquierda es NGC 3389, una galaxia espiral.

Tanto las lenticulares SO como las lenticulares barradas SOB se dividen en tres grupos: SO1, SO2 y SO3; SOB1, SOB2 y SOB3, donde el número indica la cantidad de polvo en el núcleo (1 pobre en polvo y 3 rica en polvo).

Galaxias espirales

Las galaxias espirales están formadas por un núcleo de estrellas viejas, con un disco rotante de estrellas y materia interestelar que orbita entorno al núcleo. El disco lo forman unos brazos espirales que se extienden a partir del núcleo y que contienen estrellas jóvenes de la secuencia principal. Además, en los brazos espirales hay una continua formación estelar. Envolviendo al disco hay un halo con cúmulos globulares y estrellas dispersas y viejas.

galaxia espiral

Partes de una galaxia espiral

Las galaxias espirales se designan con una S seguida de una a, b, c o d según la medida y el aspecto del núcleo y los brazos: las Sa tienen un gran núcleo respecto de los brazos, los cuales están apretados, mientras que las Sd tienen un núcleo pequeño y unos grandes brazos, los cuales están más dispersos. En muchas galaxias espirales, a los dos lados del núcleo hay una barra recta de la cual salen los brazos espirales; son las galaxias espirales barradas. Se designan con SB seguido de una a, b, c o d, con el mismo significado que en las espirales no barradas.

Las imágenes inferiores son de M81, una galaxia espiral tipo Sb en la Osa Mayor y de M95, una galaxia espiral barrada tipo SBb en Leo.

Galaxias irregulares

Las galaxias irregulares no tienen ninguna estructura ni simetría definida, de manera que no son ni elípticas ni espirales, no encajando así en la secuencia de Hubble. Son galaxias pequeñas que acostumbran a tener gran cantidad de gas y polvo interestelar.

M82 13_04_2017 Querol

M82

Se designan como Irr y se clasifican en dos tipos, las Irr I o tipo magallánico (por ser el prototipo la Gran Nube de Magallanes) y las Irr II. Las primeras son las más comunes y están formadas por estrellas viejas de baja luminosidad y sin núcleo. Las Irr II son más activas y están formadas por estrellas jóvenes. Suelen formarse por interacciones gravitatorias con galaxias cercanas o bien por la colisión de dos galaxias. Un ejemplo de galaxia irregular Irr II es M82, en la Osa Mayor (la imagen de la izquierda).

Hay un tercer tipo de galaxias irregulares, las galaxias irregulares enanas, bastante más pequeñas que las Irr I e Irr II. Estas galaxias se designan como di, del inglés Dwarf Irregular Galaxy (Galaxia Irregular Enana).

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Constelaciones 01/06/2019

El sábado 1 de junio de 2019, mientras le hacía unas fotos con telescopio a las galaxias M104, la galaxia del Sombrero, una galaxia espiral en Virgo y a las tres galaxias de Leo, M105, NGC 3384 y NGC 3389, estuve haciendo unas fotos sin telescopio, a las constelaciones que habían en el cielo.

A pesar de que todavía era primavera, el hecho de que ésta ya estuviera casi a finales y de que estas fotos las hice con la noche ya avanzada (entre la una y las dos de la madrugada, 23:00-24:00 UT), hizo que las constelaciones que habían en ese momento y las que, por tanto, salen en este artículo, fueran constelaciones de verano y no de primavera.

La primera foto que hice fue a la zona del Cisne, en la que, además de esta constelación, tenemos a la Lira, el Águila, Vulpecula (Zorrilla), Sagitta, Delfín y el Caballito. Como están el Cisne, el Águila y la Lira, tenemos también el asterismo que preside las noches de verano en el hemisferio norte, el Triángulo de verano, formado por Deneb del Cisne, Altair del Águila y Vega de la Lira. La siguiente fotografía, que corresponde a esta primera, está realizada, como todas las del artículo, desde Querol con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85.

