Astronomía

¿Dónde y cómo buscar las coordenadas y la magnitud de la estrella en esta predicción de ocultación?

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La motivación de esta pregunta proviene de esta pregunta. Se nombra una estrella en la predicción de ocultación que se muestra a continuación, de AsteroidOccultations.com's News & Announcements for 2014 MU69 en03-Jun-2017 03:11.

Creo que la estrella está en el cúmulo Omega Centauri, y creo que tiene una magnitud visual entre +12 y +14 aproximadamente. El nombre dado en la predicción esNH -08194514GLa ubicación que se muestra en la predicción esR.A: 19 03 34.493 DIC -20 34 39.34pero según Wikipedia, las coordenadas del cúmulo son aproximadamenteREAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES. 13h 27min, DIC. -47 grados, 29 m.

Necesito ayuda para comprender por qué las dos coordenadas parecen tan diferentes (¿estoy entendiendo mal la predicción?) Y para averiguar cómo buscar la magnitud visual de esta estrella en particular usando su nombre. Probé algunas búsquedas rápidas, pero me di cuenta de que estaba por encima de mi cabeza y no era probable que obtuviera la información correcta.


De la pregunta vinculada:

La gente se ha extendido por Sudamérica y Sudáfrica con telescopios con cámaras y relojes GPS y ha intentado ¡Observe cómo la sombra de una estrella de magnitud +13 proyectada por una roca en el CINTURÓN KUIPER pasa sobre la Tierra!

Los primeros informes de Twitter informaron cielos despejados e imágenes del cúmulo estelar Omega Centauri. Hay una etiqueta hash de Twitter para estos eventos, # mu69occ. Aquí hay una exposición de 500 milisegundos de unos días antes de la ocultación. El tiempo de exposición corto es necesario para eliminar los desechos a pequeña escala de la ocultación principal.

sobre: Cúmulo estelar Omega Centari, exposición de 500 milisegundos. Tuiteado por Alex Partker.

En realidad, el objetivo es buscar sombras proyectadas por escombros aún más pequeños, orbitando alrededor de la roca en el cinturón de Kuiper. Esto es para la planificación de la misión New Horizons.

sobre: De las noticias y anuncios de AsteroidOccultations.com para 2014 MU69


Creo que esta es una mala interpretación de este tweet: https://twitter.com/Alex_Parker/status/870169900970639360

Si miras la cadena de respuestas, comienza con https://twitter.com/Alex_Parker/status/870168057032921088 donde Alex Parker dice "Además, anoche mientras empacamos tomé una imagen muy rápida de la Nebulosa Carina con una de nuestras cámaras # MU69occ ".

El tweet en cuestión dice: "Así es como se ve Omega Centauri después de solo 500 milisegundos de exposición con una de las cámaras # MU69occ".

En otras palabras, Alex Parker estaba tomando imágenes de varios grupos con la cámara que planea usar para el evento MU69occ. Los objetivos de la imagen no tienen nada que ver con la ocultación en sí.

También fui a https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi y tomé una vista geocéntrica de "2014MU69" para el mes de junio y confirma que este objeto no está cerca de Centaurus.

EDITAR: Le envié un correo electrónico a Amanda M. Zangari ([email protected]) y su respuesta fue:

Hola Barry, no sé de dónde vienen los números de estrellas. Los ID de Gaia para cada una de las estrellas están aquí: http://www.boulder.swri.edu/MU69_occ/gaiainfo.html

Asteroide 113 Amaltea a Estrella Oculta

Por: David W. Dunham 12 de abril de 2018 1

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En la noche del 13 al 14 de abril, el asteroide 113 Amaltea ocultará una estrella de magnitud 11 en Sagitario.

Estas líneas representan las trayectorias proyectadas de una estrella de décima magnitud registradas por los observadores el 14 de marzo de 2017, cuando la estrella pasaba por detrás del asteroide 113 Amaltea. El pequeño círculo marrón justo debajo del óvalo amarillo corresponde a la ubicación de la luna del asteroide en ese momento.
IOTA / Brad Timerson

Alrededor de las 7:21 UT del 14 de abril (3:21 a.m. EDT), el asteroide 113 Amalthea de 50 km de ancho pasará frente a la estrella TYC 6253-3572-1 de magnitud 11,1. Se prevé que el camino de visibilidad, que pasa por el centro de Nueva York y Nueva Inglaterra, tenga unos 100 km de ancho. Los observadores en Buffalo, Rochester y Albany, así como los del sur de Vermont, New Hampshire y Maine, deberían poder observar el evento. Debido a las incertidumbres de la predicción, Boston también puede estar dentro del rango de visibilidad. El camino también se extiende hacia el oeste hasta el norte de Dakota del Sur, y la ocultación ocurre cerca de las 7:15 UT (2:15 a.m. CDT) allí. Sin embargo, la altitud de Amaltea sobre el horizonte será muy baja para los del oeste.

Los observadores en Arizona y Texas encontraron pruebas sólidas de un pequeño satélite de Amaltea durante una ocultación hace poco más de un año. Durante ese evento, el satélite, cuyo tamaño puede oscilar entre 3 y 10 km, estuvo muy cerca de Amaltea tal como se proyectaba en el plano del cielo, probablemente a solo unos kilómetros de distancia del borde del asteroide. Probablemente fue una alineación fortuita, el satélite está en una órbita de 50 a 100 km (o más) sobre la superficie de Amaltea. Se anima a los observadores hasta 200 km al norte o al sur de la ruta a que estén atentos a una posible ocultación por parte del satélite, que probablemente duraría menos de 2 segundos. Se espera que una ocultación central de Amalthea dure 10 segundos con una caída de magnitud 1.5 fácilmente visible.

La estrella TYC 6253-3572-1 se encuentra en RA 17 h 45 m 37 s, diciembre –17 ° 10 ′ 08 ″, en el noroeste de Sagitario a unos 2,5 ° al sureste de Xi (ξ) Serpentis de magnitud 3,5 (o aproximadamente a la mitad de ese estrella y M23). Los gráficos del buscador de diferentes escalas, pequeños mapas de ruta y otros detalles de eventos se encuentran en el sitio web de predicciones de ocultación de asteroides de Steve Preston. Aquí y aquí se puede encontrar una lista de tiempos y circunstancias para algunos cientos de observatorios y ciudades, así como listas de estrellas previas al punto para el este de Nueva York y el este de Nueva Inglaterra.

Cómo realizar e informar observaciones

Las observaciones de video o CCD son las más útiles para eventos como este, pero las observaciones visuales, incluso las que se realizan en el momento oportuno, pueden ser útiles para determinar la ruta real de la ocultación. Las aplicaciones de teléfonos móviles como Emerald Time o Time the Sat se pueden utilizar para medir el tiempo si no hay disponible una radio de onda corta para las señales horarias de WWV o CHU. Se proporciona más información sobre la observación de ocultaciones en la página de observación de la Asociación Internacional de Tiempo de Ocultación (IOTA). Para aquellos con CCD astronómicos, la mejor manera de usarlos para ocultaciones es con un escaneo de deriva.

Una herramienta útil para encontrar ocultaciones de asteroides visibles cerca de usted y para informar observaciones es el paquete de software gratuito de IOTA, Occult Watcher (OW). Incluye un mapa de Google interactivo para cada evento que se puede utilizar para encontrar un sitio de observación adecuado, así como para compartir su intención de observar allí. Esto ayuda a otros usuarios de OW a evitar duplicar sus observaciones.

Si puede observar la estrella objetivo durante el tiempo esperado (observe al menos un minuto antes y después del tiempo esperado), envíe un informe de su ubicación, la hora aproximada de inicio y finalización de su observación y cómo observó - incluso si no vio una ocultación. Un "error" puede ser tan útil como un "acierto". Si fue testigo de una ocultación, envíe los horarios del evento. Si no usa OW, puede enviar un informe por correo electrónico, preferiblemente utilizando el formulario de informe disponible aquí.

¡Ven a hablar con nosotros!

Si planea asistir al Foro de Astronomía del Noreste (NEAF) de este año en Suffern, Nueva York, está invitado a venir un día antes (viernes 20 de abril) para asistir a la reunión anual gratuita de IOTA, abierta a cualquier persona; consulte nuestra página de reuniones para detalles. Además, visítenos en el stand de IOTA en NEAF.


Ocultaciones planetarias para 2003

Por: David W. Dunham 6 de enero de 2004 0

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Los mapas de David Dunham en las páginas siguientes muestran la mayoría de las rutas de ocultación de asteroides que se predice que cruzarán partes bien pobladas de América del Norte, Europa, el este de Australia y Nueva Zelanda en 2003. Los eventos brillantes se muestran para otras áreas en este gran mapa del mundo (haga clic en el imagen para ver el cuadro completo). Las ubicaciones de las rutas son generalmente inciertas por algunos anchos de ruta.

Ilustración de cielo y telescopio.

"Aspectos destacados de la ocultación lunar de 2003", ya que estos intrusos tienen un tamaño angular mucho más pequeño que la Luna y se mueven más lentamente por el cielo. No importa si el asteroide es demasiado débil para verlo & # 8212, solo necesitas poder ver la estrella. Varias de las estrellas ocultas por los asteroides este año son lo suficientemente brillantes como para verlas fácilmente con binoculares.

Los astrónomos aficionados en muchos lugares separados que utilizan métodos simples de cronometraje pueden recopilar nuevos datos fundamentales sobre el tamaño, la forma y la atmósfera (si la hubiera) del cuerpo oculto. Es por eso que la International Occultation Timing Association (IOTA) busca estas observaciones. Es cierto que los grandes telescopios equipados con óptica adaptativa pueden revelar asombrosas formas y duplicidades de asteroides, pero los aficionados entusiastas pueden obtener la misma información observando ocultaciones. La clave es la coordinación & # 8212 se necesitan más de tres o cuatro "acordes" para trazar el perfil de un asteroide irregular.

Los mapas y tablas de este artículo describen muchas ocultaciones que tuvieron lugar en 2003, con énfasis en aquellas visibles desde áreas pobladas de América del Norte, Europa, Australia y Nueva Zelanda. Aquí solo se pueden cubrir los mejores eventos, pero se puede acceder a muchos más con la mayoría de los telescopios. Le animo a que visite los sitios web que se mencionan más adelante en este artículo para conocer otros eventos visibles en su área.

Ocultaciones norteamericanas

Aquí están la mayoría de las rutas de ocultación de asteroides que se prevé cruzarán América del Norte en 2003 (haga clic en la imagen para ver el gráfico completo). Como se explica en el texto, las ubicaciones de las rutas son generalmente inciertas por algunos anchos de ruta. Los caminos terminan en S donde el crepúsculo es demasiado fuerte para una observación eficaz, y en A donde la altitud de la estrella es demasiado baja. SEÑOR marca la salida de la luna en algunos caminos, mientras SRA marcas puesta de la luna. A lo largo de cada camino hay líneas inclinadas que dan la hora universal aproximada en la que se espera el evento.

Ilustración de cielo y telescopio.

Las predicciones de este tipo se han vuelto más fiables en los últimos años, ya que las posiciones de la mayoría de las estrellas ocultas se midieron con mucha precisión a principios de la década de 1990 por el satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea y se incorporaron en el altamente refinado Catálogo Tycho-2. Para asteroides relativamente pequeños, no podemos garantizar que verá una ocultación, pero las posibilidades ahora son mucho mejores. La mayoría de las veces, un observador cerca de la línea central tendrá una ocultación, y una buena cobertura está prácticamente asegurada si varios observadores se colocan a lo largo de una trayectoria prevista. Como ocurre con las ocultaciones de pastoreo lunar, los observadores móviles tienen una clara ventaja.

Las órbitas de los asteroides continúan mejorando, pero las trayectorias de las sombras reales en la superficie de la Tierra pueden diferir unos cientos de millas de las trayectorias nominales que se muestran aquí. Afortunadamente, Steve Preston de IOTA en Washington y Jan Manek en la República Checa pueden refinar una predicción unas semanas antes de una ocultación, utilizando principalmente observaciones de la estación Flagstaff del Observatorio Naval de EE. UU. Y el Observatorio de Table Mountain del Laboratorio de Propulsión a Chorro. Algunas actualizaciones se dan en el mensaje telefónico grabado de IOTA al 301-474-4945, pero la mayoría se dan en la sección de asteroides del sitio web de IOTA y en los sitios regionales que se encuentran en la parte superior de esa página. A menudo emitimos un Cielo y telescopio AstroAlert también. Para muchos eventos tratamos de coordinar la cobertura y, para ello, necesitamos las ubicaciones de los observadores activos.

La sección de notas del calendario mensual de Cielo y telescopio es un buen lugar para buscar gráficos de búsqueda de las mejores ocultaciones en un mes determinado. Los de la mayoría de los demás eventos se pueden encontrar en el sitio web de IOTA. Utilice un buscador con una apertura de 50 milímetros o más. En su telescopio principal, un ocular gran angular de baja potencia ayuda. No puedo exagerar la necesidad de permitir una cantidad generosa de tiempo, al menos media hora si no hay una estrella brillante cerca, para localizar la estrella objetivo.

Edwin Goffin en Agfa-Gevaert, Bélgica, proporcionó los datos utilizados para calcular las rutas y otra información para la mayoría de los eventos en este artículo. Pero Jerome Berthier y D. Hestroffer en París, y Scott Donnell en Colorado, encontraron varios eventos brillantes adicionales que involucraron principalmente asteroides más pequeños, con datos proporcionados por Steve Preston.

Se puede encontrar una lista completa de las mejores ocultaciones del mundo por planetas menores, que incluye más detalles sobre cada cuerpo oculto y ocultación, en la edición de marzo de 2003 de Cielo y telescopio, comenzando en la página 101.

Ocultaciones europeas

Este mapa muestra la mayoría de las rutas de ocultación de asteroides que se pronostica que cruzarán Europa en 2003. Como se explica en el texto, las ubicaciones de las rutas son generalmente inciertas por algunos anchos de ruta. Los caminos terminan en S donde el crepúsculo es demasiado fuerte para una observación eficaz, y en A donde la altitud de la estrella es demasiado baja. SEÑOR marca la salida de la luna en algunos caminos, mientras SRA marcas puesta de la luna. A lo largo de cada camino hay líneas inclinadas que dan la hora universal aproximada en la que se espera el evento. Haga clic en el mapa para ver el gráfico completo.

Ilustración de cielo y telescopio.

Notas sobre eventos individuales

A continuación se presentan comentarios sobre eventos seleccionados de enero a junio de 2003. La fecha del evento es seguida por el nombre del cuerpo ocultante. La posible área de visibilidad se enumera al final de cada descripción.

