Evolución Estelar: La vida y muerte de las estrellas.

Vimos cómo las estrellas nacen en regiones frías de la galaxia.

La gravedad hace su trabajo y la nube de gases (mayormente hidrógeno) colapsa formando numerosas aglomeraciones, cada una de las cuales dará origen a una "protoestrella".

La protoestrella brillará gracias a la energía gravitatoria, que comprime y calienta los gases. Alrededor de esta naciente estrella se formará un "disco protoplanetario" que posiblemente dará origen a planetas o asteroides.

Luego de algunos cientos de miles de años o unos pocos millones de años, el núcleo de la estrella alcanzará la temperatura suficiente para lograr la fusión nuclear del hidrógeno, en esta etapa se dice que la estrella entra en la "secuencia principal".

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, pero luego de acabado el combustible en su núcleo, el final de la estrella dependerá de su masa.

Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo de la estrella, ella comienza una serie de procesos poco estables que la llevarán inevitablemente a su "muerte".

Si la estrella tiene poca masa, como es el caso de las enanas rojas, ésta tardará muchos miles de millones de años en quemar su hidrógeno, y al no tener una fuente interna de calor que frene la compresión comenzará a contraerse lentamente, generando calor por solo por compresión. Esta compresión no es indefinida ya que llegado un cierto punto "presión de degeneración" de los electrones frena toda posibilidad de mayor compactación, y no teniendo otra posibilidad, la estrella comenzará a enfriarse lentamente hasta convertirse en una "enana negra". Dabido a la larga vida que puede alcanzar una enana roja (unos 30 mil millones de años o más), la edad del universo no ha dado tiempo a que ninguna de ellas haya alcanzado este oscuro final.

Estrellas de masa mediana como nuestro Sol quemaran su hidrógeno en un periodo más breve. En unos 10 mil millones de años el núcleo de nuestra estrella acabará su dotación de hidrógeno haciendo que ésta se contraiga y genere así más temperatura, esto llevará a que el hidrógeno adyacente al núcleo pueda alcanzar la temperatura de fusión haciendo que la estrella se expanda y su superficie se enfría (etapa subgigante roja). Mientras tanto al nucleo continúa contrayéndose y una vez alcanzados los 100 millones de grados los núcleos de helio son capaces de fusionarse para formar carbono.

Las estrellas con masa 8 a 9 veces superior a la masa del Sol sintetizan en sus núcleos una gran cantidad de elementos químicos, usando como combustible los desechos de las anteriores reacciones nucleares. Llega un momento cuando la estructura de la estrella es una capa de hidrógeno, seguida de otra de helio (producto de la combustión del hidrógeno), debajo otra capa de carbono y oxígeno (productos de la quema del helio), a la que sigue una capa de neón, magnesio, aluminio (productos de la fusión nuclear del carbono y oxígeno), en su interior otra capa de silicio, y finalmente un núcleo de níquel e hierro.

El hierro es el elemento más estable de la Naturaleza y no se puede fusionar para dar energía. En este momento, y tras superar varias fases (el núcleo se comprime a , la estrella termina explotando por el colapso de su núcleo. A este tipo de supernovas se las conoce como supernovas del colapso del núcleo estelar (Core-Collapse supernovae), y suelen dejar como resto una estrella de neutrones.

Diagrama mostrando muy esquemáticamente cómo explota una estrella masiva. Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso (implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota. Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones (densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la estrella muerta (resto de supernova). Diagrama de Mafalda Martins, ESO

Para resumir.

Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro.

1) Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño del Sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.

2) Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. Después, en un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos:
una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.

Fuente:http://ies.fernandowirtz2.ccmc.climantica.org/2012/12/17/vida-de-una-estrella-el-sol/

http://astrochillan.blogspot.com/

Tutorial de astrofotografía amateur

¡Muy buenas!

Comparto con ustedes este tutorial que realicé para http://www.comunidadreflex.com

Como toda buena sesión de fotos, es de suma importancia tener una buena planificación al momento de decidirse por fotografiar las estrellas. Por ello debemos considerar:

Meteorología: está de más decir que una noche de lluvia no es lo mejor para hacer fotos, pero sí una noche con nubes puede servir para hacer algo más interesante, la idea es que se vean estrellas.

Contaminación lumínica: las luces de la ciudad suelen producir mucha contaminación (lumínica), no es que nos produzca tos o algo por el estilo, pero al momento de realizar una astrofoto, suelen afectarnos disminuyendo la visibilidad de las estrellas. Por eso, cuando estamos rodeados de luz y miramos al cielo, la cantidad de astros disminuye considerablemente.