Triangulo verano 01_06_2019 Querol_b

Zona Cisne

Seguidamente, moví la cámara un poco más hacia el sur, haciendo las dos fotografías de abajo, cogiendo ya al Águila entera, el Escudo y parte de la Serpiente Cola, Ofiuco y Sagitario. También estaba Saturno, que por esas fechas estaba en Sagitario.

Moví la cámara un poco más al sur para coger también al Escorpión y Sagitario de lleno, con el centro galáctico de fondo. También estaba Júpiter, que por esas fechas estaba en Ofiuco. A esta zona le hice las dos fotografías siguientes.

Girando un poco más nos encontramos con la todavía constelación de verano Libra y hacia el Oeste de ésta con Virgo, constelación ya de la primavera del hemisferio boreal. A esta zona también le hice dos fotografías.

Volví a llevar la cámara al Cisne, en concreto al norte de éste, donde las constelaciones que nos encontramos son las circumpolares y que pueden verse todo el año y toda la noche. De esta manera le hice dos fotos a esta zona en la que nos encontramos con Cefeo, Casiopea, la Jirafa, la Osa Mayor y el Dragón rodeando a la Osa Menor. Al oeste de la Osa Mayor tenemos ya las constelaciones de primavera de los Perros de Caza y Cabellaera de Berenice.

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Las constelaciones de invierno

El cielo de invierno del hemisferio norte (y de verano en el sur, aunque en este hemisferio las constelaciones se ven al revés de como las vemos en el norte y, por tanto,  las fotografías de este artículo también), es muy interesante. Por un lado tenemos la Vía Láctea, no tan espectacular como en verano, pero en cielos oscuros la podemos observar como un arco que surca el cielo desde el Can Mayor, subiendo hasta la Auriga y bajando por Casiopea y Cefeo.

Constelaciones invernales 12_01_2019 Querol_1

Constelaciones invernales

Por otro lado, seis de las constelaciones invernales tienen ocho de las 25 estrellas más brillantes del cielo: Capella en la Auriga, Cástor y Pollux en Géminis, Proción en el Can Menor, Sirio en el Can Mayor, Rigel y Betelgeuse en Orión y Aldebarán en el Tauro. Además de estas seis constelaciones, en el cielo de invierno tenemos dos más, la Liebre y el Unicornio.

Podríamos considerar una más, Eridano, pero en latitudes mayores de 32º N, no se ve entera.

La imagen de la izquierda, que es un mosaico de dos fotografías realizadas desde Querol el día 12 de enero de 2019, con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85 (todas las fotografías de este artículo están hechas desde Querol, con la misma cámara y el mismo objetivo), muestra estas ocho constelaciones y las ocho estrellas mencionadas.

Hexagono invierno 12_01_2019 Querol_1

El Hexágono de invierno

Como se comenta en el artículo Desde Orión y los asterismos de invierno, estas estrellas brillantes forman dos asterismos.

La estrella más brillante de cada una de seis constelaciones (Capella, Pollux, Proción, Sirio, Rigel y Betelgeuse), forman el enorme asterismo el Hexágono de invierno, donde cada una de las seis estrellas serían los vértices de este enorme hexágono.

También se puede coger, en lugar de Pollux, Cástor (la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis), saliendo así un hexágono más regular que con Pollux.

En la imagen anterior, que es la misma que la que abre el artículo, he marcado este asterismo.

El otro asterismo de invierno tiene forma de triángulo. Se le conoce precisamente como el Triángulo de invierno y lo forman las estrellas Proción, Sirio y Betelgeuse, las cuales estarían en los vértices de dicho triángulo.

La siguiente fotografía, realizada el día 23 de febrero de 2019, muestra este otro asterismo de invierno.