1 de febrero, Paracelso. La estrella tiene una compañera de magnitud 10,0 a 42,6 "de distancia en 74 ° p.a., que probablemente estará oculta en el este de Australia unas 2,3 horas antes, alrededor de las 10:12 hora universal. América del Norte, Asia (mundo)

2 de febrero, Iris. El componente B de 7.8 magnitud de 51 Piscium estará a 0.26 "de distancia en un p.a. 279 ° (hacia el oeste celeste). La caída en la luz combinada para este evento es de 2.3 magnitudes porque el componente B no se puede resolver y permanecerá visible durante la ocultación. Rusia (mundo)

14 de marzo, Mathilde. La mitad de Mathilde fue fotografiada por la nave espacial NEAR Shoemaker en 1997, por lo que las observaciones de esta ocultación podrían medir parte del contorno no observado para mejorar la medición del volumen y la densidad de este asteroide carbonoso. El componente B de magnitud 8,6 de SAO 96914, a 2,4 "de distancia de A en 97 ° p.a., se ocultará en una trayectoria que está completamente a la luz del día al oeste de la trayectoria de A. este de Asia (mundo)

24 de marzo, Budrose. La estrella 99 Tauri tiene una compañera de magnitud 12,3 a 5,5 "de distancia en 97 ° p.a. No se ocultará como se ve desde la Tierra. Australia

29 de marzo, Quirón. Quirón es el objeto Centauro más grande conocido, en realidad un gran cometa.América del norte

8 de junio, Klytaemnestra. La compañera de magnitud 14,5 de la estrella, a 2,6 "de distancia en pa 160 °, se ocultará aproximadamente 0,6 minutos antes a lo largo de una trayectoria de unos cinco anchos de trayectoria al norte de la primaria. Pero la ocultación de esta compañera será difícil de ver ya que el asteroide una magnitud más brillante. América del norte

Ocultaciones de Australia / Nueva Zelanda

Este mapa muestra la mayoría de las rutas de ocultación de asteroides que se pronostica que cruzarán el este de Australia y Nueva Zelanda en 2003. Como se explica en el texto, las ubicaciones de las rutas son inciertas en general por unos pocos anchos de ruta. Los caminos terminan en S donde el crepúsculo es demasiado fuerte para una observación eficaz, y en A donde la altitud de la estrella es demasiado baja. SEÑOR marca la salida de la luna en algunos caminos, mientras SRA marcas puesta de la luna. A lo largo de cada camino hay líneas inclinadas que dan la hora universal aproximada en la que se espera el evento. Haga clic en el mapa para ver el gráfico completo.

Ilustración de cielo y telescopio.

Notas adicionales sobre eventos individuales

Los siguientes son comentarios sobre eventos seleccionados de julio a diciembre de 2003. La fecha del evento es seguida por el nombre del cuerpo ocultante. La posible área de visibilidad se enumera al final de cada descripción.

7 de julio, Argentina. La compañera de magnitud 9,3 de la estrella, a 18 "de distancia en 16 ° p.a., no se ocultará. América del norte

22 de julio, Aeolia. Kappa1 (k1) Tauri puede ser un doble cercano, según la observación de Harold Povenmire de una ocultación lunar en 1974, pero eso no fue confirmado por Hipparcos. Europa, Turquía (mundo)

5 de septiembre, Steina. La Quinto Catálogo de Órbitas de Estrellas Binarias Visuales (Observatorio Naval de los EE. UU., 2001) enumera 87 Piscium como un binario astrométrico, pero esa entrada puede ser errónea, otros catálogos no muestran que la estrella sea doble. América del Sur (mundo)

13 de septiembre, Brixia. El compañero de magnitud 10,7 del SAO 95084, a 11 "de distancia en un p.a. 61 °, se ocultará en el centro de Argentina 23 segundos después. Centroamérica (mundo)

25 de septiembre, Chi c Geminorum. La estrella tiene un diámetro angular de 0,002 ", por lo que pasará 0,2 segundos desvaneciéndose y un tiempo similar regresando a la vista (donde el evento es central). América del Norte (mundo)

5 de noviembre, Feronia. El compañero de magnitud 11,9 de SAO 117986, a 2,4 "de distancia en pa 130 °, se ocultará a lo largo de un camino a unos 13 anchos de camino más hacia el norte, tres minutos más tarde. Pero la ocultación del compañero será difícil de ver, ya que probablemente no lo será. resuelto desde el primario (que es casi cuatro magnitudes más brillante). América del norte

21 de noviembre, Aidamina. Se proporcionan trayectorias separadas para los componentes de SAO 127289, separadas por 1,4 "en p.a. 199 °. Indonesia, sur de Asia (mundo)

30 de noviembre, Ampella. SAO 92196 B (magnitud 9.3) estará a 0.3 "de A en un p.a. 199 °, pero la ocultación de B será muy difícil de ver. noreste de Asia (mundo)

Ocultaciones de los planetas principales

Generalmente, más difíciles que las ocultaciones de asteroides son las ocultaciones de estrellas por parte de los planetas principales, ya que su brillo a menudo abruma a la mayoría de las estrellas. La siguiente tabla enumera las ocultaciones de estrellas por los planetas principales predichas por Goffin para 2003. Todos los planetas que realizan la ocultación mostrarán discos casi llenos.

Ocultaciones de estrellas por planetas principales
Fecha Planeta Diámetro Estrella revista Duración Area Central
Ene.
18
Júpiter 45.1" SAO
98418
9.3 El 148m E. Américas, Europa, África
Ene.
21
Venus 22.2" SAO
160149
8.6 Los 8m Este de América del Norte
Feb.
26
Marte 6.0" SAO
185634
7.8 4m S. Nueva Zelanda, Antártida
Mar.
21
Júpiter 42.3" SAO
98075
8.3 Los 387m América del Norte, Océano Pacífico
junio
15
Marte 14.2" PPM
722992
10.0 13m América del Sur
Nov.
1
Urano 3.6" TYC
5808 0088
11.5 Los 252m Europa, Medio Oriente
Nov.
15
Saturno 19.8" SAO
78867
8.6 Los 213m América del Norte, noroeste de América del Sur
Nov.
22
Marte 12.0" SAO
146571
9.4 10m Australia, Nueva Zelanda, Indonesia
Nov.
22
Marte 12.0" SAO
146575
10.0 9m Asia, Indonesia, Japón
Nov.
25
Saturno 20.0" TYC
1343 1900
8.3 150m E. Asia, W. N. América
Dic.
16
Marte 9.6" SAO
147023
7.4 7m Australia, Nueva Zelanda

15 de junio. Un destello central, producido por la luz de las estrellas refractada a través de la atmósfera de Marte, podría verse desde el centro de Chile, el norte de Argentina y Uruguay.

1ro de noviembre. Se pueden observar grandes atenuaciones de la estrella cuando pasa detrás de los anillos de Urano.

22 de noviembre, SAO 146571. Podría verse un destello central desde el oeste y el norte de Australia.

Los astrónomos profesionales también están tratando de predecir y observar ocultaciones de estrellas débiles por Plutón, la interesante luna de Neptuno, Tritón, objetos centauros como Quirón y cuerpos en el lejano Cinturón de Kuiper. Pero las estrellas más brillantes involucradas durante 2003, aparte de la del 29 de marzo que involucró a Quirón, son de magnitud 14 o más débiles y están fuera del alcance de la mayoría de los telescopios aficionados.


Observación de conceptos básicos

La observación de la ocultación es una aventura divertida que puede hacer casi cualquier persona con un mínimo de equipo y experiencia en astronomía, y que puede llevarlo a uno hacia una posible carrera en astronomía. Este tutorial está destinado a describir los conceptos básicos de las ocultaciones y las técnicas para observarlas. Puede ayudar al lector a decidir si explorar o no el interés en un aspecto de la observación de la ocultación u otro.

La International Occultation and Timing Association (IOTA) es una organización de voluntarios que predice, recopila, analiza y publica observaciones de ocultaciones. Tiene muchos recursos disponibles para ayudarte a iniciarte en esta fascinante aventura. Las referencias al final de este documento le brindarán más información sobre IOTA y la observación de ocultaciones.

Si aún no está familiarizado con los atributos básicos de las ocultaciones lunares y de asteroides, lea ¿Qué es una ocultación?

Observación de metas

El objetivo básico de las observaciones de ocultación es simple: medir el tiempo de los eventos de ocultación. Usamos el término & # 8220event & # 8221 para referirnos al momento en que una estrella está cubierta o descubierta por la luna o un asteroide. En una ocultación lunar total, medimos el tiempo de un solo evento de desaparición o reaparición. En una ocultación lunar de pastoreo, el observador puede registrar múltiples eventos. En la mayoría de las ocultaciones de asteroides, el observador registrará dos eventos, una desaparición y una reaparición. La hora claramente precisa es una parte importante de las observaciones de ocultación. Para la mayoría de las ocultaciones lunares y de asteroides, el objetivo es una precisión de 0,1 segundos o mejor. Y es importante tener en cuenta que estos tiempos deben ser precisos, 0,1 segundos o mejor, con respecto a UT (Universal Time). Los siguientes párrafos describirán varias técnicas de observación que los observadores de IOTA han utilizado. Tanto el equipo como las técnicas para la observación de la ocultación de asteroides han evolucionado a lo largo de los años. Para algunos observadores, el desarrollo de nuevas técnicas ha sido uno de los aspectos más emocionantes del trabajo de ocultación.

Conocimiento y equipo

Lo más importante es que todos los cambios en la luz de la estrella y # 8217 deben registrarse y cronometrarse con precisión. Los observadores de IOTA más experimentados observan con cámaras de video sensibles especializadas. El observador graba el video de la cámara durante el tiempo esperado de la ocultación y el observador puede revisar la cinta para anotar los tiempos más tarde. El mejor método para establecer el tiempo en el video es con un insertador de tiempo basado en GPS que inserta el tiempo en cada cuadro del video. En lugar del insertador de tiempo GPS para una base de tiempo, los observadores pueden grabar la estación de radio NIST WWV en la pista de audio de la grabadora de video. Una cámara de video y un insertador de tiempo GPS son actualmente las mejores herramientas para observar ocultaciones. El paso de nubes o las malas condiciones de visibilidad pueden confundir al observador visual y el video proporciona un registro más preciso de la señal de la estrella # 8217 durante el evento. Pero las observaciones visuales siguen siendo útiles y pueden ser un buen punto de partida para los observadores por primera vez. Al observar visualmente, el observador puede grabar su voz mientras observa el evento y el observador marcará verbalmente los eventos D (desaparición) y R (reaparición) verbalmente. Para las observaciones visuales, WWV suele ser la mejor fuente de tiempo (registrado junto con la voz de los observadores). Los servicios de hora basados ​​en protocolos NNTP (Internet) han aparecido en computadoras y teléfonos en los últimos años. Algunas de estas soluciones pueden ser lo suficientemente precisas para el trabajo de ocultación. Pero es mejor consultar con IOTA para verificar antes de usar estos servicios de tiempo.

Cuando se observan ocultaciones lunares, encontrar la estrella suele ser una tarea relativamente fácil. Sin embargo, localizar la estrella objetivo para la ocultación de un asteroide puede ser un desafío. Primero necesitará una capacidad buena e independiente para encontrar estrellas en el cielo, un telescopio con o sin plataforma de seguimiento y acceso básico a Internet (desde su base de operaciones, generalmente en casa). Uno no puede depender completamente de los telescopios GO-TO automáticos para hacer el trabajo de encontrar una estrella objetivo que está programada para ser eclipsada por un asteroide que pasa. Es obligatorio aprender a usar mapas de estrellas y, en particular, saber cómo "saltar de estrella" a la estrella objetivo, que podría tener una magnitud de 6 a 13, dependiendo del nivel de dificultad de la estrella objetivo de ocultación. Esta área de trabajo de ocultación brinda la mayor oportunidad para un descubrimiento real: estrellas dobles desconocidas, determinación de las formas y tamaños de planetas menores y la posible detección de un nuevo satélite asteroide natural.

Para observar visualmente una ocultación lunar total, necesitará:

  • telescopio
  • grabadora que puede grabar su voz, ya sea un casete o un dispositivo de grabación de voz digital (por ejemplo, grabadora de voz de teléfono celular)
  • radio de onda corta que puede captar señales horarias a 5, 10 o 15 Mhz (América del Norte)
  • hora prevista del evento de ocultación en su ubicación.

Comenzará observando una estrella que se somete a una ocultación lunar, luego la registrará y consultará el Manual de IOTA (capítulo 3 y otros recursos de IOTA en línea) para reducir e informar
tu información.

La siguiente fase consistirá en utilizar sus nuevas habilidades para observar (y quizás grabar con el mismo equipo) una ocultación de asteroides. Sus recursos de predicción se encontrarán a través del sitio web principal de IOTA & # 8217s. Puede examinar los eventos enumerados para determinar qué eventos pueden observarse cerca de su ubicación. O puede instalar el programa gratuito OccultWatcher para buscar eventos automáticamente (consulte la página de software IOTA & # 8217s). Con estos recursos puede determinar las áreas geográficas de mejor visualización, información clave sobre cada ocultación y mapas estelares. El Manual de IOTA (Apéndice F) explica cómo enviar sus observaciones a IOTA.

En muchos casos, una observación de la ocultación de un asteroide predicha dará como resultado que no se observe ninguna ocultación (una & # 8220miss & # 8221 u observación negativa). Las observaciones negativas pueden deberse a datos inexactos sobre la posición de la estrella y / o la órbita de los asteroides. Los datos negativos son siempre útiles ya que estos "fallos" definen los límites de la sombra del asteroide y # 8217s y, por lo tanto, determinan la extensión del perfil real del asteroide. Las observaciones negativas son resultados importantes y los observadores deben informar tanto las observaciones negativas como las positivas (eventos).

Si desea dedicar más recursos a las ocultaciones, puede avanzar a la siguiente fase, que es la grabación de video de la ocultación de un asteroide, pero esto requerirá una inversión de quizás $ 300- $ 500 más o menos para
obtenga una cámara de video Supercircuits PC164C-EX-2, batería, videocámara (o grabadora de video digital, DVR), micrófono PA3, videocámara Canon ZR (generalmente de ebay), cables asociados y un insertador de tiempo IOTA VTI GPS. En lugar del insertador de tiempo GPS IOTA VTI, una vez puede usar una radio de onda corta (costo aproximado de $ 50 a $ 75) para recibir señales de tiempo como se indicó anteriormente. El insertador de tiempo de video basado en GPS identificará y registrará la latitud y longitud de la ubicación del sitio de observación. La hora GPS (Universal Time, UT) se superpondrá en el video en tiempo real a 1/100 de segundo o mejor. Las ocultaciones de asteroides de estrellas brillantes generalmente requieren que el observador sea
móvil y viajes. Solo ocasionalmente (por lo general, unas pocas veces al año) se puede observar la ocultación de un asteroide desde su hogar: los anchos de camino (20 km - 250 km) deben cruzar el lugar donde vive. Ser móvil traerá más eventos al alcance y brindará más oportunidades.

