El Transito de Venus y el factor de escala

Como ya saben, los planetas se mueven en orbitas en torno al Sol, esto implica, claro, que en algún momento un planeta se interpondrá entre sus vecinos y el Sol. Esto pasa con los dos planetas interiores (mas cercanos al Sol) de la Tierra, nuestros vecinos Venus y Mercurio.

Cuando sus orbitas los llevan a los lugares adecuados, desde la Tierra se ven a estos  planetas cruzando la superficie del Sol, a esto se le llama un transito. Mientras que los tránsitos de Mercurio son relativamente comunes, los tránsitos de Venus son mas raros pero mucho mas interesantes. Por una parte los tránsitos de Venus son mas fáciles de observar, al ser Venus un planeta casi tan grande como la Tierra y al estar en una orbita tan cercana a la Tierra se ve un punto grande oscuro ante la superficie brillante del Sol, y por otra parte estos tránsitos tienen mucho historia.

Dejare la historia de los tránsitos de venus para otra entrada ahora lo que quiero es hablarles del siguiente transito de Venus, este 5 de Junio (2012) y las formas de observarlo.

En primer lugar veamos desde donde se podrá observar el transito. Vean el siguiente mapa para que se den una idea:

Mapa de visibilidad del Transito de Venus.

En efecto no desde cualquier lugar se podrá observar, por lo que les recomiendo a los que viven e la parte del mundo adecuada que estén pendientes con su equipo de observación y que recuerden que esto es una observación solar e implica todos los riesgos asociados a ver el Sol por lo que se les pide leer las entradas sobre seguridad en observación solar 1 y 2.

Pero veamos, si lo quieres observar únicamente de forma visual (sin fotografiar), les basta con tomar las precauciones adecuadas. Pero si quieren tomar imágenes del transito ya la cosa se pone mas difícil, pero es mas interesante.

Para Lograr tomar fotografías uno necesitaría un telescopio, filtro solar y la cámara.

Sobre el telescopio recomendaría que sea chico, un pequeño refractor de 60 mm estaría bien aunque no se debe descartar el uso de otros telescopios pequeños (yo usare un Schmidt-Cassegrain de 150mm).

Sobre el filtro, usar un Baader el cual es recomendable. Aunque si pueden gastar un poco mas les recomiendo un Thousand Oaks de polímero. Ambos son de densidad 5 lo que los hace muy seguros ( tengo un Thousand Oaks y también estoy muy contento con el).

Ahora, sobre la cámara. Mientras que los CCDs astronómicos sueles estar diseñados para observación nocturna, es mejor para el Sol, usar una cámara planetaria. Muchas veces uno elije el equipo con el cual esta mas familiarizado, pero en el caso de la cámara uno podría pensar mas en la situación a resolver.

Durante el transito, venus se vera con un tamaño aproximado de 58" (segundos de arco). Por lo que queremos lograr la mayor resolución posible, mientras que el Sol tiene un diámetro de 1800" aprox (medio grado). Así que vemos que este es uno de esos casos en los que queremos fotografiar cosas en el cielo con la mayor resolución posible. Es algo que sueles pasar con objetos del sistema solar, por ejemplo cuando queremos fotografiar un planeta o la Luna y queremos que se vean la mayor cantidad posible de detalles en al superficie.

Así que veremos como calcular de que tamaño son los detalles mas finos que podemos obtener en una fotografía.  Primero aprenderos a calcular algo llamado "factor de escala" lo que llamare fs que es el tamaño angular que ocupa cada pixel de la cámara con un telescopio dado. 

Primero definamos algunas cosas:

Tamaño angular.- Es el tamaño del que se ve un objeto, por ejemplo, el Sol y la Luna se ven de 0.5 grados.

Medidas de tamaño angular.- Del horizonte al cenit (punto mas alto del cielo) se tienen 90 grados (90°), un grado se divide en 60 "minutos de arco" (60´) y cada minuto de arco en 60 "segundos de arco" (60").

Apertura.- (D) Es el diámetro del objetivo del telescopio (ya sea espejo o lente), medido en milímetros, (por ejemplo, el telescopio que usare tiene un objetivo de 150 mm).

Relación focal.- Es la medida de cuantas veces la apertura cabe en la distancia focal. Se suele anunciar con el signo "f/". (el telescopio que usare es f/10)

Distancia focal.- Es "Df" Es la longitud del camino que tiene que recorrer la luz dentro del telescopio entre que toca el objetivo y que se enfoca la imagen, se mide en milímetros y se calcula multiplicando la relación focal por la apertura. Es decir:

(Df= D*f/)

en nuestro caso la distancia focal del telescopio es:

Df=150 mm x 10 =1500 mm

Mientras que de cámara tenemos dos cosas:

Tamaño del píxel.- (Tp) Es el tamaño del lado de cada píxel (suelen ser cuadrados), se miden en micrómetros "um" (en realidad necesito el signo micra en griego pero no lo tengo aquí ) y tenemos 1000 micrómetros en un milímetro. Mi cámara tiene píxeles de 4.4 um.

Tamaño del sensor.- Son las dimensiones del chip de la cámara que se saca multiplicando el tamaño de cada píxel por el numero de píxeles en cada lado. Por ejemplo , un chip de 1200x1600 píxeles tiene 5.28 x 7.04 mm.

Ahora si, el factor de escala, es decir cuando espacio de cielo cae en cada píxel se saca así:

fs=206.264 x (Tp /Df)

donde el 206.264 es una constante que usaremos para manejar mejor las unidades, luego vemos de donde dale. Aquí Tp se una micrómetros y Df en milímetros. Así que el sistema del que he hablado tiene:

fs= 206.264 x 4.4 /1500 = 0.6 "/px (segundos de arco por píxel)

aquí, mientras mas pequeño sea el numero mayor la resolución. Pero la resolución del teórica del sistema sera siempre el doble de fs, es decir que el detalle mas pequeño que pueda ver en la fotografía sera de 1.2".

Pero claro, que en realidad lo que nos ponga un limite fuerte en la resolución serán las condiciones atmosféricas. Pero con esto ya pueden determinar que características son necesarias en el equipo para fotografiar algo que deseen. Por ejemplo, si tengo  fs =0.6 " y Venus se vera de 58" espero ver a Venus ocupando:

58/0.6 =96 

96 píxeles en cada fotografía. Y el campo total del cielo que vea con la cámara que tiene el chip de 1200 x 1600 es de

(1200x0.6) x (1600x0.6) = 720" x 960" = 12´x 16'

es decir, casi veré una cuarta parte del Sol con Venus de 96 píxeles.