La luna: es una gran fuente de luz que también produce contaminación lumínica, la idea es trabajar en noches de luna nueva (porque no se ve la luna) o luna menguante (se ve como una uña).

Frío: este tipo de fotografía requiere abrigo, inclusive en noches de verano.

Paciencia: como en todo proceso de experimentación, de buenas a primeras no obtendrás un buen resultado, pero a medida que vayas practicando, obtendrás mejores tomas.

Compañía: si eres un lobo solitario no tendrás problemas, pero muchos preferimos amenizar la noche en buena compañía, con un buen café y una buena charla.

Factor de recorte y regla de los 600: no os preocupéis que lo explicaré más abajo .

Teniendo en cuenta estos factores, podemos ahora comenzar con la enumeración de los materiales que utilizaremos para nuestra “escapada fotográfica nocturna”, ellos son:
Una cámara: ¿No hay necesidad de explicarlo cierto?

ISO: que nuestra cámara soporte ISOs elevados, de preferencia 1600 o más y obviamente larga exposición.

Un trípode: es de suma importancia disponer de uno, ya que la mayor densidad de estrellas no está precisamente arriba de nuestras cabezas y necesitaremos apuntar la cámara con cierto ángulo de inclinación si queremos mejores resultados, lo que no quiere decir que sea imposible apuntar la cámara directamente hacia arriba.

Autodisparador o control remoto: como la cámara estará en un trípode y exponiendo a velocidades prolongadas, al presionar el botón del obturador se puede mover (trepidación) y el resultado será desastroso. La idea es que configures el autodisparador a 2seg o a 10seg para que no tengas este problema. Si dispones de un control remoto, mucho mejor .

Abrigo: más arriba lo decía, el frío es un factor que no favorece. Aunque sea verano, lleva algo de ropa.


Casi listos…


Nos queda un punto a tratar antes de comenzar y lo dejé aparte porque es un poquitín más complejo.


Veamos… El planeta Tierra se mueve constantemente, esto produce el día y la noche, los científicos le llaman a esto el movimiento de rotación planetaria y al momento de exponer a velocidades prolongadas el cielo, se notará como un pequeño trazo si no manejas la famosa regla de los 600.

Para evitar esto debemos saber primero si nuestro sensor es un Full frame (marco completo de 35mm) o un APS-C (con factor de recorte). Vean el modelo de sus cámaras y Google los puede ayudar


Factor de recorte:

Acá abajo les dejo la relación del factor de recorte que tiene cada tipo de sensor:



Pero se preguntarán por qué es importante saber esto...

...La respuesta es porque dependiendo de la distancia (longitud) focal que utilicemos, nuestro sensor aplicará ese factor de recorte sobre nuestra fotografía, aumentando virtualmente la distancia focal de nuestros lentes, es decir, si tenemos un 18-55mm y queremos hacer una foto a 18mm en una cámara Canon, debemos multiplicar 18 (mm utilizados) por 1,6 (factor de recorte en Canon) y obtendremos el milimetraje real (equivalencia a 35 mm full frame) que estamos utilizando, en este caso 29mm.


Regla de los 600:

Para una full frame: la división será 600/x, siendo x la distancia focal utilizada. Por ejemplo: 600/50mm=12, siendo 12 los segundos máximos que podemos exponer sin que se note el movimiento de las estrellas.

Para un sensor APS-C: la operación será doble, como en el ejemplo de más arriba, si tenemos una cámara Nikon primero multiplicaremos la distancia focal por el factor de recorte y después aplicaremos sobre ese resultado la división por 600. Suponiendo que trabajaremos a los mismos 50mm la cosa sería así: 50mm*1,5=75mm reales y 600/75=8, siendo 8 los segundos máximos que podremos exponer.


¡A fotografiar!


Teniendo todo listo, nos vamos a fotografíar, no olviden que para estas fotografías los valores ISO altos son importantísmos para evitar obtener una foto negra con un par de puntitos, piérdanle el miedo al ruido.

Para enfocar bien y si no dispones de un lente con enfoque al infinito, les recomiendo que se apoyen sobre el modo Liveview, el que muestra lo que estás capturando por la pantalla y con mucha delicadeza comiencen a mover el dial de enfoque hasta lograr lo deseado. Las estrellas más grandes sirven bastante para esto.

Éxito y a capturar los astros y la vía láctea.

Distancia focal 20mm (con factor de recorte 32mm reales) Vel 25sec, F2.8, ISO3200, realizado con la cámara Canon Eos Rebel T3.

¡Un gran abrazo!


