RESPUESTAS

¿De donde proviene la palabra satélite?

Cuando Galileo construyó su primer telescopio y lo dirigió hacia el cielo, no desdeñó a Júpiter. El 7 de enero de 1610, estudió Júpiter y casi al instante se percató de que había tres chispitas cerca de él: dos en un lado y otra en la otra parte, todas en línea recta. Noche tras noche, siguió con Júpiter, y aquellos tres pequeños cuerpos seguían allí, con sus posiciones cambiando mientras oscilaban de un lado del planeta al otro. El 13 de enero, se percató de la presencia de un cuarto objeto. Llegó a la conclusión de que los cuatro pequeños cuerpos giraban en torno de Júpiter, lo mismo que la Luna alrededor de la Tierra. Fueron los primeros objetos del Sistema Solar, invisibles al ojo desnudo, en ser descubiertos por el telescopio. Asimismo, constituían una prueba visible de la existencia de algunos cuerpos en el Sistema Solar que no giraban alrededor de la Tierra.

Kepler acuñó la palabra satélite para esos cuatro objetos, según una voz latina para la gente que sirve en el cortejo de algún hombre rico o poderoso. Desde entonces, los objetos que rodean a un planeta han sido llamados así.  Esos cuatro satélites de Júpiter fueron agrupados como satélites galileanos. Poco después del descubrimiento de Galileo, recibieron nombres individuales por parte de un astrónomo holandés Simon Marius. Desde el exterior de Júpiter son Io, Europa, Ganímedes y Calisto, cada uno de ellos un nombre de alguien asociado con Júpiter (Zeus para los griegos) en los mitos.

¿Qué es el límite de Roche?

Trabajando sobre el asunto de los efectos marea, un astrónomo francés, Édouard Roche en 1848, mostró que cualquier cuerpo sólido que se aproximase a otro cuerpo considerablemente mayor, sufriría unas poderosas fuerzas de marea que, eventualmente, lo destrozaría en fragmentos. La distancia a la que el cuerpo menor resultaría destrozado es el límite de Roche y, por lo general, se le adjudica la cantidad de 2,44 veces  el radio ecuatorial del cuerpo más grande.

Los anillos de Saturno al igual que los de Júpiter, Urano y Neptuno se encuentran dentro del Límite de Roche. Aparentemente los anillos representan restos que nunca pudieron constituirse en un satélite. La ecuación es la siguiente: RL=2,456*R*(p'/p)^1/3 Donde "R" es el radio del planeta, p' es la densidad del planeta y p es la densidad del satélite.

El 7 de julio de 1992, el cometa Shoemaker-Levy 9 se partió en 21 pedazos por el efecto marea cuando este hizo un acercamiento a Júpiter, el cual se encontraba dentro del Límite Roche. En una subsiguiente pasada por Júpiter, este cometa lo impactó.

¿De donde proviene la palabra helio?

Con el desarrollo del espectroscopio, el astrónomo francés Pierre-Jules-César Janssen en 1868 observó un eclipse total del Sol desde la India, y comunicó la aparición de una línea espectral que no podía identificar con la producida por cualquier elemento conocido. El astrónomo inglés Sir Norman Lockyer, aseguró que tal línea debía de representar un nuevo elemento, lo denominó "helio" de una voz griega con que se designa el Sol. Sin embargo, transcurrirían 30 años más antes que se descubriera el helio en nuestro planeta.

El propio Lockyer mostró que las líneas espectrales producidas por un elemento dado se alteraban a altas temperaturas . Esto revelaba algún cambio en los átomos. Este hallazgo no fue apreciado  hasta que se descubrió que un átomo constaba de partículas más pequeñas, algunas de las cuales eran expulsadas a temperaturas elevadas, lo cual alteraba la estructura atómica y, por tanto, la naturaleza de las líneas producía el átomo. Tales líneas fueron a veces interpretadas erróneamente como nuevos elementos, cuando en realidad el helio es el único elemento nuevo descubierto en los cielos.

¿Qué es el sistema de magnitudes?

A simple vista podemos notar diferencias en el brillo de las estrellas. Los astrónomos miden dicha luminosidad en unidades denominadas "magnitudes". En cierto sentido es un término poco preciso, pues no tiene nada que ver con el tamaño de las estrellas; además la escala de magnitudes es más bien de oscurecimientos que de luminosidades. Una estrella de magnitud 1 es más brillante que una de magnitud 2; esta que una de magnitud 3, y sucesivamente. El primero que confeccionó un catálogo de estrellas dando cuenta de su luminosidad fue el astrónomo griego Hiparco, que vivió alrededor del año 150 a. C. Unos 300 años después Tolomeo amplió el trabajo de Hiparco e hizo un catálogo en el que utilizó el término magnitud. Tolomeo consideró seis magnitudes estelares que pueden distinguirse a simple vista, siendo éste el sistema de magnitudes utilizado hoy en día, aunque más preciso.

En dicho sistema una estrella de magnitud 1 es exactamente 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Puesto que hay cinco intervalos de magnitud entre 1 y 6, una estrella de una magnitud determinada es la raíz quinta de cien () aproximadamente unas 2 ½ veces más brillante que una estrella de la magnitud siguiente. Esto es así porque 2 ½ x 2 ½ x 2 ½ x 2 ½ x 2 ½ es aproximadamente igual a 100. Puesto que la escala de magnitudes varía aumentando o disminuyendo a intervalos iguales, podemos ampliarla en cualquier dirección según nuestras necesidades. Por ejemplo. podemos incluir estrellas tan débiles que no pueden apreciarse a simple vista, como hacemos cuando decimos que el telescopio de 5 metros fotografía estrellas de magnitud 21. También es posible ampliar la escala para incluir estrellas muy brillantes. Para lograrlo basta comprender que una estrella 2 ½ veces mas brillante que las de magnitud 1 debe ser de magnitud 0, y una 2 ½ veces más brillante que la de magnitud 0 debe ser de magnitud -1. En esta escala la Luna llena tiene una magnitud de -12 ½ y el Sol una magnitud de unos -26,91.