Múltiples observadores / múltiples estaciones de observación

Para las ocultaciones lunares y de asteroides, un solo observador puede producir un solo punto de datos, a menos que tenga mucha experiencia en la instalación de múltiples estaciones de video desatendidas. Un observador puede lograr el éxito, pero nunca debe hacerlo a expensas de otros observadores. Por lo tanto, existe una gran necesidad de un equipo de personas que trabajen en coordinación entre sí o con otras personas / equipos, ya sea cerca o en otras regiones geográficas, con el fin de maximizar la cantidad de datos que se pueden recopilar para una ocultación en particular. El programa de software gratuito Occult Watcher permite a los observadores compartir con otros observadores sus ubicaciones previstas para observar las ocultaciones de asteroides. Cada observador ingresa una ubicación que luego aparece como un icono en el mapa de ruta. Esto permite evitar la duplicación de sitios para optimizar la cobertura y promover el trabajo en equipo. Se debe realizar una coordinación anticipada de la observación para maximizar los resultados, pero especialmente para superar los obstáculos climáticos. Un observador experimentado debe ser responsable de ayudar a capacitar a nuevas personas en los métodos adecuados para comprender las predicciones y cómo lograr una recopilación de datos exitosa. El objetivo, más allá de divertirse, es recopilar información que sea científicamente útil. La disciplina y el cumplimiento del procedimiento ayudarán a lograrlo.

Para las ocultaciones lunares en pastoreo, un solo observador solo puede tomar muestras de una pequeña región del terreno lunar, ya que la estrella desaparece y reaparece alternativamente. Al incluir otros observadores ubicados en diferentes lugares y espaciados perpendicularmente al primero, se puede hacer una cobertura de áreas sucesivas norte y sur hasta que el observador más lejano esté realmente fuera del camino y no vea ninguna desaparición o reaparición. Esto permitirá dibujar un perfil de las montañas a lo largo de la rama lunar. Una observación de "error" (no se ve una ocultación) puede no parecer útil, pero en la astronomía de la ocultación esos datos pueden ser científicamente valiosos ya que pueden definir los límites superiores de ciertas características lunares. Se necesita un equipo por una razón diferente en la que se observan ocultaciones de asteroides, ya que las predicciones son menos confiables. Un solo observador puede ver o no la ocultación de un asteroide, pero un equipo de observadores ampliamente espaciado ayudará a garantizar que se observe que el asteroide oculta la estrella y puede definir áreas donde no se ve ninguna ocultación. Esto proporciona pistas valiosas sobre la calidad de la predicción y puede definir con mayor precisión el tamaño de la sombra del asteroide y las limitaciones de tamaño del asteroide.

Ubicación de observación

El tiempo es el elemento más importante en la observación de la ocultación por dos razones. Debe tener la hora más precisa para sus observaciones. En segundo lugar, el tiempo es esencial en la planificación de una ocultación en particular. El observador tendrá que definir un & # 8216timeline & # 8217: planificar la ubicación del sitio (si no está observando en casa), viajar a él, garantizar su seguridad, configurar el equipo, tratar con problemas imprevistos, localizar la estrella objetivo y luego haciendo la observación. Hay muchos factores que pueden afectar la ejecución del cronograma. Además, su posición en latitud y longitud debe conocerse a ± 100 metros para una ocultación de asteroides y ± 10 metros para ocultaciones lunares / de pastoreo. Su elevación (altitud) debe conocerse con ± 5 metros. El insertador GPS Video Time descrito anteriormente muestra la posición del suelo y la altitud en su grabadora. O se puede determinar su posición / altitud a partir de un receptor GPS de bajo costo disponible comercialmente y / o mapas topográficos en línea.

Reductores focales

Encontrar una estrella objetivo es el mayor desafío para las ocultaciones de asteroides. Se requiere el campo de visión más amplio posible, especialmente para las estrellas objetivo débiles. Para obtener esto, un reductor focal es de gran ayuda. Si uno no se usa, el proceso de encontrar el objetivo (o reubicarlo) tiende a ser bastante largo y si un observador tiene dificultades, podría convertirse en una tarea imposible si uno no tiene suficientes habilidades para encontrar estrellas o no tiene suficiente tiempo.

Reducción de datos

Si graba una ocultación en video, puede extraer datos de sus programas de software gratuitos de video LiMovie o Tangra (disponible a través de la página de software IOTA & # 8217s). Este programa analizará archivos de video (típicos en un archivo AVI) en busca de eventos de ocultación (ocultaciones tanto lunares como de asteroides). Si tiene alguna pregunta sobre el funcionamiento de estos programas, puede consultar otros recursos en el sitio web de IOTA & # 8217s o pedir ayuda a otros observadores de IOTA experimentados a través de uno de los foros en línea de IOTA.

Informar de su observación

Después de analizar sus datos para determinar las horas del evento, puede informar su observación al coordinador regional de su área de observación: Informe de observaciones.


Contenido

α Leonis (Latinizado a Alpha Leonis) es la designación de Bayer del star system. El nombre tradicional Rēgulus es el latín para 'príncipe' o 'pequeño rey'. En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [21] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [22] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN que incluía Regulus para esta estrella. Ahora está inscrito en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU. [23]

El sistema Regulus en su conjunto es la vigésimo primera estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud aparente de +1,35. La salida de luz está dominada por Regulus A. Regulus B, si se ve de forma aislada, sería un objeto binocular de magnitud +8,1, y su compañera, Regulus C, la más débil de las tres estrellas que se ha observado directamente, requeriría una sustancial telescopio a ser visto, con una magnitud de +13,5. Regulus A es en sí mismo un binario espectroscópico; la estrella secundaria aún no se ha observado directamente, ya que es mucho más débil que la primaria. El par BC se encuentra a una distancia angular de 177 segundos de arco de Regulus A, lo que los hace visibles en telescopios de aficionados. [24]

Regulus se encuentra a 0,465 grados de la eclíptica, [25] la más cercana de las estrellas brillantes, y la Luna la oculta regularmente. Las ocultaciones de Mercurio y Venus son posibles pero raras, al igual que las ocultaciones de asteroides. Otras siete estrellas que tienen una designación de Bayer están a menos de 0,9 ° de la eclíptica (perfeccionado, plano medio de la órbita terrestre y trayectoria media aparente del sol), la siguiente más brillante de las cuales es δ (Delta) Geminorum, de magnitud +3,53. Como Regulus se alinea estrechamente con las órbitas medias de los objetos más importantes del sistema solar y es de una magnitud muchas veces mayor que sus comparadores, el sistema tiene un uso telescópico avanzado (para estudiar e identificar objetos que pueden ser su órbita) como cuando es oculta por un asteroide conocido y en la observación de la sombra formada por cualquier materia del sistema solar intermedio, incluidos los asteroides.

La última ocultación de Regulus por un planeta fue el 7 de julio de 1959 por Venus. [26] El próximo ocurrirá el 1 de octubre de 2044, también por Venus. Otros planetas no ocultarán a Regulus durante los próximos milenios debido a las posiciones de sus nodos. Una ocultación de Regulus por el asteroide 166 Rhodope fue observada por 12 investigadores de Portugal, España, Italia y Grecia el 19 de octubre de 2005. Se midió la curvatura diferencial de la luz para que fuera consistente con la relatividad general. [27] Regulus fue ocultado por el asteroide 163 Erigone en la madrugada del 20 de marzo de 2014. [28] El centro de la trayectoria de las sombras pasó por Nueva York y el este de Ontario, pero no se sabe que nadie lo haya visto, debido a Cubierto de nubes. La Asociación Internacional de Tiempo de Ocultación no registró ninguna observación. [29]

Aunque se ve mejor por la noche a fines del invierno y la primavera del hemisferio norte, Regulus aparece en algún momento de la noche durante todo el año, excepto durante aproximadamente un mes (dependiendo de la capacidad para compensar el resplandor del sol, idealmente hecho en el crepúsculo) en cualquier lado. del 22 al 24 de agosto, cuando el Sol se superpone. [30] Así, la estrella puede verse toda la noche, cruzando el cielo, a finales de febrero. Regulus pasa a través del LASCO C3 de SOHO cuando el sol se superpone. [31] Para la mayoría de los observadores de la Tierra, el ascenso helíaco (aparición antes del amanecer) de Regulus ocurre en la primera semana de septiembre. Cada 8 años, Venus casi oculta el sistema estelar en esa época, como el 5 de septiembre de 2014.

Regulus es un sistema de estrellas múltiples que consta de al menos cuatro estrellas. Regulus A es la estrella dominante, con una compañera binaria a 177 "distante que se cree que está relacionada físicamente. Regulus D es una compañera de magnitud 12 a 212", [32] pero es un objeto de fondo no relacionado. [33]

Regulus A es una estrella binaria que consta de una estrella subgigante azul-blanca de tipo espectral B8, que está orbitada por una estrella de al menos 0,3 masas solares, que probablemente sea una enana blanca. Las dos estrellas tardan aproximadamente 40 días en completar una órbita alrededor de su centro de masa común. Dada la forma extremadamente distorsionada del primario, el movimiento orbital relativo puede verse alterado notablemente con respecto al escenario puramente keplerio de dos cuerpos debido a perturbaciones orbitales a largo plazo no despreciables que afectan, por ejemplo, su período orbital. En otras palabras, la tercera ley de Kepler, que se cumple exactamente solo para dos masas puntuales, ya no sería válida para el sistema Regulus. Durante mucho tiempo se pensó que Regulus A era bastante joven, de solo 50 a 100 millones de años, calculado comparando su temperatura, luminosidad y masa. La existencia de una compañera enana blanca significaría que el sistema tiene al menos mil millones de años, solo para explicar la formación de la enana blanca. La discrepancia se puede explicar por un historial de transferencia de masa a un Regulus A, una vez más pequeño [17].

El primario de Regulus A tiene aproximadamente 3.8 veces la masa del Sol. Gira extremadamente rápido, con un período de rotación de solo 15.9 horas, lo que hace que tenga una forma muy achatada. [15] Esto da como resultado el llamado oscurecimiento por gravedad: la fotosfera en los polos de Regulus es considerablemente más caliente y cinco veces más brillante por unidad de superficie que su región ecuatorial. [17] La ​​superficie de la estrella en el ecuador gira a unos 320 kilómetros por segundo (199 millas por segundo), o el 96,5% de su velocidad angular crítica de ruptura. Emite luz polarizada debido a esto. [dieciséis]

Regulus BC es 5000 AU [34] de Regulus A. Comparten un movimiento propio común y se cree que orbitan entre sí. [4] Designado Regulus B y Regulus C, el par tiene el número de catálogo de Henry Draper HD 87884. El primero es una estrella K2V, mientras que el segundo es sobre M4V. [15] La pareja compañera tiene un período orbital de aproximadamente 600 años [4] con una separación de 2.5 "en 1942. [15]

Rēgulus es el latín para 'príncipe' o 'pequeño rey' [35] su equivalente griego (latinizado) es Basiliscus. [36] [37] También se conoce como Qalb al-Asad, del árabe قلب الأسد, que significa 'el corazón del león', un nombre ya atestiguado en el griego Kardia Leontos [36] [38] cuyo equivalente latino es Cor Leōnis. La frase árabe a veces se aproxima a Kabelaced. [ cita necesaria ] En chino se conoce como 轩辕 十四, la Decimocuarta Estrella de Xuanyuan, el Emperador Amarillo. En la astronomía india, Regulus corresponde al Nakshatra Magha ("el generoso").

Los babilonios lo llamaron Sharru ("el Rey"), y marcó la decimoquinta constelación de la eclíptica. En la India se conocía como Maghā ("el Poderoso"), en Sogdiana Magh ("el Grande"), en Persia Miyan ("el Centro") y también como Venant, una de las cuatro 'estrellas reales' de la monarquía persa. [39] Era una de las quince estrellas behenianas conocidas por los astrólogos medievales, asociada con el granito, la artemisa y el símbolo cabalístico.


Contenido

El nombre tradicional Aldebarán deriva del árabe al Dabarān ("الدبران"), que significa "el seguidor", porque parece seguir a las Pléyades. [15] [16] En 2016, el Grupo de Trabajo de la Unión Astronómica Internacional sobre Nombres de Estrellas (WGSN) aprobó el nombre propio Aldebarán para esta estrella. [17] [18]

Aldebarán es la estrella más brillante de la constelación de Tauro, al igual que la designación de Bayer α Tauri, latinizada como Alpha Tauri. Tiene la designación Flamsteed 87 Tauri como la estrella 87 en la constelación de aproximadamente 7ma magnitud o más brillante, ordenada por ascensión recta. También tiene el número de catálogo Bright Star 1457, el número HD 29139 y el número de catálogo Hipparcos 21421, que se ven principalmente en publicaciones científicas.

Es una estrella variable que figura en el Catálogo General de Estrellas Variables, pero aparece usando su designación Bayer y no tiene una designación de estrella variable separada. [4]

Aldebarán y varias estrellas cercanas están incluidas en catálogos de estrellas dobles como el Catálogo de estrellas dobles de Washington como WDS 04359 + 1631 y el Catálogo de estrellas dobles de Aitken como ADS 3321. Se incluyó con una compañera de magnitud 11 como estrella doble como H IV 66 en el Catálogo de Herschel de Estrellas Dobles y Σ II 2 en el Catálogo de Estrellas Dobles de Struve, y junto con una estrella de magnitud 14 como β 550 en el Catálogo de Estrellas Dobles de Burnham. [19] [20]

Aldebarán es una de las estrellas más fáciles de encontrar en el cielo nocturno, en parte por su brillo y en parte por estar cerca de uno de los asterismos más notorios del cielo. Siguiendo las tres estrellas del cinturón de Orión en la dirección opuesta a Sirio, la primera estrella brillante encontrada es Aldebarán. [21]

La estrella está, por casualidad, en la línea de visión entre la Tierra y las Híades, por lo que tiene la apariencia de ser el miembro más brillante del cúmulo abierto, pero el cúmulo que forma el asterismo en forma de cabeza de toro es más del doble. tan lejos, a unos 150 años luz. [22]

Aldebarán está a 5,47 grados al sur de la eclíptica, por lo que la Luna puede ocultarlo. Tales ocultaciones ocurren cuando el nodo ascendente de la Luna está cerca del equinoccio de otoño. [23] Se produjo una serie de 49 ocultaciones a partir del 29 de enero de 2015 y finalizó el 3 de septiembre de 2018. [24] Cada evento fue visible desde puntos en el hemisferio norte o cerca del ecuador, p. Ej. Australia o Sudáfrica nunca pueden observar una ocultación de Aldebarán ya que está demasiado al sur de la eclíptica. Se obtuvo una estimación razonablemente precisa del diámetro de Aldebarán durante la ocultación del 22 de septiembre de 1978. [25] Aldebarán está en conjunción con el Sol alrededor del 1 de junio de cada año. [26]

Con una magnitud de banda J en el infrarrojo cercano de -2,1, solo Betelgeuse (-2,9), R Doradus (-2,6) y Arcturus (-2,2) son más brillantes en esa longitud de onda. [7]

