¿Será posible saber cuántos objetos vemos? El número de estrellas que podemos ver depende principalmente de 2 factores:
1. la magnitud aparente de los objetos (brillo que le vemos desde la Tierra).
2. la calidad del cielo que observamos.
La magnitud aparente
Muchas veces escuchamos la pregunta “¿qué tan lejos se puede ver con tal instrumento?”, en realidad lo que podemos ver no va a depender exclusivamente de la distancia a la que se encuentra un objeto, sino también del brillo intrínseco del mismo. La magnitud aparente es la cantidad de brillo que recibe nuestro ojo, y se define en función del brillo intrínseco del objeto y de la distancia a la que se encuentra.
Así, podremos observar objetos que sean muy débiles intrínsecamente pero que estén muy próximos a nosotros (como los planetas), pero otros objetos intrínsecamente brillantes (como estrellas gigantes) no podemos verlas porque se encuentran muy alejadas de nosotros.
La escala que se utiliza para medir las magnitudes aparentes tuvo su origen en la antigua Grecia, en donde se dividieron las estrellas visibles a simple vista en 6 magnitudes: a la estrella más brillante visible en Grecia se les asignó una magnitud m=1, mientras que a la más débil se le asignó una magnitud m=6, este último es aproximadamente el límite que puede ver el ojo humano (sin ayuda de telescopios).
En la escala de magnitudes aparentes, un objeto de magnitud 1 es 100 veces más brillante que un objeto de magnitud 6. Este método, algo primitivo, luego fue formalizado por Pogson, y se extendió a todos los objetos del universo, por lo que podemos encontrar objetos más brillantes que magnitud
1 y más débiles que 6 (por ejemplo la estrella Sirio tiene una magnitud -1.5 y los grandes telescopios como el telescopio espacial Hubble han observado estrellas con magnitud +30).
La ley de Pogson establece la relación entre la diferencia de magnitudes y la diferencia entre brillos de los objetos “1” y “2”:
Así, podremos observar objetos que sean muy débiles intrínsecamente pero que estén muy próximos a nosotros (como los planetas), pero otros objetos intrínsecamente brillantes (como estrellas gigantes) no podemos verlas porque se encuentran muy alejadas de nosotros.
La escala que se utiliza para medir las magnitudes aparentes tuvo su origen en la antigua Grecia, en donde se dividieron las estrellas visibles a simple vista en 6 magnitudes: a la estrella más brillante visible en Grecia se les asignó una magnitud m=1, mientras que a la más débil se le asignó una magnitud m=6, este último es aproximadamente el límite que puede ver el ojo humano (sin ayuda de telescopios).
En la escala de magnitudes aparentes, un objeto de magnitud 1 es 100 veces más brillante que un objeto de magnitud 6. Este método, algo primitivo, luego fue formalizado por Pogson, y se extendió a todos los objetos del universo, por lo que podemos encontrar objetos más brillantes que magnitud
1 y más débiles que 6 (por ejemplo la estrella Sirio tiene una magnitud -1.5 y los grandes telescopios como el telescopio espacial Hubble han observado estrellas con magnitud +30).
La ley de Pogson establece la relación entre la diferencia de magnitudes y la diferencia entre brillos de los objetos “1” y “2”:
donde k= 2 y F son los brillos de cada objeto.
Entonces podemos, por ejemplo, averiguar cuántas veces más brillante es un objeto que tiene una magnitud 1 con respecto a un objeto que tiene magnitud 2:
1-2= -2,5 log(F1/F2) de donde → F1/F2= 100,4 → F1/F2 = 2,511
Es decir que Sirio parece 13.200.000.000 veces más débil que el Sol. Pero Sirio es en realidad mucho más brillante que el Sol, sólo que está mucho más distante por eso aparenta ser más débil.
Entonces podemos, por ejemplo, averiguar cuántas veces más brillante es un objeto que tiene una magnitud 1 con respecto a un objeto que tiene magnitud 2:
Es decir: una estrella con magnitud 1 es 2,511 veces más brillante que una estrella con magnitud 2. Podemos hacer el mismo ejercicio con el Sol y la estrella Sirio, que es la estrella más brillante
del cielo nocturno:
del cielo nocturno:
(-1,5) - (-26,8) = -2,5 log(FSirio/FSol) → FSirio/FSol = 10-10,1 = 7,9 x 10-11 = 1/13.200.000.000
Es decir que Sirio parece 13.200.000.000 veces más débil que el Sol. Pero Sirio es en realidad mucho más brillante que el Sol, sólo que está mucho más distante por eso aparenta ser más débil.
En una noche perfectamente despejada, desde un lugar completamente oscuro, el ojo humano es capaz de detectar objetos más brillantes que magnitud 6 o 6,5.
Sin embargo, en la actualidad es muy difícil encontrar lugares en los que no exista ningún tipo de contaminación lumínica. Las luces de las ciudades no nos permiten admirar completamente nuestro cielo, y la atmósfera también se lleva su parte ya que refleja la luz emitida desde las ciudades. Varios proyectos internacionales se han llevado a cabo para concientizar a la sociedad en este sentido, el más emblemático es el programa “Globe at Night”, en el que todos los años se invita al público en general a caracterizar su cielo nocturno, y “Dark Skies” que proponen soluciones simples para lograr mantener los cielos oscuros, al mismo tiempo que se genera
conciencia en el ahorro de energía.