Triangulo de invierno 23_02_2019 Querol

Triángulo de invierno

La constelación que reina el cielo de invierno es, sin lugar a dudas, Orión, el Cazador. De ella ya hablo en los artículos El cinturón y la espada de Orión y en Desde Orión y los asterismos de invierno. Orión es, y siempre ha sido, mi constelación preferida. Fue la segunda que identifiqué, la primera, como muchos otros, fue la Osa Mayor.

En casa de mis padres había unos libros de diversos temas, “Biblioteca Salvat gt de grandes temas”, de los cuales tres eran de astronomía. La de veces que me los leí. Pero sobre todo me asombraban aquellas fotografías, especialmente dos, la Gran nebulosa de Orión y la nebulosa Cabeza de Caballo, ambas en la constelación de Orión. Yo pensaba que esas fotos solo se podían conseguir con aquellos telescopios enormes del observatorio de Monte Palomar y similares; nunca me imaginé que algún día, yo mismo y muchos aficionados más, podríamos conseguir con telescopios de aficionado, esas mismas fotografías y no solo eso, sino con mucha mejor calidad.

Me empecé a preguntar dónde estaba dicha constelación de Orión y, un día, bueno, una noche de invierno, asomado a la ventana de mi habitación de la casa de mis padres, en Barcelona, la cual tenía una visión desde el nordeste al sur, me di cuenta que la tenía enfrente, en el cielo por encima del mar. Resulta que siempre la había tenido allí y nunca me había dado cuenta.

Orión es muy fácil de identificar, incluso en cielos urbanos, por poseer ocho estrellas bastante brillantes que le confieren esa forma de cafetera. En la siguiente imagen, realizada el día 30 de noviembre de 2019, he señalizado estas ocho estrellas más brillantes de Orión.

Zona Orion 30_11_2019 Querol

La constelación de Orión

Empezando por la cabeza del cazador, tenemos la estrella Meissa (λ Ori, Lambda Orionis). Es una estrella doble de magnitud aparente +3,4. La estrella principal, Meissa A, es una gigante azul de tipo espectral O; la compañera, Meissa B, es una estrella más fría de tipo espectral B. Meissa, que se encuentra a unos 1100 años luz de distancia, forma parte de un cúmulo abierto denominado Collinder 69, el cual está rodeado por una nebulosa de emisión de 150 años luz de diámetro, catalogada como Sh2-264 y conocida como el Anillo Lambda Orionis. Las estrellas de Collinder 69 se formaron a partir de esta nebulosa y parece ser que es Meissa la que excita el hidrógeno de Sh2-264 y hace que la nebulosa brille. El nombre de Meissa viene del árabe, Al-Maisan, “la estrella brillante”, aunque también he leído que significa “marchando orgullosamente” ¿?

Seguidamente nos encontramos con los hombros de Orión, es decir, con las estrellas Betelgeuse (α Ori, Alpha Orionis) y Bellatrix (γ Ori, Gamma Orionis). Bellatrix, con una magnitud aparente de +1,6, es la tercera estrella más brillante de Orión. Es una estrella gigante azul del tipo espectral B que está a unos 250 años luz de distancia. Su nombre proviene del latín y significa “La Guerrera”.

Betelgeuse, a pesar de ser la estrella alfa de Orión, es la segunda más brillante de dicha constelación. Y no solo eso, de tener una magnitud visual de + 0,5, lo que la hacía ser la 10ª estrella más brillante del cielo, en la segunda mitad del año 2019 bajó su brillo en un 70%, situándose en el puesto 22º. Betelgeuse, situada a unos 500 años luz de distancia, es una estrella supergigante roja (su masa es de unas 20 veces la masa del Sol), que está en un estado avanzado de su vida. Además, es una estrella variable, su brillo varía en subidas y bajadas a lo largo del tiempo. Así que, esta disminución en su brillo podría ser debido a que esté en fase de bajada. Pero también se especula en que, esta bajada de brillo, sea debida a que está entrando en la fase de contracción de la estrella antes de colapsarse y explotar como supernova. De hecho, se piensa que esta explosión de supernova podría ser inminente, pero claro, esto a escala estelar, en nuestra escala humana podría ser mucho, mucho tiempo.