Así que ya saben como hacer los cálculos necesarios para esta o cualquier otra astro-fotografía que quieran tomar.
 

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Como observar el Sol (sin quedarse ciego en el intento) II

Ahora hablemos sobre el uso de filtros. En primer lugar aclaremos lo que es un filtro. Los filtros que usaremos consisten un una delgada lamina de material que permiten pasar a una parte de la luz del Sol.

Filtros comerciales adaptables a la parte frontal de un telescopio.

Existen varios tipos de filtros, algunos actúan sobre toda la región visible del espectro (es decir, afectan a todos los colores) y otros actúan solo sobre colores muy específicos y a todo el resto simplemente no lo dejan pasar.

Hojas de filtro Baader, todo esto debe venir en cada paquete para estar seguro de que es original.

Existen varios tipos de filtros y materiales que alegan se pueden usar como filtro. En realidad no les recomiendo otro material que no sea filtro Baader. Pero veamos tipos y materiales para filtro.

Filtro Baader ya montado en una estructura que se puede colocar enfrente de un telescopio.

-Filtro de soldador. Esta es una de las referencias mas comunes en internet o en libros, dicen que se puede usar filtro de soldador para ver el Sol directamente pero esto no es seguro. No dudo que el filtro que puedan conseguir sea de muy buena calidad pero esta NO diseñado para ser usado con la luz del Sol son condiciones y requerimientos diferentes entre un filtro para soldar y un filtro solar.

-Película fotográfica velada. Ni se les ocurra. Esto es un completo disparate.

-Vidrio ahumado. Simplemente NO.

-Filtros "solares" para oculares. Me parece no solo inútil, sino muy cínico y anti ético por parte de un vendedor el exponer a un usuario a algo tan susceptible al fallo.

-Mylar. Este material si es usado (en muchas capas) para fabricar filtros solares. Si uno realmente sabe lo que hace se puede fabricar un filtro con mylar, pero es delicado y fácil de estropear y la imagen no siempre es de buena calidad.

-Baader. Desde que encontré este material ha sido mi favorito por seguridad y calidad. Consiste en una sola capa de material (se ve muy parecido al papel aluminio) que se coloca ante la entrada de luz del telescopio. Como es una sola capa no se tiene el problema del mylar de que al colocar varias capas se distorsiona la luz resultando en imágenes mas nítidas de manchas solares y el disco solar en general.

Ahora, ¿como conseguir un filtro Baader? la primer opción es comprarlo. Esto lo pueden hacer en cualquier tienda respetable de accesorios astronómicos o bien directamente de la institución que lo desarrollo; el Planetario Baader.

Ejemplos de filtros para oculares, uno lunar que si se puede usar (para ver la Luna claro) y otro "solar", JAMAS usen este filtro, se suelen quebrar con el calor (no se quien podría pensar que no se calentaría un filtro SOLAR).

La otra es fabricarlo, lo cual pueden hacer con cartón o plástico (yo fabrique un filtro para mis binoculares usando una caja de cartón y ha trabajado muy bien). Los detalles sobre como fabrica un buen filtro se encuentran en http://www.baader-planetarium.com/sofifolie/bauanleitung_e.htm y recuerden que antes de usar un filtro, aunque sea Baader se debe revisar si no tiene raspones o perforaciones.

La forma mas segura de ver el Sol, telescopios de un observatorio especializado, como estos del Observatorio Solar Carl Sagan. Aquí las imágenes son tomadas por cámaras especiales y vistas vía internet.

Vale la pena mencionar que aparte de este filtro que es de lo que se denominan "filtros de continuo" se pueden conseguir otros que de seguro se encontraran si buscan en tiendas de accesorios astronómicos, los de banda angosta, como los "H alfa" o "Ca II" que tienen sus usos especiales pero son mas especializados. En cualquier caso, les recomiendo que si tienen cualquier duda sobre filtros solares o formas de observación solar segura me la manden como comentario o como correo electrónico.

Pero la forma mas segura de ver el Sol es la de hacerlo vía internet en sitios de observatorios que publiquen imágenes del Sol de forma rutinaria, aquí tienen algunos:

http://www.astro.uson.mx Universidad de Sonora
http://www.spaceweather.com/ Space Weather
http://stereo.gsfc.nasa.gov/ NASA-STEREO
http://sdo.gsfc.nasa.gov/ NASA-SDO

sol solar astronomia observacion filtro 2012 telescopio

En el 2012 se nos presentarán varios fenómenos astronomicos muy interesantes uno de los primeros Es una conjunción entre Jupiter y Venus. A partir de principios de Febrero y hasta el día 13 de Marzo los planetas Júpiter y Venus se estarán viendo cada día mas y mas cercanos gracias al movimiento que siguen en sus orbitas. Este acercamiento continuara hasta que el día 13 de Marzo ambos planetas lleguen a su posición aparente más cercana y luego se alejen.

Esta conjunción se une a un fenómeno muy poco común, el de tener visibles en una sola noche a todos los planetas que son visibles a simple vista, siendo estos; Mercurio, Venus, Martes, Júpiter y Saturno. Esto es algo poco común ya que es necesario que todos estos cuerpos estén “del mismo lado” del sistema solar y esta región sea visible desde la Tierra.

En vista a esta oportunidad única y como en Hermosillo estas cosas llaman mucho la atención de la gente, el Área de Astronomía de la UNISON instalará telescopios en la plaza Emiliana de Zubeldía el día 13 a partir de las 7 pm y hace una invitación al público para que asista y disfrute de este acontecimiento poco común.

Mientras que en ciudades como Paris, Moscú, Cambridge (tanto el de Inglaterra como Massashusetts), Peking, Ginebra y Hermosillo asociaciones locales ( en Hermosillo será la Sociedad Astronómica Azoj Hamac) e instituciones locales están organizando la colocación de telescopios en lugares públicos, ustedes mismos pueden organizar algo similar en su comunidad. O inclusive, ya que estos son objetos brillantes, pueden organizar observaciones SIN telescopio y explicar el como y por que se pueden ver tantos planetas en una sola noche.

Esta es una my buena oportinudad para hacer divulgación de la ciencia que no se peuden perder.

A continuación se muestran algunos diagramas que explican a mayor detalle este fenómeno.

Simulación del cielo visto desde Hermosillo, Sonora, el 13 de Marzo viendo hacia el Oeste al principio de la noche.

Posición de los planetas el 13 de Marzo, se ve como desde Mercurio hasta Saturno se encuentran en lugares tales que nos permiten verlos en una sola noche.