¿Cuánto vemos de nuestro cielo?
Sin embargo, en la actualidad es muy difícil encontrar lugares en los que no exista ningún tipo de contaminación lumínica. Las luces de las ciudades no nos permiten admirar completamente nuestro cielo, y la atmósfera también se lleva su parte ya que refleja la luz emitida desde las ciudades. Varios proyectos internacionales se han llevado a cabo para concientizar a la sociedad en este sentido, el más emblemático es el programa “Globe at Night”, en el que todos los años se invita al público en general a caracterizar su cielo nocturno, y “Dark Skies” que proponen soluciones simples para lograr mantener los cielos oscuros, al mismo tiempo que se genera
conciencia en el ahorro de energía.
¿Cuánto vemos de nuestro cielo?
Podemos entonces ahora preguntarnos hasta qué magnitud somos capaces de observar en nuestro cielo. Para esto podemos tomar mapas del cielo como referencia. Estos mapas de una pequeña región alrededor de una constelación conocida nos muestran todas las estrellas existentes en esa región hasta una dada magnitud.
Más abajo incluimos un ejemplo tomando la constelación de la Cruz del Sur (descargar desde http://bit.ly/16pbPVi o
http://www.globeatnight.org/pdf/GaN2013_FamilyActivityPacket_Crux_Spanish.pdf
Pueden mirar los detalles en internet eligiendo su país en: http://www.globeatnight.org/es/webapp/)
Lo único que tenemos que hacer es comparar el cielo sobre nuestra cabeza con las imágenes patrón, hasta determinar cuál de ellas se parece más a lo que nosotros observamos. Es recomendable observar el cielo en noches sin luna, durante unos 30 minutos, que es el tiempo que nuestro ojo necesita para adecuarse completamente a la oscuridad. Prestar atención a cuáles estrellas podemos identificar y qué tan brillantes las vemos.
Una vez que identificamos cuál es la imagen que más se le parece, ya sabemos hasta qué magnitud somos capaces de ver (en el extremo inferior derecho de cada imagen aparece un número que nos indica que podemos ver estrellas más brillantes que ese número)
Una vez que identificamos cuál es la imagen que más se le parece, ya sabemos hasta qué magnitud somos capaces de ver (en el extremo inferior derecho de cada imagen aparece un número que nos indica que podemos ver estrellas más brillantes que ese número)
¿Cuántas estrellas vemos?
Sabiendo con los ejercicios anteriores hasta qué magnitud somos capaces de ver, podemos estimar cuántas estrellas podemos ver en todo el cielo. El número promedio de estrellas hasta una dada magnitud por grado cuadrado se calcula como: log(Nm)=-0,0003 x m3 + 0,0019 x m2 + 0,484 x m - 3,82.
Por ejemplo, supongamos que tenemos un cielo excelente y vemos todos los objetos hasta magnitud 6, entonces el número de estrellas por grado cuadrado nos da: log(N6)= -0,912, por lo que N6= 0,12 estrellas por grado cuadrado.
Si consideramos que todo el cielo tiene en total 41.253 grados cuadrados, entonces el Número total de estrellas será 0,12*41.253=5.047. Ya que no vemos todo el cielo sino, con suerte, sólo la mitad de él, podemos decir que vemos 2.524 estrellas.
Otro ejemplo, si nuestro cielo es de magnitud 3 (como pasa en la mayoría de las ciudades) la cuenta anterior nos da: log(N3)=-2,359 de donde N3=0,0044. Entonces en nuestra mitad del cielo vemos 0,0044*41.253/2=90 estrellas...
Esa es la diferencia entre observar desde el campo u observar desde la ciudad: hay miles de estrellas que no podremos ver debido a la contaminación lumínica.
Por ejemplo, supongamos que tenemos un cielo excelente y vemos todos los objetos hasta magnitud 6, entonces el número de estrellas por grado cuadrado nos da: log(N6)= -0,912, por lo que N6= 0,12 estrellas por grado cuadrado.
Si consideramos que todo el cielo tiene en total 41.253 grados cuadrados, entonces el Número total de estrellas será 0,12*41.253=5.047. Ya que no vemos todo el cielo sino, con suerte, sólo la mitad de él, podemos decir que vemos 2.524 estrellas.
Otro ejemplo, si nuestro cielo es de magnitud 3 (como pasa en la mayoría de las ciudades) la cuenta anterior nos da: log(N3)=-2,359 de donde N3=0,0044. Entonces en nuestra mitad del cielo vemos 0,0044*41.253/2=90 estrellas...
Esa es la diferencia entre observar desde el campo u observar desde la ciudad: hay miles de estrellas que no podremos ver debido a la contaminación lumínica.
Referencias:
Apuntes básicos sobre Astronomía - 2014
Autores: Dra. Eugenia Díaz-Giménez / Dr. Ariel Zandivarez
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET)
Observatorio Astronómico de Córdoba (UNC)
Apuntes básicos sobre Astronomía - 2014
Autores: Dra. Eugenia Díaz-Giménez / Dr. Ariel Zandivarez
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET)
Observatorio Astronómico de Córdoba (UNC)
http://biblio.oac.uncor.edu/archivos/Apuntes_basicos_de_Astronomia.pdf
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