El 11 de marzo de 509 d.C., se observó una ocultación lunar de Aldebarán en Atenas, Grecia. [27] El astrónomo inglés Edmund Halley estudió el momento de este evento, y en 1718 concluyó que Aldebarán debe haber cambiado de posición desde ese momento, moviéndose varios minutos de arco más hacia el norte. Esto, así como las observaciones de las posiciones cambiantes de las estrellas Sirio y Arcturus, llevaron al descubrimiento del movimiento adecuado. Según las observaciones actuales, la posición de Aldebarán se ha desplazado 7 ′ en los últimos 2000 años aproximadamente un cuarto del diámetro de la luna llena. [28] [29] Debido a la precesión de los equinoccios, hace 5.000 años el equinoccio de primavera (equinoccio (hemisferio norte)) estaba cerca de Aldebarán. [30]

El astrónomo inglés William Herschel descubrió una débil compañera de Aldebarán en 1782 [31], una estrella de magnitud 11 con una separación angular de 117 ″. En 1888, S. W. Burnham demostró que esta estrella era en sí misma una estrella doble cercana, y descubrió una compañera adicional de magnitud 14 con una separación angular de 31 ″. Las siguientes mediciones del movimiento adecuado mostraron que el compañero de Herschel se separaba de Aldebarán y, por lo tanto, no estaban conectados físicamente. Sin embargo, el compañero descubierto por Burnham tenía casi exactamente el mismo movimiento propio que Aldebaran, lo que sugiere que los dos formaron un amplio sistema estelar binario. [32]

Trabajando en su observatorio privado en Tulse Hill, Inglaterra, en 1864 William Huggins realizó los primeros estudios del espectro de Aldebarán, donde pudo identificar las líneas de nueve elementos, entre ellos hierro, sodio, calcio y magnesio. En 1886, Edward C. Pickering en el Observatorio de la Universidad de Harvard utilizó una placa fotográfica para capturar cincuenta líneas de absorción en el espectro de Aldebarán. Esto pasó a formar parte del Catálogo Draper, publicado en 1890. En 1887, la técnica fotográfica había mejorado hasta el punto de que era posible medir la velocidad radial de una estrella a partir de la cantidad de desplazamiento Doppler en el espectro. Por este medio, la velocidad de recesión de Aldebarán se estimó en 30 millas por segundo (48 km / s), utilizando mediciones realizadas en el Observatorio de Potsdam por Hermann C. Vogel y su asistente Julius Scheiner. [33]

Aldebarán se observó utilizando un interferómetro conectado al telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson en 1921 para medir su diámetro angular, pero no se resolvió en estas observaciones. [34]

La extensa historia de observaciones de Aldebarán llevó a que se incluyera en la lista de 33 estrellas elegidas como puntos de referencia para la misión Gaia para calibrar los parámetros estelares derivados. [35] Anteriormente se había utilizado para calibrar instrumentos a bordo del Telescopio Espacial Hubble. [13]

Aldebarán figura como el estándar espectral para las estrellas de tipo K5 + III. [6] Su espectro muestra que es una estrella gigante que ha evolucionado a partir de la banda de secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell después de agotar el hidrógeno en su núcleo. El colapso del centro de la estrella en un núcleo de helio degenerado ha encendido una capa de hidrógeno fuera del núcleo y Aldebarán se encuentra ahora en la rama del gigante rojo (RGB). [5]

La temperatura efectiva de la fotosfera de Aldebarán es de 3.910 K. Tiene una gravedad superficial de 1,59 cgs, típica de una estrella gigante, pero unas 25 veces más baja que la de la Tierra y 700 veces más baja que la del Sol. Su metalicidad es aproximadamente un 30% más baja que la del Sol.

Las mediciones del satélite Hipparcos y otras fuentes sitúan a Aldebarán a unos 65,3 años luz (20,0 parsecs) de distancia. [10] La astrosismología ha determinado que es aproximadamente un 16% más masivo que el Sol, [11] sin embargo, brilla con 518 veces la luminosidad del Sol debido al radio expandido. El diámetro angular de Aldebarán se ha medido muchas veces. El valor adoptado como parte de la calibración de referencia de Gaia es 20.580 ± 0.030 mas. [13] Tiene 44 veces el diámetro del Sol, aproximadamente 61 millones de kilómetros. [36]

Aldebarán es una estrella ligeramente variable, asignada al tipo irregular lento LB. El Catálogo General de Estrellas Variables indica una variación entre la magnitud aparente 0,75 y 0,95 de los informes históricos. [4] Los estudios modernos muestran una amplitud menor, y algunos muestran casi ninguna variación. [37] La ​​fotometría de Hipparcos muestra una amplitud de solo alrededor de 0.02 magnitudes y un período posible de alrededor de 18 días. [38] La fotometría terrestre intensiva mostró variaciones de hasta 0,03 magnitudes y un período posible de alrededor de 91 días. [37] El análisis de las observaciones durante un período mucho más largo todavía encuentra una amplitud total que probablemente sea inferior a 0,1 magnitudes, y la variación se considera irregular. [39]

La fotosfera muestra abundancias de carbono, oxígeno y nitrógeno que sugieren que el gigante ha pasado por su primera etapa de dragado, un paso normal en la evolución de una estrella a un gigante rojo durante el cual el material de las profundidades de la estrella se lleva a la superficie por convección. [40] Con su lenta rotación, Aldebaran carece de la dínamo necesaria para generar una corona y, por lo tanto, no es una fuente de emisión de rayos X duros. Sin embargo, es posible que aún haya campos magnéticos a pequeña escala en la atmósfera inferior, como resultado de la turbulencia de convección cerca de la superficie. La fuerza medida del campo magnético en Aldebarán es de 0,22 Gauss. [41] Cualquier emisión de rayos X suave resultante de esta región puede ser atenuada por la cromosfera, aunque se ha detectado emisión ultravioleta en el espectro. [42] Actualmente, la estrella está perdiendo masa a una velocidad de (1–1,6) × 10 −11 M año −1 (aproximadamente una masa terrestre en 300.000 años) con una velocidad de 30 km s −1. [40] Este viento estelar puede ser generado por campos magnéticos débiles en la atmósfera inferior. [42]

Más allá de la cromosfera de Aldebarán hay una atmósfera externa molecular extendida (MOLsphere) donde la temperatura es lo suficientemente fría como para que se formen moléculas de gas. Esta región se encuentra en aproximadamente 2,5 veces el radio de la estrella y tiene una temperatura de aproximadamente 1.500 K. El espectro revela líneas de monóxido de carbono, agua y óxido de titanio. [40] Fuera de la MOLSphere, el viento estelar continúa expandiéndose hasta que alcanza el límite de choque de terminación con el medio interestelar ionizado y caliente que domina la Burbuja Local, formando una astrosfera aproximadamente esférica con un radio de alrededor de 1,000 AU, centrada en Aldebarán. [43]

Cinco estrellas tenues aparecen cerca de Aldebarán en el cielo. Estos componentes de estrellas dobles recibieron designaciones de letras latinas en mayúsculas más o menos en el orden de su descubrimiento, con la letra A reservada para la estrella primaria. Algunas características de estos componentes, incluida su posición en relación con Aldebarán, se muestran en la tabla.

WDS 04359 + 1631 Entrada de catálogo [20]
α Tau Aparente
Magnitud
Angular
Separación (″)
Posición
Ángulo (°)
Año Parallax (mas)
B 13.60 31.60 113 2007 47.3417 ± 0.1055 [44]
C 11.30 129.50 32 2011 19.1267 ± 0.4274 [45]
D 13.70
mi 12.00 36.10 323 2000
F 13.60 255.70 121 2000 0.1626 ± 0.0369 [46]

Algunas encuestas, por ejemplo, Gaia Data Release 2, [44] han indicado que Alpha Tauri B puede tener aproximadamente el mismo movimiento propio y paralaje que Aldebaran y, por lo tanto, puede ser un sistema binario físico. Estas mediciones son difíciles, ya que el componente tenue B aparece tan cerca de la estrella primaria brillante y el margen de error es demasiado grande para establecer (o excluir) una relación física entre los dos. Hasta ahora, ni el componente B, ni ninguna otra cosa, se ha demostrado inequívocamente que esté asociado físicamente con Aldebarán. [47] Se ha publicado un tipo espectral de M2.5 para Alpha Tauri B. [48]

Alpha Tauri CD es un sistema binario con las estrellas componentes C y D unidas gravitacionalmente y co-orbitando entre sí. Se ha demostrado que estas estrellas que co-orbitan están ubicadas mucho más allá de Aldebarán y son miembros del cúmulo estelar de las Híades. Al igual que el resto de estrellas del cúmulo, no interactúan físicamente con Aldebarán de ninguna manera. [31]

En 1993, las mediciones de la velocidad radial de Aldebaran, Arcturus y Pollux mostraron que Aldebaran exhibía una oscilación de velocidad radial de largo período, que podría interpretarse como un compañero subestelar. Las mediciones de Aldebarán implicaron un compañero con una masa mínima 11,4 veces mayor que la de Júpiter en una órbita de 643 días a una separación de 2,0 AU (300 Gm) en una órbita ligeramente excéntrica. Sin embargo, las tres estrellas encuestadas mostraron oscilaciones similares produciendo masas compañeras similares, y los autores concluyeron que la variación probablemente sea intrínseca a la estrella más que debido al efecto gravitacional de una compañera. [49]

En 2015, un estudio mostró evidencia estable a largo plazo tanto de un compañero planetario como de una actividad estelar. [12] Un análisis astrosísmico de los residuos al ajuste del planeta ha determinado que Aldebarán b tiene una masa mínima de 5,8 ± 0,7 masas de Júpiter, y que cuando la estrella estaba en la secuencia principal le habría dado a este planeta niveles similares a los de la Tierra. iluminación y, por tanto, potencialmente, temperatura. [11] Esto lo colocaría a él ya cualquiera de sus lunas en la zona habitable.

Aldebaran era originalmente نير الضبران (Nā᾽ir al Dabarān en árabe), que significa "el brillante del seguidor". al Dabarān (الدبران) luego se aplicó a toda la mansión lunar que contiene las Híades. [16] Se supone que lo que estaba siguiendo son las Pléyades. [15] Se ha utilizado una variedad de ortografías transliteradas, con la actual Aldebarán convirtiéndose en estándar hace relativamente poco tiempo. [dieciséis]

Mitología editar

Esta estrella fácil de ver y llamativa en su sugestivo asterismo es un tema popular para los mitos antiguos y modernos.

  • Cultura mexicana: Para los seris del noroeste de México, esta estrella proporciona luz a las siete mujeres que dan a luz (Pléyades). Tiene tres nombres: Hant Caalajc Ipápjö, Queeto, y Azoj Yeen oo Caap ("estrella que se adelanta"). El mes lunar correspondiente a octubre se llama Queeto yaao "Camino de Aldebarán". [50]
  • Cultura aborigen: en el río Clarence, en el noreste de Nueva Gales del Sur, esta estrella es el antepasado Karambal, que robó la esposa de otro hombre. El marido de la mujer lo localizó y quemó el árbol en el que se escondía. Se cree que se elevó al cielo en forma de humo y se convirtió en la estrella Aldebarán. [51]

Nombres en otros idiomas Editar

  • En la astronomía hindú se la identifica como la mansión lunar Rohini ("la roja") y como una de las veintisiete hijas de Daksha y esposa del dios Chandra (Luna).
  • En griego antiguo se le ha llamado Λαμπαδίας Lampadias, literalmente "como una antorcha o -portador ". [52]
  • En chino, 畢 宿 (Bì Xiù), significado Neto, se refiere a un asterismo que consiste en Aldebarán, ε Tauri, δ 3 Tauri, δ 1 Tauri, γ Tauri, 71 Tauri y λ Tauri. [53] En consecuencia, el nombre chino de Aldebarán en sí es 畢 宿 宿 (Bì Xiù wǔ), "la quinta estrella de la red". [54]

En la cultura moderna Editar

El nombre Aldebarán o Alfa Tauri ha sido adoptado muchas veces, incluyendo

    en la Antártida
  • La Marina de los Estados Unidos almacena el buque USS Aldebarán (AF-10) y fragata italiana Aldebarán (F 590)
  • propuesta de vehículo de lanzamiento de microsatélites Aldebarán
  • Empresa francesa Aldebaran Robotics
  • marca de moda AlphaTauri equipo Scuderia AlphaTauri, anteriormente conocido como Toro Rosso

La estrella también aparece en obras de ficción como Lejos del mundanal ruido y Down and Out en París y Londres. Se ve con frecuencia en la ciencia ficción, incluida la Serie Lensman y Dragón caído. Como la estrella más brillante en una constelación del zodíaco, también se le da un gran significado dentro de la astrología.

Aldebaran aparece regularmente en las teorías de la conspiración como uno de los orígenes de los extraterrestres, [55] a menudo vinculado a los ovnis nazis. [56] Un ejemplo bien conocido es el teórico de la conspiración alemán Axel Stoll, quien consideraba a la estrella el hogar de la raza aria y el objetivo de las expediciones de la Wehrmacht. [57]

La sonda de exploración planetaria Pioneer 10 ya no funciona ni está en contacto con la Tierra, pero su trayectoria la lleva en la dirección general de Aldebarán. Se espera que haga su mayor acercamiento en unos dos millones de años. [58]


Pastoreo de ocultación lunar

A ocultación lunar ocurre cuando la Luna, moviéndose a lo largo de su trayectoria orbital, pasa frente a una estrella u otro objeto celeste, visto por un observador (normalmente en la Tierra). La luz del objeto oculto es bloqueada por la luna y una sombra perceptible de la luna se proyecta sobre el suelo si ese suelo está en la noche (de espaldas al sol). La sombra de la luna se mueve de oeste a este debido a la órbita de la luna y la rotación de la tierra, como se muestra en la imagen de la izquierda.

La elipse izquierda (occidental) representa la salida de la luna para esa región del mundo. La elipse de la derecha (este) representa la puesta de la luna para esa región. Se muestran los límites del camino norte y sur. En el ejemplo que se muestra, las condiciones climáticas lo permiten, los sitios entre las líneas blancas verán el evento en la noche, los sitios entre las líneas azules verán el evento durante el crepúsculo y los sitios entre las líneas de puntos rojos durante el día para estrellas más brillantes que (de un número menor que) segunda magnitud (& lt + 2 magnitud aparente). [1]

A pastoreo ocultación lunar (también la ocultación del pastoreo lunar, el pastoreo lunar o simplemente el pastoreo) se ve en lugares a lo largo de los límites norte y sur, y el observador verá que el objeto desaparece a medida que pasa la sombra de las montañas y reaparece a medida que la luz pasa por los valles en el borde de la luna.

Un gráfico de los resultados de una expedición de pastoreo de un solo observador, donde se observaron ocho eventos El camino de la estrella se muestra curvado, cuando en realidad es la luna pasando junto a la estrella. La primera desaparición se muestra a la izquierda (rojo) y la última reaparición a la derecha (verde). Los puntos de color verde oliva son sondeos de altitud de los puntos de datos del orbitador lunar Kaguya.