Imágen similar a la anterior vista desde cerca del plano del sistema solar.

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Como observar el Sol (sin quedarse ciego en el intento) I

JAMAS VEA EL SOL DE FORMA DIRECTA.

Durante mucho tiempo he considerado escribir sobre observación solar, pero la verdad es que no lo he hecho por que es algo que si bien es una experiencia astronómica muy recompensante, es tan también sumamente peligroso si no se sabe como hacerlo. Así que no quería meter la idea de la observación solar en la cabeza de nadie sin darle los medios sobre como NO perder la vista al primer intento, pero finalmente me decidí ya que mas vale darles la información a tenerlos intentando métodos a medio entender, así que el reto para mi sera explicarme de forma adecuada y clara. Y no creo que se pueda ser mas claro que:

Imagen de: UniverseToday

JAMAS VEA EL SOL DIRECTAMENTE!!!!!!!!!

esta es la primera regla de la observación solar. Mientras que la mayoría pensaría que eso es algo bastante fácil de recordar nunca falta el "genio" que piensa (si se le puede llamar así) que al ver el Sol, su ojo le empezara a doler y que eso sera un indicador de cuando lo tiene que quitar, pero déjenme exponer la secuencia de evento que pasaría si ven directamente al Sol:

1.- Ven el Sol
2.- Pierden la vista de forma irremediable.
3.- Empieza el dolor en los ojos
4.- Dicen "que $#&%/!! soy"
5.- Se acuerdan de la frase "Jamas vea el Sol directamente"

Así que en el paso 2 ya están fritos y no se puede resolver.

Pero existen métodos que nos permiten ver el sol indirectamente es decir de forma segura. En esta entrada hablare del mas sencillo de ellos dejando otros para las siguientes. Hablemos del Método de Proyección.

Imagen del Sol durante un eclipse proyectada detras de un telescopio, esta imagen es completamente segura de ver.

El método de proyección consiste en proyectar (obviamente) la imagen del Sol en una superficie para poder verla, existen dos formas de hacerlo:

1.- Con una caja de proyección (cámara oscura). Si toman una caja de cartón y hace un orificio en una pared, formarán una primitiva cámara. Si apuntan el orificio al Sol verán su imagen formarse en la pared opuesta, esta imagen es segura de ver, si le colocan una hoja de papel blanco tendrán una buena imagen de razonable calidad.

2.- Con un telescopio. Se puede usar un pequeño telescopio refractor para proyectar la imagen del Sol. Se coloca el telescopio que forma tal la imagen en lugar de llegar a un ocular, se proyecte sobre una superficie, una pared o mejor aun, una pantalla soportada por el mismo telescopio.  Aquí es importante  mencionar que el telescopio a usar debe ser el mas sencillo posible, no se recomiendan los apocromáticos o catadióptricos, ya que los primeros tienen  como elemento principal un sistema de lentes que suelen estar unidos por un cemento especial para óptica que se calienta mucho al exponerse al sol resultando en daños al telescopio y los segundos se calientan mucho por su  diseño tubular y esto puede resultar en daño serio a la óptica. Así que lo mejor es usar un pequeño telescopio (de unos 6 cm de diámetro) refractor al cual se le adapte una pantalla o se coloque cerca de una pared.

Cuando se utiliza este método, se genera una imagen del Sol sobre una pantalla, la cual es completamente segura de observar. Con cualquiera de estos dos métodos, lo importante es conseguir una buena imagen del Sol sobre la pantalla. Esto puede implicar algo de practica y experimentación para lograr una buena imagen. Asi que no se desanimen si a la primera falla el intento.

Esquema mostrando estructura de soporte para una pantalla de proyección.

Sobre todo recuerden la seguridad. El otro método que se puede utilizar es el de filtrar la luz del Sol, y mientras que esto ofrece algunas ventajas, se les pide tener sumo cuidado. Esto lo veremos en la siguiente entrada.

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Feliz día de Newton!

Un 25 de Diciembre pero de 1642 nació Isaac Newton, a quién de seguro relacionan con una manzana cayendo de un árbol. Y algunos físicos y aficionados a las ciencias aveces llamamos a este día "el día de Newton". Así que considero que es conveniente aclarar por que se le considera tan bien a este muchacho Newton.

Si bien es cierto que Newton fue un personaje muy complejo al cual no se puede entender sin estudiar a cierta profundidad las ideas prevalecientes en su época ya que es difícil reconciliar algunos aspectos que el buen Isaac tenía y que hoy nos parecen muy extraños. Pero no quiero exponer un tratado sobre la psicología de Newton, sino hablar sobre su trabajo o mejor dicho, sobre las repercusiones de su trabajo.

En algunas entradas pasadas vimos como la obra de personajes como Galileo y Kepler dieron origen a una serie de ideas que conforman lo que hoy llamamos la mente moderna, la forma de pensar que nos distingue del habitante de la Europa medieval (lamentablemente aun muchas personas piensan de forma muy medieval). Conceptos tales como que los objetos celestes son parte de la naturaleza y tan físicos como nosotros fueron el resultado de la revolución Copernicana pero este periodo no terminó realmente hasta tiempos de Newton, ya que fue cuando se logro una explicación completa del movimiento planetario. Veamos esto mas detalladamente.

Cuando en el siglo XVII Galileo, Copernico y Kepler vivieron, la visión que se tenía del mundo era completamente mística, una visión completamente basada en la religión y por lo tanto foránea a la realidad.

anuncio sus observaciones de la Luna, donde hablaba de nuestro satélite como un lugar, un terreno con montes, valles, etc rompió tajantemente con la visión prevaleciente en su tiempo donde "todo lo que esta en el cielo es divino y por lo tanto perfecto, así que la Luna al ser redonda ha de ser una esfera perfecta". Pero Galileo la vio con su telescopio, y a pesar de no ser el primero en hacerlo, fue quien se dio cuenta de las implicaciones; la Luna no solo no es divina, si no que es tan natural como la Tierra y puede ser sujeta al mismo tipo de estudio que nuestro mundo. Luego Kepler formulo (después de batallar muchos años) sus leyes del movimiento planetario, que son una forma matemática de describir como se mueven los planetas.