Autor: Felipe A.S. Cárcamo

Los Movimientos Terrestres y Coordenadas Celestes

La Esfera Celeste

No tenemos certeza cuándo, pero hace ya muchos milenios que nuestros antepasados tuvieron el interés y la paciencia de dedicarle tiempo a observar el cielo. Pronto debieron descubrir que, tanto durante el día como la noche, los astros (el sol y la luna incluidos) parecían desplazarse como si fuesen arrastrados por una enorme esfera, que rotaba completamente en el lapso de un día. Entonces, como tantas veces en la historia del conocimiento, lo que parece ser cierto lo aceptamos como una verdad evidente, probablemente así fue como la idea de una Esfera Celeste fue asumida esfera real. Una gran esfera exterior, donde estarían engarzadas las “estrellas fijas” y una serie de esferas interiores, concéntricas, portadoras de los planetas, el Sol y la Luna, y cuyo centro, naturalmente, tenía que estar en la Tierra.

En esta figura podemos ver una representación, muy esquemática, del universo en los tiempos de Aristóteles, en la antigua Grecia.

                                                                                                                                                                     

Hoy en día ya nadie (o casi nadie) sostiene que nuestro planeta se ubica en el centro del cielo, y que el Sol, Luna y demás planetas orbiten en torno a la Tierra, pero con el fin de describir las posiciones de los astros en el cielo y algunos movimientos aparentes, es válido conservar el título de “Esfera Celeste” a ese manto estrellado que vemos cada noche, aunque sepamos que no es esa esfera la que rota cada día, sino que es nuestro planeta el que lo hace  en torno a su eje.

Coordenadas Horizontales

Para ubicar un objeto en el cielo, tomando como referencia la superficie (aparentemente plana) en que estamos parados, se utilizan dos coordenadas: Acimut y Altura

El Acimut, que consiste en el ángulo que desarrolla el objeto o estrella, desde el punto cardinal Norte, en dirección hacia la derecha (como las agujas del reloj).

La Altura, es al ángulo desde el objeto al punto más cercano al horizonte.

En la figura de la izquierda, podemos ver que el objeto que señala la persona, tiene un acimut de poco más de 270° (es decir, hacia el noroeste) y una altura de unos 45°.

Si un objeto se encuentra justo arriba de nuestra cabeza, se dice que tiene una altura de 90°, o que está en el Cenit (Zenith en inglés).

Como la Tierra no es plana, está claro que dos personas situadas muy distantes, no verán una misma estrella con el mismo acimut ni altura.

Movimientos Terrestres: Rotación y Traslación

Aunque sentimos que nuestro planeta está quieto, ya hemos aprendido a aceptar que esta magnifica nave que llamamos Tierra, se mueve en torno al Sol en una órbita anual, en una trayectoria elíptica (aunque casi circular). Y que no tenemos que confundir el mayor acercamiento o alejamiento del Sol con la causa del ciclo de las estaciones.

  

Como debe parecer obvio, la órbita de la Tierra es plana y el Sol debe estar precisamente en ese plano. A este plano en que orbita nuestro planeta, lo llamamos “Eclíptica”. La similitud con la palabra “elíptica” es mera coincidencia, ya que Eclíptica deriva del hecho de que en ese plano se producen los eclipses. Como veremos más adelante, la mayoría de los planetas orbita en planos muy cercanos a la eclíptica.

Todos sabemos que nuestro planeta está inclinado,,, y hasta sabemos su inclinación: 23,5°, lo que muchas veces olvidan los profesores es  destacar respecto a qué está inclinada la Tierra. Bueno, ya podrán adivinar que es respecto al plano de la eclíptica.

Y es gracias a esta inclinación del eje de rotación terrestre que tenemos las estaciones. Si este eje de rotación fuese totalmente perpendicular a la eclíptica, durante todo el año el sol alcanzaría la misma altura al mediodía y los días durarían siempre lo mismo que la noche. En los polos no habría ni día ni noche, el Sol siempre se encontraría rozando el horizonte.

  

En esta figura se muestra la situación en los solsticios de invierno y verano en ambos hemisferios.

En el esquema de arriba, se puede apreciar cómo los equinoccios ocurren entre los solsticios. En los equinoccios, el eje de la tierra se encuentra perpendicular al Sol, por lo que en todo el planeta, excepto en los polos, el Sol aparece justo por el Este y se oculta hacia el Oeste, y el día la noche duran (casi) exactamente lo mismo.

En la siguiente imagen vemos la trayectoria que sigue el sol en el cielo en distintas latitudes, en las fechas de los solsticios y equinoccios.

Coordenadas Celestes (o Astronómicas)

Como ya se mencionó, la “Esfera Celeste” parece rotar en torno a nosotros, por lo tanto, si queremos indicar la posición “definitiva” o “real” u “objetiva” de una estrella, no podemos asignarle una coordenada basada en nuestra ubicación en la Tierra. Para ello es más indicado hacerlo respecto a la “Esfera Celeste” o “Esfera de las Estrellas Fijas”.