Siguiendo hacia abajo, nos encontramos con tres estrellas muy características de esta constelación y que forman el Cinturón de Orión. Estas tres estrellas, Alnitak (ζ Ori, Zeta Orionis), Alnilam (ε Ori, Epsilon Orionis) y Mintaka (δ Ori, Delta Orionis) están prácticamente alineadas, desde nuestra perspectiva terrestre, y son conocidas popularmente como “Las tres Marías”. En las proximidades de Alnitak, nos encontramos con la famosa nebulosa oscura Cabeza de Caballo resaltando sobre la nebulosa de emisión IC 434, la pequeña nebulosa de reflexión NGC 2023 y la espectacular nebulosa de la Flama (NGC 2024). Además, desde Alnitak y en dirección hacia Betelgeuse, nos encontramos con un grupo de nebulosas de reflexión, M78, NGC 2071, NGC 2064 y NGC 2067.

Del Cinturón de Orión cuelga la Espada de Orión, pero en este caso no está formada por estrellas individuales, sino por unas nebulosas y unos cúmulos abiertos. Destaca la famosa M42, que junto con la nebulosa De Mairan (M43), forman la Gran Nebulosa de Orión. También forman parte del cinturón una preciosa nebulosa de reflexión, la nebulosa del Hombre Corriendo y los cúmulos abiertos NGC 1980 y NGC 1981.

Finalmente, los pies de Orión son las estrellas Rigel (β Ori, Beta Orionis) y Saiph (κ Ori, Kappa Orionis). Rigel, con una magnitud aparente de +0,15, es la estrella más brillante de Orión y la séptima más brillante del cielo. Es un sistema triple cuyo componente principal, Rigel A, es una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B. Se encuentra a unos 860 años luz de distancia y su nombre proviene del árabe, ar-Rijl al Jabbar, “el pie izquierdo del gigante”.

Saiph, con una magnitud visual de +2, es la sexta estrella más brillante de Orión y se trata también de una supergigante blanco-azulada de tipo espectral B. Está a unos 720 años luz de distancia y su nombre viene también del árabe, saif al jabbar, “la espada del gigante”.

Alrededor de Orión nos encontramos con el resto de constelaciones de invierno, por lo que el Cazador nos servirá de referencia para encontrar estas constelaciones invernales.

Por debajo de Orión nos encontramos con dos constelaciones muy ligadas al Cazador, la Liebre, a la cual perseguía Orión y el Can Mayor, uno de sus dos perros de caza. Son dos constelaciones del hemisferio sur celeste (de hecho, el ecuador celeste pasa por el cinturón de Orión, en concreto por Mintaka), pero que se ven, bajitas en el cielo, en latitudes no muy altas del hemisferio norte terrestre. El Can Mayor es la constelación que contiene la estrella más brillante del cielo, Sirio (α CMa, Alpha Canis Majoris). Es una estrella binaria que tiene una magnitud visual de -1,46. La componente principal de Sirio, Sirio A, es una estrella blanca del tipo espectral A y de un tamaño que no llega a dos veces el del Sol; su compañera, Sirio B, es una enana blanca que no se ve a simple vista. Sirio está bastante cerca del Sol (8,6 años luz), lo que la hace la séptima estrella más cercana. Su nombre proviene del latín, Sirius, que a su vez adoptaron del griego Seirios que los cuales, a su vez, probablemente adoptaron de otras culturas.

Hay otra tercera constelación a los pies de Orión, en concreto, una parte de ella casi toca a Rigel, que es Eridano. Es una enorme constelación del hemisferio sur (es la sexta constelación mayor de las 88) que, en el hemisferio norte terrestre, solo se ve entera por debajo de los 32º por lo que, en mi latitud de Barcelona (41º N), no se ve entera. La mitología de Eridano se asocia a diversas leyendas, pero en todas ellas asocian esta constelación a un río, entre ellos, el Nilo, el Éufrates y el Po.