Ahora, vean esto en perspectiva, en una época de mentes primitivas en la que todo se explicaba por "influencia divina" y la acción de toda clase de amigos imaginarios, llegan estos dos personajes y ponen el funcionamiento del universo entonces conocido al alcance de toda persona dispuesta a estudiar, la ambición de esa idea, nacida en el mundo helénico mas de dos mil años antes finalmente se materializaba. Hoy se ve como un cambio que era inevitable o algo que era de esperarse, pero en su tiempo fue una revolución que solo unos pocos alcanzaron a vislumbrar y eso, de manera primitiva. Fue el inicio del Hombre Moderno, la forma mas reciente de nuestra especie, el Hombre que Entiende el Universo. Sin embargo falto algo. Las leyes de Kepler explicaron como funcionaba el universo, pero no el porqué (simplemente habló de "algún tipo de fuerza o influencia" que es emitido por el Sol y afecta a los planetas).

Fue entonces cuando llega Newton. Si bien Isaac trabajo muchos temas en los cuales llego a contribuir de forma relevante, como en Óptica, Física de fluidos, mecánica y calculo, por lo que mas se le recuerda es la mal formación de la ley de la Gravedad. Lo importante en este aspecto es que es la gravedad la pieza que le faltaba a Kepler, la fuerza de la Gravedad es lo que causa el movimiento de los planetas descrito por las leyes de Kepler.

La Ley de la gravedad de Newton dice que cualquier objeto material (recuerden que existen partículas sin masa) emite una fuerza que es mayor mientras mas aumente su masa pero se siente menos mientras mas te alejes. Esta fuerza tiene la propiedad de ser siempre atractiva y afectar a la materia. De esta forma se tiene completa la explicación sobre como se comportaba el universo. Uniendo las leyes de Kepler con la de Newton sobre gravitación, tienes una descripción de la conducta dinámica de los cuerpos del sistema solar que aun hoy utilizamos.

Además de la ley de la gravitación, Newton introdujo otra impresionante contribución, las tres leyes de la mecánica clásica, las cuales dictan la forma de moverse de cualquier objeto en nuestra escala (de centímetros a kilómetros). Estas leyes han tenido tanto éxito que inclusive a principios del siglo XX se le recomendaba a los estudiantes que manifestaban su interés en la física, que mejor se dedicaran a otra cosa ya que con el trabajo de Newton "todo estaba hecho" y era cuestión de ir mejorando los resultados. A uno de los miles de jóvenes a quienes se les dijo esto fue a uno particularmente mal peinado y con no la mejor actitud en la escuela, fue un tal Albert Einstein. Y de hecho no fue hasta la revolución cuántico-relativista del siglo XX que el trabajo de Newton lo que constituyó la avanzada del conocimiento humano sobre el funcionamiento del universo.

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Invierno Rojo

Habrán escuchado decir o habrán leído por ahí (probablemente aquí en Galaxias y Fósiles) que las estaciones son debidas a la inclinación del eje de la Tierra. Es decir, que el hecho de que el eje de rotación de nuestro planeta tiene un cierto ángulo con el plano orbital que NO es 90° es el responsable de que tengamos estaciones.

Comparación entre la inclinación de los ejes y órbitas de ambos planetas.

Esto sucede porque al presentar el eje de rotación una inclinación ( en el caso de la Tierra de 23.5° ) hará que en una parte de su órbita (es decir, en algún periodo del año)  uno de los hemisferios (norte o sur, según sea el caso) reciba la radiación del Sol de forma más directa que el otro y en consecuencia la superficie y atmosfera se calienten generando un verano, mientras que el otro hemisferio recibe la luz de forma oblicua y por lo tanto se enfría produciendo un invierno.

Esta es la razón por la que  se presentan las estaciones en la Tierra y es común encontrar esta explicación en los libros. Lo que casi no se aclara es que el hecho de que la órbita de la Tierra sea elíptica tiene un efecto insignificante, y de hecho mucha gente aun piensa que las estaciones son debidas a la elipticidad de la órbita. Bien, es cierto que el hecho de que la Tierra sigue esa trayectoria elíptica la hace estar en unas ocasiones más lejos del sol y más cerca en las otras, esta diferencia de distancias es ínfima.  Pero ¿Qué pasaría en un planeta donde si haga diferencia? Resulta que uno de nuestros vecinos,  el pequeño y oxidado Marte cumple estas condiciones.

La órbita marciana es dos veces más excéntrica ( en este contexto “excéntrica” implica que es más alargada y por lo tanto menos redonda, no tiene que ver con su forma de vestir o declaraciones públicas) que la nuestra. Mientras que la Tierra se conforma con e=0.06 (“e” es la medida de excentricidad), Marte esta en 0.14 mientras tiene una inclinación similar a la terrestre, de unos 25°. Si reunimos esto con el hecho de que cuando la luz cae más oblicua en el hemisferio sur marciano es justo cuando el planeta está en su punto más alejado del Sol (afelio) y además Marte es 50% mas lejano del Sol que la Tierra, tenemos que en el invierno del hemisferio sur marciano la temperatura ha de caer de forma impresionante.

 Distancia del Sola a Marte en los solsticios y equinoxios del hemisferio norte, por lo tanto el invierno del hemisferio sur ( el que esta en el punto aquí anunciado como "summer solstice") es cuadno Marte está a 1.65 UA del Sol.

 De hecho, Marte también tiene casquetes polares, y la diferencia de temperaturas en los dos hemisferios (norte y sur)  les da una característica muy interesante, el casquete polar norte es de hielo de agua (como en la Tierra)  pero el del sur es tan helado que esta compuesto de hielo de ¡bióxido de carbono!

Comparación entre las dos órbitas.

El bióxido de carbono requiere temperaturas mucho más bajas para congelarse, tanto que en el polo norte marciano no se mantiene congelado, únicamente en el sur. Las noches de invierno en las regiones polares del hemisferio sur marciano han de ser terriblemente frías, combinando los efectos de la inclinación del eje, la distancia al Sol y la elipticidad de la órbita.

Los polos marcianos son ejemplo de las muchas curiosidades que se puede encontrar en el sistema solar, en una futura entrada hablaremos acerca de los polos en otros lugares del sistema solar.

Imagen del casquete polar sur en Marte, se empalman dos imágenes, una de invierno y otra de verano. Se ve al variación en el tamaño.

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Para ver si se educan.

Aqui les mando una pequeña noticia sobre la apertura del Curso Básico de Astronomía de la Universidad de Sonora. Este curso se puede tomar via internet, así que cualquiera de nuetsros lectores de GyF lo puede tomar.

"A partir de el día 5 de Agosto quedan abiertas las inscripciones para el ya tradicional Curso Básico de Astronomía impartido por el Área de Astronomía del Departamento de Investigación en Física. Este curso está dirigido tanto al público en general (de todas las edades), como a estudiantes. Impartido por miembros del Área de Astronomía, esta sería la edición número 34 desde que fue iniciado por el celebre astrónomo Antonio Sánchez-Ibarra.