Un equipo de muchos observadores puede combinar eventos observados y construir un perfil extremadamente preciso del terreno lunar. Dado que las rutas de raspado rara vez pasan por observatorios establecidos, los astrónomos aficionados utilizan equipos de observación portátiles y viajan a sitios a lo largo de los límites de la ruta de sombra. El objetivo es informar el UTC de cada evento con la mayor precisión posible, y los dispositivos GPS disciplinados se utilizan con frecuencia como base de tiempo.

Se utilizan dos métodos para observar

  • visual: el observador tiene un dispositivo de pitido UTC audible (por ejemplo, una radio de onda corta sintonizada en WWV) y una grabadora de audio (por ejemplo, una grabadora) y observa el objetivo a través del telescopio, y llama 'Gone' cuando la estrella desaparece, y 'Back 'cuando reaparece la estrella. La grabación de audio se analiza posteriormente para extraer los tiempos del evento. - el observador usa una pequeña cámara de video, generalmente montada en el enfocador del telescopio. Un insertador de tiempo de video (VTI) se usa comúnmente para insertar una marca de tiempo UTC en cada cuadro de la grabación. Se utiliza una videocámara, un DVR o una computadora portátil para grabar la transmisión de video. La grabación de video se analiza posteriormente para extraer los tiempos de los eventos.

Todas las ocultaciones lunares conocidas (tanto las ocultaciones lunares totales como las ocultas lunares rasantes) se archivan en el servicio VizieR. [2]


Ver asteroide 1630 Milet oculta una estrella esta noche

Según las estimaciones actuales, hay aproximadamente 2 millones de asteroides de más de 1 kilómetro de tamaño dentro del cinturón de asteroides principal entre las órbitas de Marte y Júpiter. De ellos, aproximadamente 5000 pueden tener 20 kilómetros (12 millas) de diámetro y mdash el diámetro de asteroide 1630 Milet, por ejemplo, que se descubrió en 1952 y orbita alrededor del Sol cada 5 y 14 años. El asteroide 1630 Milet de 12 millas de ancho tiene una órbita de 5,27 años a unas 3 Unidades Astronómicas del Sol.Haga clic en el gráfico para abrir un subprograma Java de órbita interactiva. Crédito de la imagen: Navegador de bases de datos de cuerpos pequeños JPL de la NASA / Osamu Ajiki / Ron Baalke / Ade Ashford La gran mayoría de estos planetas menores son demasiado débiles para ser detectados visualmente incluso con grandes telescopios de patio trasero, pero aún hacen saber su presencia cuando pasan frente a una estrella, un evento conocido como ocultación. Si la estrella oculta resulta ser brillante, entonces el efecto es bastante dramático, ya que la luz se atenúa a la del asteroide, solo para que la estrella regrese a su brillo normal en el instante en que el movimiento orbital del planeta menor lo aparta del camino. Por lo general, la luz de la estrella oculta y # 8217s se apaga solo durante unos segundos.

El domingo 11 de enero, 1630 Milet occults de magnitud 15 HIP 28748 visto desde las Islas Británicas cerca de 9:05 pm GMT. La estrella se encuentra en el sur de Auriga en la frontera con Géminis y Tauro y tiene una magnitud visual de +8,1, lo que la convierte en un objetivo viable para pequeños telescopios o grandes binoculares.

La pista de ocultación atraviesa China, Kazajstán, Rusia, Bielorrusia, Polonia, Alemania y los Países Bajos antes de tocar tierra en el Reino Unido cerca de Aldburgh en la costa de Suffolk. 21:04:40 UT (9:04:40 pm GMT).
La trayectoria terrestre proyectada en el Reino Unido del asteroide de magnitud 15 1630 Milet y la ocultación # 8217s de la estrella de magnitud 8 HIP 28748 el 11 de enero. La línea negra es la línea central prevista de la pista que toca tierra en la costa de Suffolk cerca de las 21:04:40 UT (9:04:40 pm GMT) y sale de la costa de Gales cerca de Swansea alrededor de las 21:05:25 UT. Las líneas azules paralelas muestran la zona pronosticada donde HIP 28748 podría verse & # 8216 desaparecer & # 8217 durante un par de segundos mientras el asteroide bloquea su luz. Las líneas rojas muestran los límites extremos norte y sur basados ​​en incertidumbres de predicción orbital. Por lo tanto, se alienta a los observadores dentro de la zona roja a monitorear la estrella visualmente o por astrovideo entre las 21:04 y las 21:06 UT. Haga clic en el gráfico para ver un mapa interactivo de Google. Crédito de la imagen: Google / Geoff Hitchcox / Steve Preston.

El cuadro del buscador a continuación lo ayudará a ubicar HIP 28748, dado que la estrella se ubicará aproximadamente a 60 ° por encima del horizonte sureste en el Reino Unido en el momento del evento. Si tiene un telescopio en una montura GoTo, puede encontrarlo directamente desde las siguientes coordenadas:

&alfa = 06h 04m 16.2s &delta = + 28 y 18 y # 8242 03.3 y # 8243 (J2000.0)
&alfa = 06h 05m 15.0s &delta = + 28 y 17 y # 8242 48.0 y # 8243 (J2015.0)

A los observadores binoculares les resultará más fácil localizar la magnitud +1,6 & beta Tauri en la frontera de Tauro y Auriga y salto estelar 8.5 & deg (

dos campos binoculares) hacia el este en casi la misma declinación en la dirección de Pólux en Géminis. Gráfico de búsqueda detallado para la estrella de octava magnitud HIP 28748 en el sur de Auriga, la estrella que será oculta por el asteroide de magnitud 15 1630 Milet el 11 de enero. En el momento del evento (

21: 04—21: 06 UT), HIP 28748 se ubicará a casi 60 ° sobre el horizonte sureste en las Islas Británicas. Haga clic en el gráfico para obtener una tabla B / N de tamaño completo adecuada para imprimir. Un gráfico de Ade Ashford Si se encuentra cerca de la línea central de la pista de ocultación, la estrella parpadeará durante un par de segundos antes de volver a su brillo normal. Se alienta a los observadores con equipo de astrovídeo y cronometraje preciso a monitorear la estrella desde las 21: 04 & mdash21: 06 UT, no solo para el evento principal, sino para cualquier ocultación secundaria breve que pueda indicar la presencia de una luna diminuta para 1630 Milet. ¡Cielos despejados!


Observa al asteroide (4) Vesta ocultar una estrella a simple vista en Aries el 11 de febrero

El segundo asteroide más grande (4) Vesta brilla actualmente con una magnitud aproximada de +8, un objeto binocular cómodo que atraviesa el sureste de Aries a una velocidad de aproximadamente & frac12 & deg por día. Vesta pasa frente a la estrella de magnitud +5.3 HIP 14439 cerca de las 10:02 pm GMT (22:02 UT) el martes 11 de febrero de 2020 visto desde el norte de Inglaterra, Irlanda del Norte y Escocia. Haga clic en el gráfico para obtener una versión descargable en PDF de este gráfico adecuado para imprimir. Una ilustración de Ade Ashford. Se cree que el cinturón de asteroides que se encuentra entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter contiene entre 1 millón y 2 millones de trozos de roca de más de 1 kilómetro de diámetro, con millones de cuerpos más pequeños. Sin embargo, a pesar de estos grandes números, la visión de un planeta menor ocultando (pasando frente a) una estrella brillante a simple vista sigue siendo una ocurrencia rara.

Una ocultación de Regulus en Leo por el asteroide de 73 kilómetros de ancho (163) Erigone ocurrió el 20 de marzo de 2014 a través de una pista que incluía la ciudad de Nueva York, pero las nubes impidieron que cualquier persona en el estado de Nueva York o Ontario viera la estrella oculta hasta por 14 segundos. De manera similar, el oscurecimiento de la estrella más brillante Sirio por Jürgenstock de cinco kilómetros de ancho (4388) el 19 de febrero de 2019 pasó desapercibido en América Central, el sur de Chile y Argentina.

Los astrónomos tienen los dedos cruzados para que los cielos despejados prevalezcan para la ocultación de estrellas de magnitud +5,3 CADERA 14439 en la constelación de Aries por asteroide (4) Vesta en 11 de febrero de 2020. El evento ocurre alrededor del atardecer para los observadores en la costa este de EE. UU. Y Nueva Escocia, pero ocurre en un cielo oscuro cerca de 10:02 p.m. GMT (22:02 UT) visto desde el norte de Inglaterra, Irlanda del Norte y Escocia.

Dónde ver la ocultación en las Islas Británicas Una imagen en color del asteroide (4) Vesta de la nave espacial Dawn de la NASA capturada a una distancia de aproximadamente 5200 kilómetros (3200 millas) el 24 de julio de 2011. Un cuerpo en forma de papa que mide 573 × 557 × 446 kilómetros con un período orbital de 3.63 años, Vesta es el segundo asteroide más grande del cinturón principal después del planeta enano (1) Ceres. Crédito de la imagen: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Björn Jónsson. HIP 14439 y Vesta se encuentran a unos 27 grados de altura en el oeste-suroeste para los observadores del cielo en las Islas Británicas, donde el límite sur previsto de la pista es una línea trazada desde Newport en el condado de Mayo, Irlanda, a través de la Isla de Man hasta Scarborough en el norte. Yorkshire. El límite norte abarca toda Escocia con la excepción de las islas Shetland. Para obtener una representación gráfica, consulte el mapa al final de esta página.

Vesta es un cuerpo en forma de patata con un diámetro medio de 525 kilómetros, de ahí que su trayectoria & # 8216shadow & # 8217 proyectada sobre el norte de Inglaterra, Irlanda del Norte y Escocia es una elipse que hace su llegada a tierra prevista en el oeste cerca de las 22:01 : 45 UT hasta las 22:02:07 UT en el este. La ocultación durará un máximo de 28 segundos, pero considerablemente más corto si se encuentra cerca del borde de la pista.

El resplandor de una Luna menguante menguante de 17 días en ascenso en el este-sureste visto desde el Reino Unido a las 10 p.m. GMT del 11 de febrero significa que la magnitud +5,3, HIP 14439 es un objeto límite a simple vista. Sin embargo, tanto Vesta como la estrella son objetivos binoculares cómodos si usa la tabla del buscador en la parte superior de la página (o haga clic aquí para descargar la versión en PDF). También puedes buscar planeta Urano mientras que en las cercanías!

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Incluso si se encuentra fuera de la zona de ocultación, será entretenido ver cómo Vesta & # 8217 se acerca de cerca (o aprieta, para usar la terminología correcta) a HIP 14439. El asteroide pasa justo al norte de la estrella cerca de las 10:02 p.m. (22:02 UT) visto desde la República de Irlanda, Gales y la mayor parte de Inglaterra.

En el momento del acercamiento más cercano, la estrella y el asteroide estarán separados por una fracción de segundo de arco como se ve desde Londres, lo que es poco probable que se resuelva. ¿Cuánto tiempo parecen fusionados con gran aumento en su telescopio? Los observadores que utilizan instrumentos con soportes GoTo pueden utilizar las siguientes coordenadas J2000 para HIP 14439: & alpha = 03h 06.4m, & delta = + 13 & deg 11 & # 8242. (JNow: & alpha = 03h 07.5m, & delta = + 13 & deg 16 & # 8242.) Según las últimas predicciones, en este mapa se muestra la pista de observabilidad para la ocultación de la estrella HIP 14439 de magnitud +5,3 por (4) Vesta, vista desde las Islas Británicas. Para cualquiera que vea desde dentro de la banda naranja, una caída de brillo de tres magnitudes con respecto al del asteroide debería comenzar a las 22:01:45 UT (en el oeste del Reino Unido) a las 22:02:07 UT (en el este) y duran un máximo de 28 segundos, pero considerablemente menos si se encuentra cerca del borde de la pista. Un gráfico de Ade Ashford / OpenStreetMap.


Contenido

En la teoría general de la relatividad de Einstein, la gravedad se trata como un fenómeno resultante de la curvatura del espacio-tiempo. Esta curvatura es causada por la presencia de masa. Generalmente, cuanta más masa esté contenida dentro de un volumen dado de espacio, mayor será la curvatura del espacio-tiempo en el límite de su volumen. [7] A medida que los objetos con masa se mueven en el espacio-tiempo, la curvatura cambia para reflejar las ubicaciones cambiadas de esos objetos. En determinadas circunstancias, los objetos en aceleración generan cambios en esta curvatura, que se propagan hacia el exterior a la velocidad de la luz en forma de onda. Estos fenómenos de propagación se conocen como ondas gravitacionales.

Cuando una onda gravitacional pasa por un observador, ese observador encontrará el espacio-tiempo distorsionado por los efectos de la tensión. Las distancias entre los objetos aumentan y disminuyen rítmicamente a medida que pasa la onda, a una frecuencia igual a la de la onda. La magnitud de este efecto disminuye en proporción a la distancia inversa desde la fuente. [8]: 227 Se predice que las estrellas de neutrones binarios en espiral serán una poderosa fuente de ondas gravitacionales a medida que se fusionan, debido a la gran aceleración de sus masas cuando orbitan cerca unas de otras. Sin embargo, debido a las distancias astronómicas a estas fuentes, se predice que los efectos cuando se miden en la Tierra serán muy pequeños, con deformaciones de menos de 1 parte en 10 20. Los científicos han demostrado la existencia de estas ondas con detectores cada vez más sensibles. El detector más sensible logró la tarea al poseer una medición de sensibilidad de aproximadamente una parte en 5 × 10 22 (a partir de 2012 [actualización]) proporcionada por los observatorios LIGO y VIRGO. [9] La ESA está desarrollando actualmente un observatorio basado en el espacio, la Antena espacial de interferómetro láser.

Las ondas gravitacionales pueden penetrar regiones del espacio que las ondas electromagnéticas no pueden. Permiten la observación de la fusión de agujeros negros y posiblemente otros objetos exóticos en el Universo distante. Estos sistemas no pueden observarse con medios más tradicionales, como los telescopios ópticos o los radiotelescopios, por lo que la astronomía de ondas gravitacionales ofrece nuevos conocimientos sobre el funcionamiento del Universo. En particular, las ondas gravitacionales podrían ser de interés para los cosmólogos, ya que ofrecen una forma posible de observar el Universo primitivo. Esto no es posible con la astronomía convencional, ya que antes de la recombinación el Universo era opaco a la radiación electromagnética. [10] Las mediciones precisas de ondas gravitacionales también permitirán a los científicos probar más a fondo la teoría general de la relatividad.