Cuando utilizamos la escala de magnitudes de esta manera, sólo indicamos la luminosidad de las estrellas según se nos aparecen observadas desde la Tierra; estamos hablando por lo tanto de su "magnitud aparente". Pero dos estrellas que veamos exactamente con el mismo brillo pueden ser en realidad de muy distinta luminosidad, al estar situada una de ellas a mucho menos distancia de nosotros que la otra. Para comparar las luminosidades verdaderas de dos estrellas (para obtener su "magnitud absoluta") debemos conocer no sólo sus brillos aparentes, sino también las distancias a que están situadas. Cuando sabemos la distancia y la luminosidad, estamos en condiciones de calcular el brillo que ambas presentarían si estuviesen a la misma distancia. Esto nos suministra su magnitud absoluta o luminosidad verdadera. Cuando los astrónomos calculan magnitudes absolutas utilizan un determinado patrón de distancias que indica el brillo con que aparecerían las estrellas si estuviesen situadas exactamente a 10 pársec de nosotros o 32,6 años luz. (El pársec es la distancia a la que una estrella mostraría un paralaje de menos de 1 segundo de arco; corresponde a algo más de 30 billones de kilómetros, o 3,26 años luz.)

¿Qué significa M, NGC e IC en las denominaciones de nebulosas y galaxias?

Durante los últimos 200 años varios astrónomos han confeccionado catálogos de nebulosas y galaxias. El primero en hacerlo fue el francés Charles Messier, que publicó su catálogo en 1784 con objeto que no se confundieran tenues nubosidades y débiles galaxias con los cometas. 

El primer catálogo reseñaba las posiciones de 53 nebulosas y 50 galaxias, cada una de las cuales se les asignó su número de catálogo. Algunas galaxias más luminosas se designan por su número Messier (por ejemplo la galaxia de Andrómeda es M31).

En los 100 años siguientes aparecieron otros, uno de ellos fue debido a Sir William Herschel, el descubridor del planeta Urano y su hijo Sir John Herschel. En 1890, estos dos catálogos y varias listas preparadas por otros astrónomos fueron refundidas por J. L. E. Dreyer en el llamado New General Catalogue (Nuevo Catálogo General). Las galaxias se designan por su número NGC. Andrómeda es NGC 224 y M31. Aun se han incrementado el total de galaxias clasificadas en una publicación posterior, Index Catalogue han dado lugar a los números IC.

¿Por qué el círculo tiene 360º?

Las antiguas civilizaciones de Mesopotamia observaron que el Sol parecía desplazarse hacia el este en el firmamento de una manera regular, con el paso de los días. Este era un descubrimiento sofisticado, primero crearon un mapa de las estrellas, luego observaron que cada día el Sol salía y se ponía en un intervalo breve; pero discernible, contra el fondo de las estrellas para completar un circuito completo de todo el campo de estrellas.

Los egipcios sabian que el Sol se tardaba aproximadamente 360 días, por eso fue que se dividió el circulo en 360 º donde "cada grado representaba la distancia recorrida por el Sol contra el fondo de estrellas en un día". Sin embargo, los egipcios sabían que el año verdadero tenía 365 días y no 360, el asunto se complicaba más por el uso de un calendario de 12 meses de 30 días sin añadirles nada.

Hasta los avances de la aritmética el año oficial egipcio duraba 360 días y simplemente se declaraban que los restantes cinco no existían, al menos oficialmente. Este período era dedicado a orgías de festejos y banquetes con animales especialmente sacrificados para este período.

¿Por qué cada mes no ocurre un eclipse de Sol y de Luna en nuestro planeta?

Para entender el porque hay que primero saber como se forma el eclipse de Sol y el de Luna.

Para que se forme un eclipse de Luna, total o parcial, los tres astros, Sol, Tierra, Luna, deben de estar en línea recta o muy próximos a esa posición, y por lo tanto la Luna debe de estar en oposición (luna llena), y penetrar total o parcialmente en la sombra de la Tierra, es decir, que la longitud del cono de la sombra debe ser mayor que la distancia Tierra-Luna. Esta última condición siempre se cumple.

Si la Luna se moviese sobre la eclíptica todos los eclipses de Luna fueran totales y todos los meses; pero debido a la inclinación de la orbita de la Luna, sólo habrá eclipses de Luna cuando ésta se encuentre próxima a los nodos. Se demuestra que si la latitud celeste de la Luna es menor que 21' habrá eclipse total; si es mayor de 62' no habrá eclipse, y si esta entre estos valores habrá eclipse total o parcial.

Para que se forme un eclipse de Sol la Luna tiene que interponerse entre el Sol y la Tierra. Las condiciones de tal eclipse serán las mismas que el caso anterior, cambiando Tierra por Luna y por lo tanto la Luna debe de estar en conjunción (luna nueva).

Mientras que los eclipses de Luna son independientes de la posición del observador, los de Sol dependen de la zona de la Tierra y son visibles sólo para ciertas regiones y de naturaleza distintas según éstas. Como el eclipse dependen de la posición geométrica de los tres astros y como los movimientos de éstos son sensiblemente periódicos existirá también periodicidad en la producción de eclipses. Un período es el de 18 años y 11 días, durante el cual se producen 70 eclipses, 41 de Sol y 29 de Luna. Este es el Saros o período caldeo. (pregunta propuesta por Nydia Sella de Coamo, Puerto Rico)