Iniciando el Sábado 3 de Septiembre, el propósito del curso es dar un recorrido general por las áreas del conocimiento que se abarcan dentro de la astronomía moderna, y esta dividido en dos aspectos; la teoría y las prácticas de observación. En los aspectos teóricos del curso se cubrirán desde las historia de la astronomía a ciencias planetarias, galaxias, exobiología y conocimiento del cielo. Temas que se cubrirán en 11 clases. Mientras que las prácticas de observación se verán desde las bases del funcionamiento del telescopio hasta la toma de imágenes astronómicas. El horario y lugar de estas observaciones será acordado al iniciar el curso en acuerdo con las posibilidades del grupo.

Al estar orientado al publico en general y habiendo sido cursado por personas de todos los sectores de la sociedad el curso no tiene requisitos mas que la primaria terminada, tener mas de 12 años (sin límite de edad) y en especial el deseo de aprender sobre astronomía. El curso se imparte los sábados de 9 a 11 am en el la sala audiovisual Eduardo Hinojosa (edificio 3H) del Departamento de Investigación en Física de la UNISON y puede ser cursado de forma virtual vía internet desde cualquier lugar del mundo.

Para los estudiantes de la UNISON el curso cuenta con valor en créditos CULTUREST. El costo del curso es de $700 para estudiantes (de cualquier escuela o carrera) y $1000 para público en general, este pago se realizará en la oficinas del Área de Astronomía (edificio 3H) y a de ser cubierto para finalizar la inscripción (para los interesados en el curso de forma virtual el pago será por depósito bancario). Esto cubre el uso de equipo astronómico y material que les sera distribuido.

Al finalizar el curso se entregará una constancia por parte del Departamento de Investigación en Física a los alumnos inscritos que cumplan con el requisito de haber asistido a un mínimo de 9 clases teóricas y haber cumplido con 90% de las tareas encargadas. Para los alumnos de la UNISON interesados en acreditar los créditos CULTUREST esta constancia es mandatoria.

Para apartar un lugar, preguntar cualquier duda o preinscribirse de forma virtual basta mandar un correo electrónico a la dirección: ploera@astro.uson.mx con sus datos."

HELP! (y no me refiero a la canción de The Beatles)

En la ciencia pasa algo con la instrumentación, el desarrollo de nuevos instrumentos suele ser obedeciendo a la necesidad de observar algún fenómeno en particular de manera especifica. Siempre es observar cosas mas tenues, grabar datos mas rápido, ver en otra longitud de onda, etc. Pero suele suceder que en cuanto se logra utilizar algún nuevo instrumento para recolectar datos se descubre algo nuevo, no esperado, que cambia la ciencia.

Telescopio Espacial Kepler, puede tomar mediciones de brillo (y por lo tanto de su variación) con una precisión mucho mayor que cualquier otro instrumento.

Casos de esto son la clave de algunos de los descubrimientos y desarrollos mas importantes en la ciencia. Por ejemplos tenemos al telescopio y el tubo de vació (o de rayos catódicos). En el caso del primero, Galileo se dio cuenta de que el cielo era tan natural como las piedras y en el caso del segundo, su uso llevo al descubrimiento del electrón. Lo inesperado es siempre parte del desarrollo científico y es lo que lleva a nuevos descubrimientos y al subsecuente progreso en el conocimiento humano. Bien, ol inesperado también puede meter a los científicos en aprietos, aunque sea un tipo de problema muy bienvenido. Tal es el caso de la misión Kepler.

Ya en una entrada anterior hablamos sobre la misión Kepler (ver Hagan sus apuestas), la misión que pondría un telescopio en el espacio especialmente diseñado para buscar planetas al rededor de otras estrellas y que seria el primero con la posibilidad de descubrir un planeta tan pequeño como la Tierra. Bueno, Kepler a estado en el espacio ya algún tiempo y ya tiene 15 exoplanetas confirmados y 1,200 candidatos lo que hace de esta misión un rotundo éxito y aun tiene tiempo adelante para continuar operando. Pero por la forma de trabajar de Kepler, tomar mediciones increíblemente precisas del brillo de miles de estrellas, a originado el "problema" de que ahora tienen una enorme cantidad de datos, mas de los que los astrónomos contratados para el proyecto Kepler (que bajo contrato, solo se puede dedicar a buscar exoplanetas) pueden procesar , así que están ansiosos de que alguien trabaje con esos datos buscando.....lo que sea. Ya se han encontrado algunos ejemplos de sistemas estelares que van de lo "poco usual" a los "realmente raro" (los astrónomos de la misión Kepler los llaman los OQD por Objetos "¡¿¿¿Qué Demonios???!" ).

Zona del cielo estudiada por Kepler, calculada para maximizar la posibilidad de encontrar planetas. Y donde encontró una enorme cantidad de sistemas estelares curiosos y OQDs.

Así que si alguien tiene algo de tiempo libre puede visitar el sitio en Internet de la misión Kepler y tener acceso a los datos y ser uno mas de los aficionados a la astronomía que descubren sistemas peculiares entre los OQDs y de esta forma ayudar al progreso de la ciencia. No es que les este dando ánimos, pero como ya se dijo, el descubrimiento de lo imprevisto es de las mejores formas que tiene la ciencia de avanzar, y con la resolución en a toma de datos que puede obtener Kepler no es de sorprender que aparezcan toda clase de cosas nuevas.

Así que, por favor, ayuden a la pobre gente de Kepler que sufrieron una inundación de datos.

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Tips para aficionados. Mejorando las imagenes del Sol.

En cuanto uno comienza a tomar fotografías de objetos astronómicos, le nace el deseo de mejorarlas, de hacerlas mejores y mejores, de tener un campo un poco mayor, o mejor resolución. Por lo general el mejorar una imagen implica cambiar de equipo, ya sea la cámara, telescopio o montura. Pero veamos algunas cosas que se pueden hacer sin alterar el equipo con el que contamos y que dan como resultado mejores imágenes. Y además trataremos con uno de los objetos menos fotografiados por los aficionados a la astronomía: el Sol.

Espero no sea necesario recordarlos del peligro de observar el Sol si no saben lo que hacen. El uso de filtros, equipo y técnicas adecuadas en mandatorio. Para mayor información sobre como hacerlo manden un comentario al final de la entrada solicitando información.

Las siguientes fotografías las tomé desde el Observatorio Solar Carl Sagan (del cual soy administrador), pero cuidé de usar software que no sea difícil adquirir por un aficionado. Así que comencemos con el tema.