En las dos imágenes siguientes, realizadas la primera el 23 de febrero y la segunda el 30 de noviembre, ambas de 2019, podemos ver estas constelaciones en los pies de Orión.

A la izquierda de Orión, visto desde el hemisferio norte, esto es, a la derecha del Cazador (hacia el este), nos encontramos con tres constelaciones más de invierno: el Unicornio, el Can Menor y Géminis. El Unicornio, o Monoceros, es una constelación mediana, pero con estrellas poco brillantes que la hacen difícil identificar. De hecho, α Mon (Alpha Monocerotis), su estrella más brillante, tiene una magnitud visual de +3,9. En el Unicornio se encuentra la preciosa nebulosa de emisión la Roseta y su cúmulo asociado.

El Can Menor, una constelación pequeña (su asterismo consta solamente de dos estrellas), es el otro perro de caza de Orión. Su estrella más brillante es Proción (α CMi, Alpha Canis Minoris) tiene una magnitud visual de +0,4, lo que la situa como la octava estrella más brillante del cielo. Es una estrella binaria cuya componente principal, Proción A, es una estrella subgigante blanco-amarilla de tipo espectral F; su acompañante, Proción B, es una enana blanca difícil de observar. Proción se encuentra a unos 11,4 años luz de distancia de nosotros.

Géminis, los Mellizos, es una de las doce constelaciones del Zodiaco. Destacan sus dos estrellas más brillantes, Cástor (α Gem) y Pollux (β Gem), representando a los gemelos Cástor y Polideuco (Pollux para los romanos), nacidos de un huevo que puso Leda, la reina de Esparta, según la mitología griega. Castor, que es la segunda estrella más brillante de Géminis (la primera es Pollux), es una estrella múltiple cuya componente principal, Cástor A, es una estrella blanca de tipo espectral A. Cástor tiene una magnitud visual de +1,6 y está a una distancia de unos 51 años luz. Pollux es una gigante naranja de tipo espectral K, que tiene una magnitud visual de +1,14 y que está a una distancia de unos 33,8 años luz. En Géminis se encuentran el cúmulo abierto M35 y el remanente de supernova catalogado como IC 443 (la nebulosa Medusa).

En la siguiente imagen, realizada el día 23 de febrero de 2019, podemos ver estas constelaciones.

Zona Cancer 23_02_2019 Querol

Unicornio, Can Menor y Géminis

Estas tres constelaciones nos enlazan con la Hydra, Cáncer, el Lince y las demás constelaciones de primavera, como puede verse en la imagen siguiente realizada también el día 23 de febrero de 2019.

Zona Cancer 23_02_2019 Querol_b

Constelaciones zona Cáncer

Por encima de Orión nos encontramos con las dos últimas constelaciones de invierno, Auriga y Tauro. Estas dos constelaciones están unidas por una estrella que comparten, Elnath. Esta estrella tiene la denominación β Tau (Beta Taurus), ya que realmente pertenece a la constelación Tauro (Elnath es la segunda estrella más brillante de dicha constelación).

En las dos fotografías siguientes, podemos ver estas dos constelaciones unidas por Elnath. La primera es del 23 de febrero y la segunda del 30 de noviembre, ambas del 2019.