En principio, las ondas gravitacionales pueden existir en cualquier frecuencia. Sin embargo, las ondas de muy baja frecuencia serían imposibles de detectar y tampoco existe una fuente creíble de ondas detectables de muy alta frecuencia. Stephen Hawking y Werner Israel enumeran diferentes bandas de frecuencia para ondas gravitacionales que podrían detectarse de manera plausible, que van desde 10 −7 Hz hasta 10 11 Hz. [11]

La velocidad de las ondas gravitacionales en la teoría general de la relatividad es igual a la velocidad de la luz en el vacío, c. [3] Dentro de la teoría de la relatividad especial, la constante c no se trata solo de la luz, sino que es la velocidad más alta posible para cualquier interacción en la naturaleza. Formalmente, c es un factor de conversión para cambiar la unidad de tiempo a la unidad de espacio. [4] Esto la convierte en la única velocidad que no depende ni del movimiento de un observador ni de una fuente de luz y / o gravedad. Por tanto, la velocidad de la "luz" es también la velocidad de las ondas gravitacionales y, además, la velocidad de cualquier partícula sin masa. Tales partículas incluyen el gluón (portador de la fuerza fuerte), los fotones que componen la luz (por lo tanto, portador de fuerza electromagnética) y los gravitones hipotéticos (que son las partículas de campo presuntivas asociadas con la gravedad, sin embargo, una comprensión del gravitón, si cualquiera existe, requiere una teoría aún no disponible de la gravedad cuántica).

En octubre de 2017, los detectores LIGO y Virgo recibieron señales de ondas gravitacionales en 2 segundos de los satélites de rayos gamma y los telescopios ópticos que veían señales desde la misma dirección. Esto confirmó que la velocidad de las ondas gravitacionales era la misma que la velocidad de la luz. [12]

La posibilidad de ondas gravitacionales fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside, usando la analogía entre la ley del cuadrado inverso en la gravitación y la electricidad. [16] En 1905, Henri Poincaré propuso ondas gravitacionales, que emanan de un cuerpo y se propagan a la velocidad de la luz, como lo requieren las transformaciones de Lorentz [17] y sugirió que, en analogía con una carga eléctrica acelerada que produce ondas electromagnéticas, acelerada las masas en una teoría de campo relativista de la gravedad deberían producir ondas gravitacionales. [18] [19] Cuando Einstein publicó su teoría general de la relatividad en 1915, se mostró escéptico de la idea de Poincaré ya que la teoría implicaba que no había "dipolos gravitacionales". No obstante, siguió con la idea y, basándose en varias aproximaciones, llegó a la conclusión de que, de hecho, debe haber tres tipos de ondas gravitacionales (denominadas longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal y transversal-transversal por Hermann Weyl). [19]

Sin embargo, la naturaleza de las aproximaciones de Einstein llevó a muchos (incluido el propio Einstein) a dudar del resultado. En 1922, Arthur Eddington demostró que dos de los tipos de ondas de Einstein eran artefactos del sistema de coordenadas que usaba, y que podían propagarse a cualquier velocidad eligiendo las coordenadas adecuadas, lo que llevó a Eddington a bromear de que "se propagan a la velocidad del pensamiento". . [20]: 72 Esto también arroja dudas sobre la fisicalidad del tercer tipo (transversal-transversal) que Eddington mostró que siempre se propaga a la velocidad de la luz independientemente del sistema de coordenadas. En 1936, Einstein y Nathan Rosen enviaron un artículo a Revisión física en el que afirmaban que las ondas gravitacionales no podían existir en la teoría de la relatividad general completa porque cualquier solución de este tipo de las ecuaciones de campo tendría una singularidad. La revista envió su manuscrito para que lo revisara Howard P. Robertson, quien informó de forma anónima que las singularidades en cuestión eran simplemente las singularidades coordinadas inofensivas de las coordenadas cilíndricas empleadas. Einstein, que no estaba familiarizado con el concepto de revisión por pares, retiró airadamente el manuscrito, para nunca publicarlo en Revisión física de nuevo. No obstante, su asistente Leopold Infeld, que había estado en contacto con Robertson, convenció a Einstein de que la crítica era correcta, y el artículo se reescribió con la conclusión opuesta y se publicó en otro lugar. [19] [20]: 79ff En 1956, Felix Pirani remedió la confusión causada por el uso de varios sistemas de coordenadas reformulando las ondas gravitacionales en términos del tensor de curvatura de Riemann manifiestamente observable.

En ese momento, el trabajo de Pirani fue mayormente ignorado porque la comunidad estaba enfocada en una pregunta diferente: si las ondas gravitacionales podían transmitir energía. Este asunto fue resuelto por un experimento mental propuesto por Richard Feynman durante la primera conferencia "GR" en Chapel Hill en 1957. En resumen, su argumento conocido como el "argumento de la cuenta pegajosa" señala que si uno toma una vara con cuentas, entonces el efecto de una onda gravitacional que pasa sería mover las perlas a lo largo de la varilla, la fricción produciría calor, lo que implica que la onda que pasa ha funcionado. Poco después, Hermann Bondi, un ex escéptico de las ondas gravitacionales, publicó una versión detallada del "argumento de la cuenta pegajosa". [19]

Después de la conferencia de Chapel Hill, Joseph Weber comenzó a diseñar y construir los primeros detectores de ondas gravitacionales ahora conocidos como barras Weber. En 1969, Weber afirmó haber detectado las primeras ondas gravitacionales, y para 1970 estaba "detectando" señales regularmente del Centro Galáctico, sin embargo, la frecuencia de detección pronto planteó dudas sobre la validez de sus observaciones como la tasa implícita de pérdida de energía de la Vía Láctea drenaría nuestra galaxia de energía en una escala de tiempo mucho más corta que su edad inferida. Estas dudas se fortalecieron cuando, a mediados de la década de 1970, los experimentos repetidos de otros grupos que construían sus propios bares Weber en todo el mundo no lograron encontrar ninguna señal, y a fines de la década de 1970, el consenso general era que los resultados de Weber eran espurios. [19]

En el mismo período, se descubrió la primera evidencia indirecta de ondas gravitacionales. En 1974, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. descubrieron el primer púlsar binario, que les valió el Premio Nobel de Física en 1993. [21] Las observaciones de la sincronización del pulsar durante la próxima década mostraron una desintegración gradual del período orbital del púlsar de Hulse-Taylor que coincidió con la pérdida de energía y momento angular en la radiación gravitacional predicha por la relatividad general. [22] [23] [19]

Esta detección indirecta de ondas gravitacionales motivó nuevas búsquedas, a pesar del desacreditado resultado de Weber. Algunos grupos continuaron mejorando el concepto original de Weber, mientras que otros persiguieron la detección de ondas gravitacionales utilizando interferómetros láser. La idea de utilizar un interferómetro láser para esto parece haber sido planteada de forma independiente por varias personas, incluidos ME Gertsenshtein y VI Pustovoit en 1962, [24] y Vladimir B. Braginskiĭ en 1966. Los primeros prototipos fueron desarrollados en la década de 1970 por Robert L Delantero y Rainer Weiss. [25] [26] En las décadas siguientes, se construyeron instrumentos cada vez más sensibles, que culminaron con la construcción de GEO600, LIGO y Virgo. [19]

Después de años de producir resultados nulos, los detectores mejorados comenzaron a funcionar en 2015. El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO-Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales, [27] [28] [29] [30] de una señal (apodada GW150914 ) detectó a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces el poder de todas las estrellas del universo observable combinadas. [31] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba su fuerza durante un período de 0,2 segundos. [28] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. La energía equivalente a tres masas solares se emitió en forma de ondas gravitacionales. [32] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal vino del hemisferio sur celeste, en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes.[30] El nivel de confianza de que esto sea una observación de ondas gravitacionales fue del 99,99994%. [32]

Un año antes, el BICEP2 afirmó que había detectado la huella de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas. Sin embargo, más tarde se vieron obligados a retractarse de este resultado. [13] [14] [33] [34]

En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss, Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección de ondas gravitacionales. [35] [36] [37]

Las ondas gravitacionales pasan constantemente por la Tierra, sin embargo, incluso las más fuertes tienen un efecto minúsculo y sus fuentes generalmente se encuentran a una gran distancia. Por ejemplo, las ondas emitidas por la cataclísmica fusión final de GW150914 llegaron a la Tierra después de viajar más de mil millones de años luz, como una onda en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un brazo LIGO de 4 km en una milésima del ancho de un protón. proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar por el ancho de un cabello. [38] Este pequeño efecto de las ondas gravitacionales incluso extremas las hace observables en la Tierra solo con los detectores más sofisticados.

Los efectos de una onda gravitacional pasajera, en una forma extremadamente exagerada, se pueden visualizar imaginando una región perfectamente plana del espacio-tiempo con un grupo de partículas de prueba inmóviles que yacen en un plano, p. la superficie de una pantalla de computadora. A medida que una onda gravitacional pasa a través de las partículas a lo largo de una línea perpendicular al plano de las partículas, es decir, siguiendo la línea de visión del observador hacia la pantalla, las partículas seguirán la distorsión en el espacio-tiempo, oscilando de manera "cruciforme", como se muestra en las animaciones. El área encerrada por las partículas de prueba no cambia y no hay movimiento a lo largo de la dirección de propagación. [ cita necesaria ]

Las oscilaciones representadas en la animación son exageradas para el propósito de discusión; en realidad, una onda gravitacional tiene una amplitud muy pequeña (como se formula en gravedad lineal). Sin embargo, ayudan a ilustrar el tipo de oscilaciones asociadas con las ondas gravitacionales producidas por un par de masas en una órbita circular. En este caso, la amplitud de la onda gravitacional es constante, pero su plano de polarización cambia o gira al doble de la velocidad orbital, por lo que el tamaño de la onda gravitacional variable en el tiempo, o 'deformación periódica del espacio-tiempo', exhibe una variación como se muestra en la animación. . [39] Si la órbita de las masas es elíptica, la amplitud de la onda gravitacional también varía con el tiempo de acuerdo con la fórmula del cuadrupolo de Einstein. [3]

Al igual que con otras ondas, hay una serie de características que se utilizan para describir una onda gravitacional:

  • Amplitud: generalmente denotado h, este es el tamaño de la onda: la fracción de estiramiento o contracción en la animación. La amplitud que se muestra aquí es aproximadamente h = 0,5 (o 50%). Las ondas gravitacionales que atraviesan la Tierra son sextillones de veces más débiles que esto: h ≈ 10 −20. : Generalmente denotado F, esta es la frecuencia con la que oscila la onda (1 dividido por la cantidad de tiempo entre dos estiramientos o apretones máximos sucesivos): generalmente se denota λ, esta es la distancia a lo largo de la ola entre los puntos de máximo estiramiento o compresión. : Esta es la velocidad a la que viaja un punto de la ola (por ejemplo, un punto de máximo estiramiento o compresión). Para ondas gravitacionales con pequeñas amplitudes, esta velocidad de onda es igual a la velocidad de la luz (C).

La velocidad, longitud de onda y frecuencia de una onda gravitacional están relacionadas por la ecuación c = λ f, al igual que la ecuación de una onda de luz. Por ejemplo, las animaciones que se muestran aquí oscilan aproximadamente una vez cada dos segundos. Esto correspondería a una frecuencia de 0,5 Hz y una longitud de onda de unos 600 000 km, o 47 veces el diámetro de la Tierra.

En el ejemplo anterior, se supone que la onda está polarizada linealmente con una polarización "más", escrita h+. La polarización de una onda gravitacional es como la polarización de una onda de luz, excepto que las polarizaciones de una onda gravitacional están separadas por 45 grados, en lugar de 90 grados. [ cita necesaria ] En particular, en una onda gravitacional polarizada "cruzada", h×, el efecto sobre las partículas de prueba sería básicamente el mismo, pero rotado 45 grados, como se muestra en la segunda animación. Al igual que con la polarización de la luz, las polarizaciones de las ondas gravitacionales también pueden expresarse en términos de ondas polarizadas circularmente. Las ondas gravitacionales están polarizadas debido a la naturaleza de su fuente.

En términos generales, las ondas gravitacionales son irradiadas por objetos cuyo movimiento implica aceleración y su cambio, siempre que el movimiento no sea perfectamente simétrico esféricamente (como una esfera en expansión o contracción) o simétrico rotacionalmente (como un disco o esfera giratoria). Un ejemplo simple de este principio es una mancuerna giratoria. Si la mancuerna gira alrededor de su eje de simetría, no irradiará ondas gravitacionales si cae de un extremo a otro, como en el caso de dos planetas orbitando entre sí, irradiará ondas gravitacionales. Cuanto más pesada sea la mancuerna y más rápido se caiga, mayor será la radiación gravitacional que emitirá. En un caso extremo, como cuando los dos pesos de la mancuerna son estrellas masivas como estrellas de neutrones o agujeros negros, orbitando rápidamente entre sí, se emitirían cantidades significativas de radiación gravitacional.

Algunos ejemplos más detallados:

  • Dos objetos orbitando entre sí, como un planeta orbitaría al Sol, voluntad irradiar.
  • Un planetoide giratorio no simétrico, por ejemplo, con una protuberancia grande o un hoyuelo en el ecuador. voluntad irradiar.
  • Una supernovavoluntad irradian excepto en el improbable caso de que la explosión sea perfectamente simétrica.
  • Un objeto sólido aislado que no gira y que se mueve a velocidad constante. no irradiar. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento lineal.
  • Un disco giratorio no irradiar. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento angular. De todos modos, eso voluntad mostrar efectos gravitomagnéticos.
  • Una estrella esférica pulsante esférica (momento o masa monopolo distinto de cero, pero momento cuadrupolo cero) no irradiar, de acuerdo con el teorema de Birkhoff.

Más técnicamente, la derivada del segundo tiempo del momento cuadripolo (o el l-ésima derivada del tiempo l-ésimo momento multipolar) del tensor de tensión-energía de un sistema aislado debe ser distinto de cero para que emita radiación gravitacional. Esto es análogo al momento dipolar cambiante de carga o corriente que es necesario para la emisión de radiación electromagnética.

Binarios Editar

Las ondas gravitacionales alejan la energía de sus fuentes y, en el caso de los cuerpos en órbita, esto se asocia con una espiral o disminución de la órbita. [41] [42] Imagine, por ejemplo, un sistema simple de dos masas, como el sistema Tierra-Sol, que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz en órbitas circulares. Suponga que estas dos masas se orbitan entre sí en una órbita circular en el Xy avión. Para una buena aproximación, las masas siguen órbitas keplerianas simples. Sin embargo, tal órbita representa un momento cuadrupolo cambiante. Es decir, el sistema emitirá ondas gravitacionales.