1.- Tomar la imagen.- La toma de la imagen es un proceso con el que se ha de tener mucho cuidado ya que es raro tener una segunda oportunidad con el Sol por lo dinámico que es (las manchas y prominencias que se ven a una hora habrán cambiado una hora después). En particular se ha de tener en consideración que las condiciones atmosféricas perturbaran la imagen, por lo que se ha de esperar a que el objeto, en este caso el Sol, se encuentre lo mas alto posible en el cielo.

En este caso , lo que hice fue utilizar un telescopio con filtro H-alfa con sistema de guiado y una cámara SkyNix 2-2 y esperé a que el Sol se encontrara casi en su punto mas alto. El software de control de la cámara tomó 300 imágenes, una de las cuales se ve a continuación:

2.- Procesado.- Por "procesar" se puede indicar muchas cosas, desde limpiar la fotografía (reducir el ruido) hasta modificar el contraste o brillo. En este caso lo primero que hice fue pedir que todas las imágenes fueran promediadas. Esto fue para eliminar parte de la perturbación de la atmósfera, como una forma de óptica adaptativa. De esta forma se logra tener una imagen tiene mayor resolución y se ven detalles mas pequeños. En esta imagen ya se puede ajustar el contraste y la relación claro/oscuro y el "gama" para lograr ver mejor los detalles.

Una segunda parte del procesado ya queda a discreción de cada quien, en particular a mi me gusta, para objetos como el Sol, utilizar filtros de Wavelets para lograr discriminar los detalles. Esto de los Wavelets es un método que resalta todos los detalles mas pequeños que un cierto diámetro. Resaltando detalles de diversos tamaños se puede lograr la forma en que los detalles sobresalen en la imagen. La forma de implementar tanto el promediado como Wavelets dependeré del programa utilizado, yo les recomendaría MaxIm o Registax, en ambos se puede controlar muy bien la aplicación de Wavelets en múltiples niveles.

Así que con mucha (realmente mucha) paciencia de paciencia para tomar la fotografía y algo de experiencia en los programas adecuados los pueden llevar muy lejos. Lo mas relevante es mantenerse siempre aprendiendo y experimentando.

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Veo manchas III

En la entrada pasada nos quedamos en que una prominencia se puede separar del Sol y salir disparada al espacio. También que esa nube de plasma que constituyó la parte de la prominencia que salio disparada mantiene un campo magnético que es remanente del campo que generó la prominencia en primer lugar.

Dinámica de una tormenta solar con la polaridad adecuada. Con el plasma entrando en la magnetosfera y las líneas de campo siendo perturbadas.

Ahora, ya que la prominencia sea eyectada, dando origen a una eyección de masa (comúnmente se les llama eyecciones de masa coronaria, pero esa masa no es de la corona así que no me queda muy claro de donde sale ese nombre, ¿tal ves por que sale en dirección a la corona?) esta continuará viajando por el espacio y alguna puede entrar en contacto con algún cuerpo planetario. Veamos lo que pasaría en caso de que dicho cuerpo sea la Tierra.

Como ya saben la Tierra tiene un campo magnético propio, y dicho sea de paso, es uno de los mas importantes en el sistema solar por su intensidad. Ahora, la eyección de masa es una nube plasma con un campo magnético que estamos chocando contra la Tierra, pero la parte de la Tierra que entrará en contacto será precisamente la magnetosfera (el campo magnético) terrestre. Y aquí pueden ocurrir una de dos cosas dependiendo del la polaridad del campo de la eyección:

Los satélites serían los que mas sufran en una tormenta solar, y los único en un peligro real. En particular los observatorios solares espaciales podrían ser sacrificados con el fin de registrar este evento.

1.- Polaridad Norte (al igual que la Tierra). En este caso sería como querer pegar dos imanes por polos similares, la repulsión los aleja. De esta forma una nube de plasma con la misma polaridad que la de nuestro planeta simplemente rebotara de regreso al espacio sin molestarnos. Y solo un par de sondas espaciales detectarán el flujo de iones.

2.- Polaridad Sur (al inverso que la Tierra). En este caso sería pegar dos imanes por polos opuestos, la atracción los mantendría acercándose hasta entrar en contacto. En este caso la magnetosfera atraerá a la nube de plasma y los dos campos magnéticos se combinaran en uno solo.

Es en este segundo escenario donde se puede producir un fenómeno llamado tormenta magnética (aveces tormenta solar) que se da cuando plasma del sol entra en nuestra magnetosfera, en estas ocasiones el impacto puede empujar a las líneas del campo magnético de la Tierra hacia abajo, cerca del planeta lo que induciría una carga en todo conductor largo, como las líneas de alta tensión, oleoductos, etc. Y como efecto adicional tenemos que ese plasma mientras está en el espacio constituye una amenaza real para satélites y demás equipo electrónico en órbita. El plasma puede convertir los circuitos electrónicos en "chicharrón de silicio" lo que dejaría a mucha gente en las agencias espaciales y compañías de telecomunicaciones con un lindo problema en las manos.

En cuanto a los efectos en la Tierra, nuestra atmósfera provee una excelente protección, por lo que aparte de impresionantes auroras lo único que tendría problemas podrían ser las centrales de energía en las regiones polares las cuales tendrían problemas manejando el voltaje adicional inducido en las líneas de distribución (si alguien espera que una tormenta solar extermine la vida en la Tierra en el 2012, lo siento mucho).

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Veo manchas II

Como vimos en la entrada anterior, el Sol es una enorme esfera de plasma y en su superficie los campos magnéticos están constantemente alterando el plasma y viceversa. Vimos como se generan las manchas solares al ser afectado el plasma en una parte de la superficie por campos magnéticos que salen y entran del Sol.

Imagen de la superficie Solar mostrando filamentos, las líneas oscuras sobre el Sol.

Pero consideremos lo siguiente: esos campos que salen y entran deben ser continuos (de lo contrario no serían el mismo campo), esto implica que recorren algún camino por afuera del Sol. Esto es un tanto obvio, pero pensemos un poco mas, el hecho de que existan esas líneas de campo que conectan un punto de la superficie del Sol implica que si uno sigue estas líneas se podrá alejar de la superficie y luego regresar. Pero, ¿que podría seguir una línea de campo magnético tanto al irse alejando de la superficie como al regresar? Nada menos que el plasma.

Filamento visto con una parte en el limbo (orilla) del Sol.

Si, el plasma del cuál esta compuesto el Sol se puede alejar de la superficie siguiendo una línea de campo magnético para luego regresar. ¿Como se imaginan que se vería esto?