La constelación Auriga, el Cochero, es muy fácil de identificar por su característica forma de pentágono. Su estrella más brillante, Capella (α Aur), que está a una distancia de unos 42 años luz, en realidad es un sistema cuádruple, es decir, son cuatro estrellas. Sus dos principales componentes, Capella A y Capella B, son gigantes amarillas del tipo espectral G, mientras que las otras dos, Capella C y Capella D, son enanas rojas de tipo espectral M. En conjunto, Capella tiene una magnitud aparente de +0,05, lo que la hace la sexta estrella más brillante del cielo. El nombre de Capella proviene del latín, que significa “la pequeña cabra”, haciendo referencia a Amaltea, la ninfa griega en forma de cabra que amamantó a Zeus. Auriga tiene tres cúmulos abiertos, M36, M37 y M38, visibles perfectamente con unos prismáticos. Así como la nebulosa de emisión la nebulosa de la estrella Llameante.

Tauro, el Toro, es la última constelación invernal que nos queda. Su estrella más brillante, Aldebarán (α Tau), representa el ojo del Toro. Es una estrella de magnitud visual +0,85, haciéndola la 14ª estrella más brillante del cielo. Aldebarán, que se encuentra a una distancia de unos 67 años luz, es una estrella binaria cuya componente principal es una gigante rojo-naranja de tipo espectral K; su compañera es una enana roja de tipo espectral M. Su nombre proviene del árabe, al-dabaran, “la que sigue”, haciendo referencia a que sigue a las Pléyades en su recorrido por el cielo.

Su segunda estrella más brillante es, como ya se ha comentado, Elnath (β Tau), que une el Tauro con Auriga. Está situada a unos 133 años luz de distancia y es una estrella gigante azul de tipo espectral B, con una magnitud aparente de +1,65. Debido a que es una estrella compartida con Auriga, Elnath también tiene la denominación Bayer de γ Aur (Gamma Aurigae), aunque apenas se utiliza. Su nombre proviene del árabe, an-nath, “el que da cornadas”, por encontrarse en la punta de uno de los cuernos del Toro.

El Tauro contiene dos cúmulos abiertos bastante cercanos a nosotros y visibles a simple vista, las Híades y las Pléyades. Aunque parezca que Aldebarán pertence a las Híades, no tiene nada que ver con este cúmulo, casualidades de nuestra perspectiva terrestre. Las Pléyades es un bonito cúmulo abierto que parece una Osa Mayor pequeña. Además, en el Tauro nos encontramos con el famoso remanente de supernova M1, la nebulosa del Cangrejo.

Auriga, por el este, nos enlaza con el Lince y las constelaciones de primavera. Por encima de Auriga y del Tauro nos encontramos con Perseo, Aries, el Triángulo y otras constelaciones de otoño, como puede verse en las siguientes imágenes, realizadas los días 7 de diciembre de 2018 (la primera) y 30 de noviembre de 2019 (la segunda).

Finalmente, por el oeste del Tauro y de Eridano, nos encontramos con la Ballena y el resto de constelaciones de otoño, como puede verse en la imagen siguiente, realizada el día 23 de febrero de 2019.

Zona Andromeda 23_02_2019 Querol

Constelaciones zona Aries

En la imagen siguiente, realizada a partir del Stellarium, pueden verse las figuras que representan las constelaciones invernales.

consts_invierno

Figuras de las constelaciones de invierno

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Luna y Venus 29/01/2020

Luna-Venus 29_01_2020_c

Luna-Venus

Durante los últimos días de enero y primeros de febrero de 2020, la Luna y Venus han estado visibles en el mismo momento en los atardeceres. En concreto, desde el primer día del ciclo lunar, esto es, desde el 25 de enero, hasta su día 16 (un día después de Luna llena), estos dos astros del Sistema Solar han permanecido visibles en el mismo momento.

Desde el 25 de enero hasta el 28 del mismo mes, ambos astros fueron aproximándose; en concreto, el día 28, día de su máxima aproximación, estaban muy próximos en el cielo. A partir de ahí, se fueron alejando día tras día.

Aprovechando tal evento, el día 29 de enero me subí al terrado de mi vivienda en Cornellà de Llobregat, para hacer fotos de esta aproximación. Para ello utilicé la Canon EOS 70D y los objetivos Canon 15-85 y 70-300.