En teoría, la pérdida de energía a través de la radiación gravitacional podría eventualmente dejar caer la Tierra hacia el Sol. Sin embargo, la energía total de la Tierra en órbita alrededor del Sol (energía cinética + energía potencial gravitacional) es de aproximadamente 1,14 × 10 36 julios, de los cuales solo 200 vatios (julios por segundo) se pierden a través de la radiación gravitacional, lo que lleva a una disminución en la órbita por aproximadamente 1 × 10 - 15 metros por día o aproximadamente el diámetro de un protón. A este ritmo, la Tierra tardaría aproximadamente 1 × 10 13 veces más que la edad actual del Universo en girar en espiral hacia el Sol. Esta estimación pasa por alto la disminución en r con el tiempo, pero el radio varía solo lentamente durante la mayor parte del tiempo y se hunde en etapas posteriores, ya que r (t) = r 0 (1 - tt se fusionan) 1/4, < displaystyle r (t) = r_ <0> izquierda (1 - < frac <>>>> right) ^ <1/4>,> con r 0 < displaystyle r_ <0>> el radio inicial yt se fusionan < displaystyle t _ < text>> el tiempo total necesario para fusionarse completamente. [43]

De manera más general, la tasa de desintegración orbital se puede aproximar mediante [44]

dónde r es la separación entre los cuerpos, t hora, GRAMO la constante gravitacional, C la velocidad de la luz, y metro1 y metro2 las masas de los cuerpos. Esto da lugar a un tiempo previsto para la fusión de [44]

Binarios compactos Editar

Las estrellas compactas como las enanas blancas y las estrellas de neutrones pueden ser componentes de binarios. Por ejemplo, un par de estrellas de neutrones de masa solar en una órbita circular a una separación de 1,89 × 10 8 m (189.000 km) tiene un período orbital de 1.000 segundos y una vida útil esperada de 1,30 × 10 13 segundos o aproximadamente 414.000 años. LISA podría observar un sistema de este tipo si no estuviera demasiado lejos. Existe una cantidad mucho mayor de binarias enanas blancas con períodos orbitales en este rango. Las binarias enanas blancas tienen masas en el orden del Sol y diámetros en el orden de la Tierra. No pueden acercarse mucho más de 10,000 km antes de fusionarse y explotar en una supernova que también terminaría con la emisión de ondas gravitacionales. Hasta entonces, su radiación gravitacional sería comparable a la de una estrella de neutrones binaria.

Cuando la órbita de una estrella de neutrones binaria ha decaído a 1,89 × 10 6 m (1890 km), su vida útil restante es de unos 130.000 segundos o 36 horas. La frecuencia orbital variará de 1 órbita por segundo al principio, a 918 órbitas por segundo cuando la órbita se haya reducido a 20 km en la fusión. La mayor parte de la radiación gravitacional emitida tendrá el doble de frecuencia orbital. Justo antes de la fusión, LIGO podría observar el inspiral si tal binario estuviera lo suficientemente cerca. LIGO tiene solo unos minutos para observar esta fusión de una vida orbital total que puede haber sido de miles de millones de años. En agosto de 2017, LIGO y Virgo observaron la primera estrella de neutrones binaria inspiral en GW170817, y 70 observatorios colaboraron para detectar la contraparte electromagnética, una kilonova en la galaxia NGC 4993, a 40 megaparsecs de distancia, emitiendo un breve estallido de rayos gamma (GRB 170817A) segundos después de la fusión, seguido de un transitorio óptico más largo (AT 2017gfo) impulsado por núcleos de proceso r. El detector LIGO avanzado debería poder detectar tales eventos a una distancia de hasta 200 megaparsecs. Dentro de este rango del orden se esperan 40 eventos por año. [46]

Binarios de agujero negro Editar

Los binarios de los agujeros negros emiten ondas gravitacionales durante sus fases en espiral, fusión y anillo. La mayor amplitud de emisión ocurre durante la fase de fusión, que puede modelarse con las técnicas de la relatividad numérica. [47] [48] [49] La primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914, provino de la fusión de dos agujeros negros.

Supernova Editar

Una supernova es un evento astronómico transitorio que ocurre durante las últimas etapas evolutivas estelares de la vida de una estrella masiva, cuya destrucción dramática y catastrófica está marcada por una explosión titánica final. Esta explosión puede ocurrir de muchas maneras, pero en todas ellas una proporción significativa de la materia de la estrella es expulsada al espacio circundante a velocidades extremadamente altas (hasta el 10% de la velocidad de la luz). A menos que haya una simetría esférica perfecta en estas explosiones (es decir, a menos que la materia sea arrojada uniformemente en todas las direcciones), habrá radiación gravitacional de la explosión. Esto se debe a que las ondas gravitacionales son generadas por un momento cuadrupolo cambiante, que puede ocurrir solo cuando hay un movimiento asimétrico de masas. Dado que no se comprende completamente el mecanismo exacto por el cual tienen lugar las supernovas, no es fácil modelar la radiación gravitacional emitida por ellas.

Estrellas giratorias de neutrones Editar

Como se señaló anteriormente, una distribución de masa emitirá radiación gravitacional solo cuando hay un movimiento asimétrico esférico entre las masas. Una estrella de neutrones en rotación generalmente no emitirá radiación gravitacional porque las estrellas de neutrones son objetos muy densos con un fuerte campo gravitacional que las mantiene casi perfectamente esféricas. En algunos casos, sin embargo, puede haber ligeras deformidades en la superficie llamadas "montañas", que son protuberancias que se extienden a no más de 10 centímetros (4 pulgadas) sobre la superficie, [50] que hacen que el giro sea asimétrico de forma esférica. Esto le da a la estrella un momento cuadripolo que cambia con el tiempo, y emitirá ondas gravitacionales hasta que las deformidades sean suavizadas.

Inflación Editar

Muchos modelos del Universo sugieren que hubo una época inflacionaria en la historia temprana del Universo cuando el espacio se expandió en un gran factor en muy poco tiempo. Si esta expansión no fuera simétrica en todas las direcciones, puede haber emitido radiación gravitacional detectable hoy como fondo de ondas gravitacionales. Esta señal de fondo es demasiado débil para que la observe cualquier detector de ondas gravitacionales actualmente en funcionamiento, y se cree que pueden pasar décadas antes de que se pueda realizar dicha observación.

Energía, momento y momento angular Editar

Las ondas de agua, las ondas de sonido y las ondas electromagnéticas pueden transportar energía, momento y momento angular y, al hacerlo, los alejan de la fuente. Las ondas gravitacionales realizan la misma función. Así, por ejemplo, un sistema binario pierde momento angular cuando los dos objetos en órbita se aproximan en espiral, el momento angular es irradiado por ondas gravitacionales.

Las ondas también pueden llevar un impulso lineal, una posibilidad que tiene algunas implicaciones interesantes para la astrofísica. [51] Después de la fusión de dos agujeros negros supermasivos, la emisión de momento lineal puede producir una "patada" con una amplitud de hasta 4000 km / s. Esto es lo suficientemente rápido como para expulsar el agujero negro fusionado por completo de su galaxia anfitriona. Incluso si la patada es demasiado pequeña para expulsar el agujero negro por completo, puede eliminarlo temporalmente del núcleo de la galaxia, después de lo cual oscilará alrededor del centro y finalmente se detendrá. [52] Un agujero negro pateado también puede llevar consigo un cúmulo de estrellas, formando un sistema estelar hipercompacto. [53] O puede transportar gas, permitiendo que el agujero negro en retroceso aparezca temporalmente como un "cuásar desnudo". Se cree que el cuásar SDSS J092712.65 + 294344.0 contiene un agujero negro supermasivo en retroceso. [54]

Redshifting Editar

Al igual que las ondas electromagnéticas, las ondas gravitacionales deberían mostrar cambios de longitud de onda y frecuencia debido a las velocidades relativas de la fuente y el observador (el efecto Doppler), pero también debido a distorsiones del espacio-tiempo, como la expansión cósmica. [ cita necesaria ] Este es el caso a pesar de que la gravedad misma es una causa de distorsiones del espacio-tiempo. [ cita necesaria ] Redshifting de Las ondas gravitacionales son diferentes del desplazamiento al rojo. debido a gravedad (desplazamiento al rojo gravitacional).

Gravedad cuántica, aspectos de onda-partícula y gravitón Editar

En el marco de la teoría cuántica de campos, el gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental hipotética que se especula que es el portador de fuerza que media la gravedad. Sin embargo, aún no se ha demostrado que exista el gravitón, y aún no existe ningún modelo científico que concilie con éxito la relatividad general, que describe la gravedad, y el modelo estándar, que describe todas las demás fuerzas fundamentales. Se han realizado intentos, como la gravedad cuántica, pero aún no se han aceptado.

Si existe tal partícula, se espera que no tenga masa (porque la fuerza gravitacional parece tener un rango ilimitado) y debe ser un bosón de espín 2. Se puede demostrar que cualquier campo de espín 2 sin masa daría lugar a una fuerza indistinguible de la gravitación, porque un campo de espín 2 sin masa debe acoplarse (interactuar con) el tensor de tensión-energía de la misma manera que lo hace el campo gravitacional. si alguna vez se descubriera una partícula de espín-2 sin masa, probablemente sería el gravitón sin más distinción de otras partículas de espín-2 sin masa. [55] Tal descubrimiento uniría la teoría cuántica con la gravedad. [56]

Importancia para el estudio del universo temprano Editar

Debido a la debilidad del acoplamiento de la gravedad a la materia, las ondas gravitacionales experimentan muy poca absorción o dispersión, incluso cuando viajan a distancias astronómicas. En particular, se espera que las ondas gravitacionales no se vean afectadas por la opacidad del universo primitivo. En estas primeras fases, el espacio aún no se había vuelto "transparente", por lo que las observaciones basadas en luz, ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas que se remontan al pasado son limitadas o no disponibles. Por lo tanto, en principio se espera que las ondas gravitacionales tengan el potencial de proporcionar una gran cantidad de datos de observación sobre el universo primitivo. [57]

Determinación de la dirección de desplazamiento Editar

La dificultad para detectar directamente ondas gravitacionales significa que también es difícil para un solo detector identificar por sí mismo la dirección de una fuente. Por tanto, se utilizan múltiples detectores, tanto para distinguir señales de otros "ruidos" confirmando que la señal no es de origen terrestre, como para determinar la dirección mediante triangulación. Esta técnica utiliza el hecho de que las ondas viajan a la velocidad de la luz y llegarán a diferentes detectores en diferentes momentos dependiendo de la dirección de su fuente. Aunque las diferencias en el tiempo de llegada pueden ser de unos pocos milisegundos, esto es suficiente para identificar la dirección del origen de la onda con considerable precisión.

Solo en el caso de GW170814 había tres detectores operando en el momento del evento, por lo tanto, la dirección está definida con precisión. La detección de los tres instrumentos condujo a una estimación muy precisa de la posición de la fuente, con una región creíble del 90% de solo 60 grados 2, un factor 20 más preciso que antes. [58]

Durante el siglo pasado, la astronomía se ha visto revolucionada por el uso de nuevos métodos para observar el universo. Las observaciones astronómicas se realizaron inicialmente con luz visible. Galileo Galilei fue pionero en el uso de telescopios para mejorar estas observaciones. Sin embargo, la luz visible es solo una pequeña parte del espectro electromagnético, y no todos los objetos del universo distante brillan intensamente en esta banda en particular. Se puede encontrar más información, por ejemplo, en longitudes de onda de radio. Utilizando radiotelescopios, los astrónomos han descubierto púlsares y quásares, por ejemplo. Las observaciones en la banda de microondas llevaron a la detección de débiles huellas del Big Bang, un descubrimiento que Stephen Hawking llamó "el mayor descubrimiento del siglo, si no de todos los tiempos". Avances similares en observaciones que utilizan rayos gamma, rayos X, luz ultravioleta e infrarroja también han aportado nuevos conocimientos a la astronomía. A medida que se abre cada una de estas regiones del espectro, se han realizado nuevos descubrimientos que no se podrían haber hecho de otra manera. La comunidad de astronomía espera que lo mismo se aplique a las ondas gravitacionales.[59] [60]

Las ondas gravitacionales tienen dos propiedades importantes y únicas. En primer lugar, no es necesario que haya ningún tipo de materia cerca para que las ondas sean generadas por un sistema binario de agujeros negros sin carga, que no emitirían radiación electromagnética. En segundo lugar, las ondas gravitacionales pueden atravesar cualquier materia intermedia sin dispersarse significativamente. Mientras que la luz de estrellas distantes puede ser bloqueada por el polvo interestelar, por ejemplo, las ondas gravitacionales pasarán esencialmente sin obstáculos. Estas dos características permiten que las ondas gravitacionales lleven información sobre fenómenos astronómicos nunca antes observados por humanos. [57]

Las fuentes de ondas gravitacionales descritas anteriormente se encuentran en el extremo de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz). Una fuente astrofísica en el extremo de alta frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (por encima de 10 5 Hz y probablemente 10 10 Hz) genera [ aclaración necesaria ] ondas gravitacionales reliquia que se teoriza como huellas débiles del Big Bang como el fondo cósmico de microondas. [61] A estas altas frecuencias, es posible que las fuentes sean "artificiales" [11], es decir, ondas gravitacionales generadas y detectadas en el laboratorio. [62] [63]

Se teoriza que un agujero negro supermasivo, creado a partir de la fusión de los agujeros negros en el centro de dos galaxias fusionadas detectadas por el Telescopio Espacial Hubble, fue expulsado del centro de fusión por ondas gravitacionales. [64] [65]

Detección indirecta Editar

Aunque las ondas del sistema Tierra-Sol son minúsculas, los astrónomos pueden señalar otras fuentes para las que la radiación debería ser sustancial. Un ejemplo importante es el binario Hulse-Taylor: un par de estrellas, una de las cuales es un púlsar. [67] Las características de su órbita se pueden deducir del desplazamiento Doppler de las señales de radio emitidas por el púlsar. Cada una de las estrellas mide aproximadamente 1,4 M y el tamaño de sus órbitas es aproximadamente 1/75 de la órbita Tierra-Sol, solo unas pocas veces más grande que el diámetro de nuestro propio Sol. La combinación de masas más grandes y una separación más pequeña significa que la energía emitida por el binario Hulse-Taylor será mucho mayor que la energía emitida por el sistema Tierra-Sol, aproximadamente 10 22 veces más.