Imagen de una prominencia solar.

Podríamos esperar ver el plasma siguiendo las lineas de campo, y ese plasma estaría caliente y por lo tanto brillando. Pero no brillaría mas que la superficie del Sol la cual estaría mas caliente (el plasma ya habrá tenido un poco de tiempo para enfriarse). Por lo tanto si vemos ese aro de plasma con la superficie del Sol como fondo, el plasma se debería de ver mas oscuro (o menos brillante), mientras que si lo vemos con el cielo como fondo, el plasma será verá brillando sobre un cielo oscuro. En el primer caso, cuando el aro esta siendo visto sobre el disco solar se le llama filamento y en el segundo, cuando lo vemos contra el cielo (digamos cuando esta sobre el limbo del Sol) se le llama prominencia. Veamos que un filamento y una prominencia son el mismo fenómenos solo visto en lugares diferentes.

Prominencia con líneas de campo dibujadas en cima para mostrar las relación entre ambos.

Este es otro fenómenos que se da en la superficie del Sol gracias a los campos magnéticos, pero aun hay otro fenómeno mas, las eyecciones de masa. Estas están asociadas a los filamentos, y ocurren cuando las líneas de campo que el plasma sigue para dar origen a los filamentos se extienden tanto que se van torciendo y eventualmente se juntan dos partes de la misma línea. Ustedes pueden hacer un experimento con un cable (los cables de un mouse o una conexión eléctrica sirven muy bien). Tomen el cable de dos puntos con sus manos(separados digamos unos 10 o 50 cm y tomando el cable con la punta de los dedos), y mientras una de sus manos se queda quieta, la otra va torciendo el cable. Notaran que el cable se ira contrayendo acercando sus manos, dejen que el cable se contraiga a voluntad y vean como primero se forma una curva similar a un aro y si lo tuercen mas dos puntos de ese aro se tocaran. Lo mismo pasa con las líneas de campo magnético, estas se pueden torcer y eventualmente tocarse, a esto se le llama recombinación magnética y da lugar a que la parte del aro que este entre los dos puntos que entraron en contacto se separe y forme un campo magnético independiente, dejando al resto de la aro en el lugar de la línea de campo original. Aquí es muy importante lo que se menciono acerca de los campos magnéticos y el plasma ya que mientras que en el filamento es el campo quien domina y dicta la conducta del plasma, al darse la recombinación es el plasma quien domina. Después de que se da la recombinación y un campo se separa en dos, la parte que estaba entre los dos punto de contacto se separa y se aleja del Sol llevando parte del plasma con ella. Esto es una eyección de masa, un filamento que sufrió una recombinación y sale disparado alejándose del Sol.

Eyección de masa, se la Tierra sobre impuesta a escala. Este tipo de eyección pueden arrojar masa en cualquier dirección, incluso, directo hacia la Tierra.

En la próxima entrada veremos lo que pasa cuando una eyección sale en dirección a un planeta, como la Tierra donde el nuestro campo....

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Veo manchas

Una de las características mas llamativas y famosas del Sol son las manchas solares. Pero suele encontrarse poca información acerca de lo que son estas estructuras, así que hablaremos un poco de ellas. Aclaro que el temas de las manchas solares y en sí casi cualquier cosa sobre el Sol esta basado en un entendimiento incompleto y son temas de constante estudio.

Fotografía de la superficie solar, tomada por el Observatorio Solar Carl Sagan. Las partes mas oscuras son las manchas solares, mientras que lo blanco con las zonas llamadas "playas".

En primer lugar, aclaremos algo que siempre hemos de tener en consideración, el Sol (y toda estrella en el Universo) esta compuesto de plasma. Y este material es muy susceptible a la influencia de los campos magnéticos. El plasma es un material (suele ser un fluido) que esta compuesto de partículas cargadas eléctricamente en lugar de partículas neutras (con tantas cargas negativas como positivas) como los son los átomos y moléculas de un fluido típico en la Tierra, así un plasma tiene partículas que tienen carga positiva o negativa. A las partículas cargadas se les llama "iones" y por lo tanto tenemos que un plasma esta compuesto de iones en forma típicamente fluida (el plasma de la sangre contiene, de hecho, iones). Y las partículas cargadas son susceptibles a la influencia de campos magnéticos y eléctricos.

Aquí hagamos notar algo, mientras que una partícula cargada es influenciable por un campo, también puede crear en sí un campo el cuál podría, si es el caso, añadirse a otro campo pre-existente para alterarlo. Por lo que tenemos una cadena de acontecimientos como sigue:
El campo en el estado A induce al plasma a cambiar del estado B al B', el cual cambia al campo a un estado A' lo que altera de nuevo al plasma para llevarlo al estado B'' y así sucesivamente. por lo que el Sol con tantos campos y tanto plasma de diferentes tipos será un verdadero ejemplar de complejidad.

Esquema mostrando el flujo de lineas de campo magnético en la parte inferior de la superficie solar. Algunas de las líneas salen de la superficie y causan las manchas en la superficie.

En el caso de las manchas, consideremos una región de la superficie solar que en un momento se encuentra en un estado muy normal. Como toda región bien portada en la superficie del Sol esta recibiendo calor del interior (es decir, de las capas inmediatamente abajo) y emitiendo radiación hacia el exterior. Esta es la situación "normal" en el Sol, la situación en la cual se encuentra la mayor parte de la superficie, la parte que vemos brillando normalmente.

Sin embargo existen regiones donde el equilibrio se ve perturbado por un exceso de densidad en el campo magnético, lo cual tendrá dos efectos:

1.- Alterar el plasma, dominando así su movimiento.
2.- Reducir la presión magnética.

El primer punto lo retomaremos en la siguiente entrada mientras que el segundo será la base de donde partiremos para entender las manchas solares. En primer lugar aclaremos lo que es la presión magnética. Se trata de presión ejercida por un campo magnético, por ejemplo si se tiene un cable que no esta sujeto pero por el cual se hace pasar una corriente y por lo tanto se genera un campo magnético, si acercamos un iman, estos ejercerán una fuerza entre sí y se podrá medir una presión sobre la superficie del cable o del imán.

En el Sol el campo magnético que se encuentre con las líneas saliendo o entrando a la (o de la) superficie se tendrá que el plasma caliente que naturalmente va subiendo para liberar su energía en la superficie, haciéndola así brillar para en este proceso enfriarse y volver a bajar. Pero ante la presencia del campo el plasma verá su resultado dominado por este, lo que ocasionaría una serie de efectos, entre ellos que la energía transportada por ese plasma se disipe de diferentes formas.