En la imagen anterior podemos ver a la Luna y a Venus bastante próximos en el cielo. Venus es ese puntito que se ve por debajo y hacia la derecha de la Luna. Ya no estaban tan próximos como el día anterior, pero sí bastante.

Las dos imágenes siguientes son también de esta aproximación de nuestro satélite y nuestro planeta vecino.

Aumenté la focal del 15-85 para hacer una última fotografía de la aproximación de los dos astros.

Luna-Venus 29_01_2020_d

Aproximación Luna-Venus

El día 29 de enero, la Luna estaba creciente en su cuarto día, con un 16% de iluminación. En estos días tempranos de la Luna, la zona oscura (de noche) de nuestro satélite, aparece iluminada con una luz muy tenue, la llamada luz cenicienta. Esta iluminación es debida a la Tierra: la luz del Sol que incide en nuestro planeta, es reflejada e ilumina tenuemente la Luna, la zona no iluminada directamente por el Sol, de la misma manera que la luz de la Luna (la luz del Sol reflejada en la Luna), nos ilumina tenuemente por la noche.

En la fotografía anterior puede verse esta luz cenicienta de la Luna. Pero ésta se ve mucho mejor en la imagen siguiente, realizada en este caso con el 70-300.

Luz cenicienta 29_01_2020

Luz cenicienta

Con el 70-300 hice una más, la imagen siguiente, la Luna creciente en su cuarto día del ciclo.

Luna creciente 29_01_2020_a

Luna creciente de 4 días

Aunque con telescopio podemos observar unos cuantos cráteres, con el teleobjetivo también es posible observar algunos. En la imagen siguiente, que es la misma que la anterior, he indicado los más importantes, así como el Mare Crisium y parte del Fecunditatis, los únicos mare que se ven con cuatro días.

Luna creciente 29_01_2020_b

Luna creciente de 4 días

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Luna de 16 días, un día después de llena

El sábado 11 de enero de 2020, la Luna estaba gibosa menguante, con una edad de 16 días (un día después de llena) y con un 99% de iluminación. Este hecho, el que estuviera prácticamente en fase de Luna llena, hacía que no fuera el mejor momento para su observación y fotografía, pero quería probar una cámara de nueva adquisición para astrofotografía planetaria, una ZWO ASI 224 MC, así que aproveché que me encontraba en Querol para montar el telescopio y fotografiar la Luna.

Luna gibosa menguante 11_01_2020 Querol_a

Luna gibosa menguante

Antes de probar dicha cámara quería hacerle una foto a la Luna entera con el telescopio y la réflex, pero como me ha ocurrido en más de una ocasión, me olvidé algo en casa, es que tengo una cabeza.

En concreto me dejé una pieza que sirve para poder acoplar el cuerpo de la réflex en el telescopio, el llamado adaptador T, con lo que no pude hacer la foto de la Luna entera con el telescopio.

De todas maneras, como tenía el teleobjetivo (Canon 70-300), lo puse en la réflex (Canon EOS 70D) y le hice la foto anterior.

Luna gibosa menguante 11_01_2020 Querol_b

Luna gibosa menguante

Al estar prácticamente llena, la iluminación es tan intensa que los cráteres son prácticamente inapreciables. No obstante, los tres representativos de la Luna, Plato en el norte, Copernicus en el centro y Tycho en el sur, se ven incluso en Luna llena; en estos dos últimos podemos observar perfectamente sus sistemas de rayos, los cuales son visibles precisamente cuando la Luna está llena o casi llena.

Otro cráter con sistema de rayos es Kepler, un poco a la izquierda de Tycho, el cual también puede verse. Otros cráteres que podemos ver, a pesar del enorme brillo de la Luna, son el enigmático Aristarchus y el oscuro Grimaldi, ambos en la zona oriental de nuestro satélite.