La información sobre la órbita se puede utilizar para predecir cuánta energía (y momento angular) se irradiaría en forma de ondas gravitacionales. A medida que el sistema binario pierde energía, las estrellas se acercan gradualmente entre sí y el período orbital disminuye. La trayectoria resultante de cada estrella es una inspiral, una espiral con radio decreciente. La relatividad general describe con precisión estas trayectorias en particular, la energía irradiada en ondas gravitacionales determina la tasa de disminución en el período, definido como el intervalo de tiempo entre periastrones sucesivos (puntos de acercamiento más cercano de las dos estrellas). Para el púlsar de Hulse-Taylor, el cambio de radio previsto en la corriente es de unos 3 mm por órbita, y el cambio en el período de 7,75 horas es de unos 2 segundos por año. Después de una observación preliminar que muestra una pérdida de energía orbital consistente con las ondas gravitacionales, [22] observaciones de tiempo cuidadosas de Taylor y Joel Weisberg confirmaron dramáticamente la disminución del período predicho dentro del 10%. [68] Con las estadísticas mejoradas de más de 30 años de datos de tiempo desde el descubrimiento del púlsar, el cambio observado en el período orbital coincide actualmente con la predicción de la radiación gravitacional asumida por la relatividad general dentro del 0,2 por ciento. [69] En 1993, estimulado en parte por esta detección indirecta de ondas gravitacionales, el Comité Nobel otorgó el Premio Nobel de Física a Hulse y Taylor por "el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación ". [70] Se estima que la vida útil de este sistema binario, desde el presente hasta la fusión, es de unos cientos de millones de años. [71]

Las espirales son fuentes muy importantes de ondas gravitacionales. Cada vez que dos objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros) están en órbitas cercanas, envían ondas gravitacionales intensas. A medida que se acercan en espiral, estas ondas se vuelven más intensas. En algún momento deberían volverse tan intensos que sea posible la detección directa por su efecto sobre los objetos en la Tierra o en el espacio. Esta detección directa es el objetivo de varios experimentos a gran escala. [72]

La única dificultad es que la mayoría de los sistemas como el binario de Hulse-Taylor están muy lejos. La amplitud de las ondas emitidas por el binario Hulse-Taylor en la Tierra sería aproximadamente h ≈ 10 −26. Sin embargo, hay algunas fuentes que los astrofísicos esperan encontrar que produzcan amplitudes mucho mayores de h ≈ 10 −20. Se han descubierto al menos otros ocho púlsares binarios. [73]

Dificultades Editar

Las ondas gravitacionales no son fácilmente detectables. Cuando llegan a la Tierra, tienen una pequeña amplitud con una tensión aproximada de 10-21, lo que significa que se necesita un detector extremadamente sensible y que otras fuentes de ruido pueden abrumar la señal. [74] Se espera que las ondas gravitacionales tengan frecuencias de 10 a 16 Hz & lt F & lt 10 4 Hz. [75]

Detectores terrestres Editar

Aunque las observaciones de Hulse-Taylor fueron muy importantes, solo dan indirecto evidencia de ondas gravitacionales. Una observación más concluyente sería una directo medición del efecto de una onda gravitacional pasajera, que también podría proporcionar más información sobre el sistema que la generó. Cualquier detección directa de este tipo se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que las ondas producirían en un detector. La amplitud de una onda esférica caerá como la inversa de la distancia desde la fuente (el 1 /R término en las fórmulas para h sobre). Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos como la fusión de agujeros negros binarios mueren a amplitudes muy pequeñas cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos esperan que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra sean tan grandes como h ≈ 10 −20, pero generalmente no más grande. [76]

Antenas resonantes Editar

Un dispositivo simple teorizado para detectar el movimiento de onda esperado se llama barra Weber, una barra de metal grande y sólida aislada de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer tipo de detector de ondas gravitacionales. Las deformaciones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia de resonancia de la barra y, por lo tanto, podrían amplificarse a niveles detectables. Posiblemente, una supernova cercana podría ser lo suficientemente fuerte como para ser vista sin amplificación resonante. Con este instrumento, Joseph Weber afirmó haber detectado señales diarias de ondas gravitacionales. Sin embargo, sus resultados fueron cuestionados en 1974 por los físicos Richard Garwin y David Douglass. Las formas modernas de la barra Weber todavía se operan, enfriadas criogénicamente, con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones. Las barras de Weber no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente poderosas. [77]

MiniGRAIL es una antena esférica de ondas gravitacionales que utiliza este principio. Tiene su sede en la Universidad de Leiden y consta de una esfera de 1.150 kg mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 milikelvins. [78] La configuración esférica permite la misma sensibilidad en todas las direcciones y es algo más simple experimentalmente que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera del detector. MiniGRAIL es muy sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuado para detectar ondas gravitacionales de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o pequeñas fusiones de agujeros negros. [79]

Actualmente hay dos detectores enfocados en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz): uno en la Universidad de Birmingham, Inglaterra, [80] y el otro en INFN Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing, China. El detector de Birmingham mide los cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un circuito cerrado de aproximadamente un metro de ancho. Se espera que ambos detectores sean sensibles a tensiones espaciotemporales periódicas de h

2 × 10 −13 / √ Hz, dado como densidad espectral de amplitud. El detector INFN Génova es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando están desacoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga sensibilidad a las tensiones espaciotemporales periódicas de h

2 × 10 −17 / √ Hz, con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de h

2 × 10 −20 / √ Hz. El detector de la Universidad de Chongqing está planeado para detectar ondas gravitacionales de alta frecuencia reliquia con los parámetros típicos predichos.

10 11 Hz (100 GHz) y h

Interferómetros Editar

Una clase de detector más sensible utiliza un interferómetro de Michelson láser para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. [82] Esto permite que las masas estén separadas por grandes distancias (aumentando el tamaño de la señal). Una ventaja adicional es que es sensible a una amplia gama de frecuencias (no solo aquellas cercanas a una resonancia como es el caso de las barras Weber). Después de años de desarrollo, los primeros interferómetros terrestres empezaron a funcionar en 2015. Actualmente, el más sensible es LIGO, el Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser. LIGO tiene tres detectores: uno en Livingston, Louisiana, uno en el sitio de Hanford en Richland, Washington y un tercero (anteriormente instalado como un segundo detector en Hanford) que se planea trasladar a la India. Cada observatorio tiene dos brazos de almacenamiento de luz de 4 kilómetros de longitud. Estos están en ángulos de 90 grados entre sí, con la luz pasando a través de tubos de vacío de 1 m de diámetro que recorren los 4 kilómetros completos. Una onda gravitacional pasajera estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es precisamente el movimiento al que es más sensible un interferómetro.

Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en un máximo de aproximadamente 10-18 m. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como h

5 × 10 −22. Las actualizaciones a LIGO y Virgo deberían aumentar aún más la sensibilidad. Otro interferómetro de alta sensibilidad, KAGRA, está en construcción en la mina Kamiokande en Japón. Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de 'alcance') aumenta mil veces el volumen de espacio accesible al instrumento. Esto aumenta la velocidad a la que se pueden ver las señales detectables de una por decenas de años de observación a decenas por año. [83]

Los detectores interferométricos están limitados a altas frecuencias por ruido de disparo, que ocurre porque los láseres producen fotones al azar, una analogía es la lluvia: la tasa de lluvia, como la intensidad del láser, es medible, pero las gotas de lluvia, como los fotones, caen en momentos aleatorios. provocando fluctuaciones en torno al valor medio. Esto genera ruido en la salida del detector, muy parecido a la estática de radio. Además, para una potencia láser suficientemente alta, el impulso aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones láser sacude los espejos, enmascarando las señales de bajas frecuencias. El ruido térmico (por ejemplo, el movimiento browniano) es otro límite de la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido 'estacionarias' (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados a bajas frecuencias por ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido 'no estacionarias' crujen en estructuras mecánicas, rayos o otras grandes perturbaciones eléctricas, etc. también pueden crear ruido enmascarando un evento o incluso pueden imitar un evento. Todos estos deben tenerse en cuenta y excluirse mediante análisis antes de que la detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.

Einstein @ Home Editar

Las ondas gravitacionales más simples son las de frecuencia constante. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones giratoria no simétrica serían aproximadamente monocromáticas: un tono puro en acústica. A diferencia de las señales de supernovas o agujeros negros binarios, estas señales evolucionan poco en amplitud o frecuencia durante el período en que serían observadas por detectores terrestres. Sin embargo, habría algún cambio en la señal medida, debido al desplazamiento Doppler causado por el movimiento de la Tierra. A pesar de que las señales son simples, la detección es extremadamente costosa desde el punto de vista computacional, debido a la gran cantidad de datos que deben analizarse.

El proyecto Einstein @ Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI @ home destinado a detectar este tipo de onda gravitacional. Al tomar datos de LIGO y GEO, y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para que los analicen en paralelo en sus computadoras personales, Einstein @ Home puede examinar los datos mucho más rápido de lo que sería posible de otra manera. [84]

Interferómetros espaciales Editar

También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO. El diseño de LISA requiere tres masas de prueba que formen un triángulo equilátero, con láseres de cada nave espacial a cada una de las otras naves espaciales formando dos interferómetros independientes. Se planea que LISA ocupe una órbita solar siguiendo la Tierra, con cada brazo del triángulo de cinco millones de kilómetros. Esto coloca al detector en un excelente vacío lejos de las fuentes de ruido terrestres, aunque seguirá siendo susceptible al calor, el ruido de los disparos y los artefactos causados ​​por los rayos cósmicos y el viento solar.

Uso de matrices de temporización de pulsar Editar

Los púlsares son estrellas que giran rápidamente. Un púlsar emite rayos de ondas de radio que, como los rayos de un faro, recorren el cielo a medida que el púlsar gira. La señal de un púlsar puede ser detectada por radiotelescopios como una serie de pulsos regularmente espaciados, esencialmente como el tic-tac de un reloj. Los GW afectan el tiempo que tardan los pulsos en viajar desde el púlsar hasta un telescopio en la Tierra. Una matriz de temporización de púlsar utiliza púlsares de milisegundos para buscar perturbaciones debidas a GW en las mediciones del tiempo de llegada de los pulsos a un telescopio, en otras palabras, para buscar desviaciones en los tics del reloj. Para detectar GW, las matrices de temporización de púlsares buscan un patrón distinto de correlación y anticorrelación entre el tiempo de llegada de los pulsos de varios púlsares. [85] Aunque los pulsos de púlsar viajan a través del espacio durante cientos o miles de años para llegar a nosotros, las matrices de temporización de púlsar son sensibles a perturbaciones en su tiempo de viaje de mucho menos de una millonésima de segundo.

La principal fuente de GW a las que son sensibles las matrices de temporización de púlsar son las binarias de agujeros negros supermasivos, que se forman a partir de la colisión de galaxias. [86] Además de los sistemas binarios individuales, las matrices de temporización de púlsares son sensibles a un fondo estocástico de GW creado a partir de la suma de GW de muchas fusiones de galaxias. Otras posibles fuentes de señales incluyen cadenas cósmicas y el trasfondo primordial de GW de la inflación cósmica.

A nivel mundial, hay tres proyectos de matriz de temporización de púlsares activos. El Observatorio de ondas gravitacionales de Nanohercios de América del Norte utiliza datos recopilados por el radiotelescopio de Arecibo y el telescopio Green Bank. El sistema australiano Parkes Pulsar Timing Array utiliza datos del radiotelescopio Parkes. El European Pulsar Timing Array utiliza datos de los cuatro telescopios más grandes de Europa: el telescopio Lovell, el radiotelescopio de síntesis Westerbork, el telescopio Effelsberg y el radiotelescopio Nancay. Estos tres grupos también colaboran bajo el título del proyecto International Pulsar Timing Array. [87]

Onda gravitacional primordial Editar

Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales observadas en el fondo cósmico de microondas. Supuestamente fueron detectados por el instrumento BICEP2, un anuncio realizado el 17 de marzo de 2014, que fue retirado el 30 de enero de 2015 ("la señal puede atribuirse enteramente al polvo de la Vía Láctea" [66]).

Observaciones de LIGO y Virgo Editar

El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales, a partir de una señal detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 [27] de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose alrededor de 1.300 millones. años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces el poder de todas las estrellas del universo observable combinadas. [88] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba su fuerza durante un período de 0,2 segundos. [28] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. La energía equivalente a tres masas solares se emitió en forma de ondas gravitacionales. [32] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal vino del hemisferio sur celeste, en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes. [30] Las ondas gravitacionales se observaron en la región más de 5 sigma [89] (en otras palabras, 99,99997% de posibilidades de mostrar / obtener el mismo resultado), la probabilidad de encontrar suficiente para haber sido evaluada / considerada como evidencia / prueba en un experimento de física estadística. [90]

Desde entonces, LIGO y Virgo han informado más observaciones de ondas gravitacionales a partir de la fusión de binarios de agujeros negros.

El 16 de octubre de 2017, las colaboraciones de LIGO y Virgo anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales que se originan en la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones. La observación del transitorio GW170817, que ocurrió el 17 de agosto de 2017, permitió restringir las masas de las estrellas de neutrones involucradas entre 0,86 y 2,26 masas solares. Un análisis más detallado permitió una mayor restricción de los valores de masa al intervalo 1,17–1,60 masas solares, con la masa total del sistema medida en 2,73–2,78 masas solares. La inclusión del detector Virgo en el esfuerzo de observación permitió mejorar la localización de la fuente en un factor de 10. Esto a su vez facilitó el seguimiento electromagnético del evento. En contraste con el caso de las fusiones binarias de agujeros negros, se esperaba que las fusiones binarias de estrellas de neutrones produjeran una contraparte electromagnética, es decir, una señal luminosa asociada con el evento. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi detectó un estallido de rayos gamma (GRB 170817A), que se produjo 1,7 segundos después de la onda gravitacional transitoria. La señal, que se originó cerca de la galaxia NGC 4993, se asoció con la fusión de estrellas de neutrones. Esto fue corroborado por el seguimiento electromagnético del evento (AT 2017gfo), que involucró a 70 telescopios y observatorios y arrojó observaciones sobre una gran región del espectro electromagnético que confirmaron aún más la naturaleza de estrella de neutrones de los objetos fusionados y la kilonova asociada. [91] [92]

Usando ondas electromagnéticas no podemos ver más de 400.000 años después del Big Bang. El estado inicial del universo era opaco a la luz, pero transparente a las ondas gravitacionales.De hecho, es completamente transparente. Se cita a Neil Turok, director del Instituto Perimetral de Física Teórica de la Universidad de Waterloo en Canadá, diciendo: "Literalmente seremos capaces de ver el Big Bang". Entonces, literalmente, al ensamblar ondas gravitacionales, se puede descubrir precisamente lo que ocurrió en la singularidad inicial. La predicción más extraña y brillante de la teoría de Einstein fue que toda la materia, el espacio-tiempo y la energía se originaron a partir de un solo evento: la singularidad del Big Bang. [93]

Un episodio de la novela de ciencia ficción rusa de 1962 Aprendiz espacial por Arkady y Boris Strugatsky muestra el experimento que monitorea la propagación de ondas gravitacionales a expensas de aniquilar un trozo del asteroide 15 Eunomia del tamaño del Monte Everest. [94]

En la novela de 1986 de Stanislaw Lem Fiasco, se utiliza una "pistola de gravedad" o "gracer" (amplificación de la gravedad por emisión colimada de resonancia) para remodelar un collapsar, de modo que los protagonistas puedan explotar los efectos relativistas extremos y hacer un viaje interestelar.

En la novela de Greg Egan de 1997 Diáspora, el análisis de una señal de onda gravitacional de la inspiración de una estrella de neutrones binarios cercana revela que su colisión y fusión es inminente, lo que implica que un gran estallido de rayos gamma va a impactar la Tierra.

En 2006 de Liu Cixin Recuerdo del pasado de la Tierra En serie, las ondas gravitacionales se utilizan como una señal de transmisión interestelar, que sirve como un punto central de la trama en el conflicto entre civilizaciones dentro de la galaxia.



Comentarios:

  1. Tamtun

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  2. Salkis

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  3. Gaston

    miró y se decepcionó ..........

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  5. Aethelred

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  6. Brychan

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  7. Bodaway

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