Fotografía de unas manchas solares típicas mostrando la Tierra a escala para ver el tamaño.

Por ejemplo, existe un fenómeno llamado Corrientes de Foucault que son pequeñas turbulencias causadas en una situación como la que tenemos (el campo magnético en el plasma) y que causan un movimiento lateral que hace que se "gaste" energía y por lo tanto se enfríe el plasma. De esta forma el material bajo la influencia del campo magnético se enfría y consecuentemente emite menos energía viéndose oscuro en comparación con el brillante material mas caliente que le rodea.

Ahora, el efecto causado por el campo magnético en el sol es mas que solo las manchas, a continuación veamos lo que pasa en el mismo campo pero lejos de la superficie...

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Delta Cefei

Determinar la distancia a objetos y sistemas en el universo es de las cosas mas importantes y aveces difíciles en astronomía. Sin embargo existen varios métodos para calcular distancias, hoy hablaremos sobre el uso de estrella cefeidas para determinar la distancia a cuerpos celestes tales como galaxias y cúmulos globulares.

Mapa mostrando la posición tri-dimensional de algunas estrellas Cefeidas cercanas al Sol.

En primer lugar consideremos que podemos determinar la distancia a una estrella cercana usando trigonométrica. Este método es técnicamente sencillo pero si deseo tener datos confiables puede llegar a ser muy tardado ya que requiere tomar imágenes del objeto con 6 meses de separación. Los detalles de este método los dejaremos para la siguiente entrada, basta con saber que con la diferencia en la posición de una estrella en un par de imágenes tomadas desde diferentes puntos de la órbita de la Tierra (es decir; fechas) se puede saber su distancia. Pero esto es útil solo para estrellas cercanas que no disten mas de unos pocos cientos de años luz (mayores distancia se han medido, pero el error es ya considerable).

Bien, entonces tenemos un método para conocer la distancia a estrellas relativamente cercanas, pero ¿y que pasa con todas las estrellas a distancia mayores? ¿con las miles de galaxias que se ven en nuestros telescopios? ¿Existe una forma de conocer su distancia también? Afortunadamente se cuenta con tal método. Y este es; el uso de un tipo muy particular de estrella variable, las estrellas Cefeidas, llamadas así por tener una conducta similar a la estrellas delta de la constelación Cefeo (Delta Cefei).

Cuando inició formalmente el estudio de la variación del brillo de delta cefei en 1908 por la celebre astrónoma Henrietta Swan Leavitt (su variación en brillo había sido descubierta por John Goodricke, poco después de que el 10 de Septiembre de 1784 Edward Pigott identificara la que resultaría ser la primer cefeida, la estrella Eta Aquilae) lo primero fue tomar mediciones de su brillo y hacer una gráfica para ver como varía con el tiempo. Lo primero que llamó la atención fue lo regular que era su periodo, es decir el brillo subía y bajaba de forma muy regular, lo segundo que cada una tenía un periodo diferente, es decir, cada cefeida puede tener su propio periodo muy particular, pero todas comparten la característica de que este mismo es muy regular. Aparte, cada una de estas estrellas variables tenía brillos (en astronomía se les llama "magnitudes") máximos y mínimos particulares. Por lo tanto no se encontraba ninguna característica especial de tales astros.

Gráfica de la variación del brillo de la estrella Eta Aquilae, com se ve, el periodo es de un poco mas de 5 días.

No fue hasta que a Leavitt se le ocurrió (en uno de esos momentos "Eureka" de la ciencia) hacer una comparación entre el brillo máximo y el periodo de cada cefeida y descubrió una relación ¡mientras mas largo era su periodo mayor era el brillo máximo! Bien, esto puede parecer muy interesante y de seguro a un astrónomo que estudie estrellas variables le dará motivos para brindar, pero ¿como me ayuda a determinar distancias? Resulta que existe algo llamado Ley del Inverso Cuadrado que no figura en ninguna constitución pero que es muy útil, esta ley dice que si tu selecciones un área A a una distancia X de una fuente de radiación (luz, rayos X, rayos gamma, etc) esférica (como una estrella) y mides la cantidad de dicha radiación que pasa por esa área, verás que al duplicar la distancia a 2X la radiación que pase por la misma área será una cuarta parte de la que pasaba a la distancia X, si triplicas la distancia a 3X solo un noveno de la radiación pasará por esa área. Es decir que la fracción de la radiación que pasa por el área es 1/x² donde X es la distancia. De esta forma se puede calcular la distancia a un objeto conociendo algunos datos, veamos un ejemplo:

Pensemos en un foco que se encuentra a 1 kilómetro, y medimos la cantidad de luz que pasa por una cierta área (por ejemplo el área de nuestra pupila, así nos bastará con ver el foco para tener una medida) si luego vemos un foco de la misma potencia pero lo vemos con un brillo que es una novena parte del primero, podemos concluir que se encuentra 3 veces mas lejos, a 3 kilómetros, por qué 1/3² = 1/9.

Expresión matemática que relaciona el periodo P con el brillo de la estrella cefeida Mv.

Como vemos en este ejemplo se puede calcular la distancia a un objeto midiendo que tanto brilla, PERO (como me gusta poner "peros" en el blog ¿verdad?) se necesita tener una medida previa a una distancia conocida, en el ejemplo sabíamos que el primer foco se encontraba a 1 kilómetro y que ambos focos tienen la misma intensidad. ¿Como se resuelve esto en astronomía y como se relaciona con las estrellas cefeidas? Como vimos hace unos parrafos, Leavitt descubrió que midiendo el periodo de una cefeida se puede conocer su brillo máximo, entonces es solo cuestión de identificar una de estas estrellas, tomarle fotografías para medir su brillo y ver cuanto tarda en repetirse un ciclo, de esta manera sabremos cuál es el brillo real de la estrella en el momento del máximo y también sabremos (por que la vemos por el telescopio) que tan brillante se ve desde la Tierra. ¡Si tan solo estuviéramos una forma de medir el brillo y distancia de alguna cefeida cercana podríamos saber la distancia a cualquiera de ellas! Es como si en el ejemplo que vimos descubriéramos el brillo de ambos focos, solo nos falta saber la distancia del cercano y sabremos la distancia de foco lejano.

Abajo. Henrietta Swan Leavit, quién estudió la variación de las Cefeidas y descubrió la relación con su brillo máximo.
Arriba. Gráfico de la relación descubierta por Leavit.

La forma de determinar esta distancia, la distancia a estrellas cercanas, la veremos en la siguiente entrada, cuando hablemos del método del....

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