En la zona occidental, en el terminador son observables los cráteres Langrenus y Petavius y, lo que siempre podemos ver cuando la Luna está llena o casi llena, son todos sus mares.

En la imagen anterior, que es la misma que la primera, he puesto los nombres de los cráteres citados, así como de los mares principales.

Una vez realizada esta fotografía, monté el telescopio (el reflector Skywatcher 200/1000) y me dispuse a hacer fotos del terminador con la ASI 224 MC. En concreto hice tres, una del norte, otra del centro y otra del sur. Esta primera es la de la zona norte del terminador.

Destaca en esta zona el Mare Crisium. Como el resto de los mares de la Luna, se trata de un enorme cráter cuyo fondo se inundó de lava fluida. No es circular, como nos parece al mirarlo desde la Tierra, sino más bien ovalado, midiendo unos 570 km de norte a sur y unos 620 km de este a oeste. El Mare Crisium está rodeado de los restos de la pared del antiguo cráter, de 3000 metros de altura. Además, después de la inundación de lava, cayeron algunos meteoritos que formaron cráteres, como Picard y Peirce.

Al norte del Mare Crisium destaca el cráter Cleomedes, formado casi a la par que aquél. Es un cráter de 126 km de ancho y 3000 metros de profundidad, con algunos pequeños cráteres en su interior y una pequeña montaña en su centro. Al norte de Cleomedes destaca un trío de cráteres, Burckhardt, Geminis y Messala de 55 km, 85 km y 125 km de diámetro respectivamente.

La fotografía anterior, la segunda que realicé, corresponde a la zona centro del terminador. En ella nos encontramos con el Mare Fecunditatis, que tiene una extensión de unos 600 km x 500 km y cuya cuenca se solapa con la del Mare Tranquilitatis y el Mare Nectaris. Al este del Mare Fecunditatis nos encontramos con el cráter más destacado de esta zona de la Luna y uno de los más bonitos cráteres lunares; se trata de Langrenus, un precioso cráter de unos 130 km de diámetro y con una muralla interna en forma de terraza de unos 2600 metros de altura. En el centro de Langrenus se encuentran dos picos de unos 1000 metros de altura.

Por debajo de Langrenus nos encontramos otro cráter interesante, Vendelinus, más antiguo que aquél, de unos 150 km de diámetro y con una muralla de unos 1000 metros de altura. Vendelinus está bastante deteriorado debido a impactos más recientes, como el que formó el pequeño cráter Lohse, al norte de Vendelinus, y de unos 50 km de diámetro.

La siguiente fotografía es la tercera y última que realicé y corresponde a la zona sur del terminador de la Luna con 16 días.

Sin lugar a dudas, en esta zona del terminador, el cráter que más destaca es Petavius, tan interesante como Langrenus y el cual se ve con más detalle en la foto de la zona centro. Situado en el sur del Mare Fecunditatis, Petavius es un cráter de 177 km de anchura y con una pared interna de 3300 metros de altura. En su centro hay un macizo montañoso con cinco picos, de los cuales, el más alto, tiene 1700 metros. Al noroeste de Petavius nos encontramos un pequeño cráter de 57 km de diámetro y 2300 metros de profundidad, es el cráter Wrottesley.

Por debajo de Petavius hay dos cráteres más pequeños pero interesantes, son Stevinus y Snellius, de unos 80 km de diámetro. El suelo de Stevinus es llano y con una montaña central, mientras que el de Snellius es más accidentado.

Finalmente, otro cráter interesante de esta zona es Furnerius, más al sur que los dos anteriores. Se trata de un cráter de 125 km de diámetro que se encuentra bastante deteriorado, debido a diversos impactos posteriores a su formación que formaron una serie de pequeños cráteres.

La siguiente imagen es un mosaico de las tres anteriores, donde podemos observar todo lo comentado en este artículo.

Terminador Luna 11_01_2020 Querol

Terminador de la Luna un día después de llena

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