Al rotar la Tierra sobre su eje, el cielo parece rotar en sentido contrario, como una gran esfera, en sentido contrario al que lo hacemos nosotros, y esa gran esfera tiene un eje que es la proyección del eje polar terrestre.

Dado que tenemos Polos en la “Esfera Celeste”, podemos definir también un “Ecuador Celeste”, y que debe coincidir también con la proyección del Ecuador Terrestre.

Tal como en la Tierra usamos las coordenadas de Latitud y Meridiano para ubicar cualquier punto en la superficie de esta esfera, los astrónomos utilizan un sistema de coordenadas equivalentes, llamados Declinación y Ascensión Recta.

La Declinación (Dec. ó δ) equivale a la Latitud. Un objeto con declinación 0° estará justo en el plano del ecuador celeste, y uno con latitud +90°, en el Polo Norte, y -90°, en el Polo Sur. Los grados se dividen a su vez en 60 minutos y éstos, en 60 segundos.

La Ascención Recta (A.R.) equivale a los Meridianos terrestres, y al igual que en la Tierra, se debe elegir en forma arbitraria el punto de inicio. Así como en la Tierra se eligió el Meridiano de Greenwich por su famoso observatorio, se debió elegir algún punto en el cielo que marcara algo relevante, y la línea que corta los planos de la eclíptica y el ecuador celeste parecía un buen candidato.

Pero sucede que esa línea obviamente señala en dos sentidos, (recordemos que cuando el Sol está en alguno de ellos, estamos en equinoccio). Se eligió el punto que señala al equinoccio vernal (primer día de primavera en el hemisferio norte) como punto de inicio de las coordenadas de A.R.

Las A.R. no se mide en grados sino en Horas, minutos y segundos.

Movimientos de Precesión y Nutación

Hasta ahora hemos hablado de una Tierra rotando como un trompo, con su eje apuntando siempre en una misma dirección, lo cual no es totalmente cierto, con el curso de los años el eje terrestre describe un giro similar al que realiza un trompo  al girar en el suelo.

Las fuerzas de atracción del Sol y la Luna sobre el ecuador terrestre van “torciendo” la dirección del eje terrestre en el sentido de las manecillas del reloj, manteniendo siempre una inclinación de 23,5° respecto a la eclíptica. La vuelta completa de este bamboleo tarda casi 26.000 años, por lo tanto en 13.000 años, el eje terrestre apuntará a 47° de diferencia con el actual.

En esta figura podemos observar la manera en que cambia la dirección del eje de rotación terrestre, el cual  es estos años apunta hacia al estrella Polaris en el hemisferio Norte, y dentro de unos 11.000 años será Vega la estrella brillante que señalará mas cerca del polo Norte.

Cada 71 años, el eje terrestre se desplaza 1° respecto a la “esfera celeste”, lo que lo hace bastante evidente, y se sabe que ya 300 años AC, ya se tenía conocimiento de esta precesión.

Al desplazarse el eje terrestre, también lo tiene que hacer el plano del ecuador.

Como ya vimos, los equinoccios se producen cuando el sol se sitúa justo en la línea en que se intersectan el plano del ecuador terrestre y la Eclíptica. Pero si el plano del ecuador se va desplazando, también se desplazará la línea de los equinoccios. Por este motivo es que el movimiento de precesión terrestre también conocido como la “Precesión de los Equinoccios”.

Tanto el polo Norte y Sur celestes, así como los equinoccios se van desplazando, entonces el sistema de coordenadas de declinación y AR debe basarse en una posición determinada del eje terrestre, por lo tanto, siempre es necesario hacer referencia de el año en que son medidas.

Otro de los movimientos terrestres, aunque mucho más sutil que los mencionados anteriormente, se trata de la Nutación, la cual es causada también por las fuerzas de tensión del Sol y la Luna sobre el ecuador terrestre, pero con un periodo y una intensidades mucho menores. Su ciclo es de 18,6 años y el movimiento de unos 9 segundos de arco, es casi insignificante respecto al de precesión.

Planetas y Estrellas: ¿Cómo distinguirlos?

Desde tiempos inmemoriales son conocidas 5 estrellas "errantes", y por esto fueron llamadas "Planetas". Estos 5 planetas visibles a simple vista se tratan de: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

Hoy sabemos que existe una gran diferencia entre las estrellas y los planetas, pero a veces no resulta fácil distinguirlos a simple vista, he aquí algunas pautas para ubicarnos.

Antes que nada es recomendable que conozcamos las principales constelaciones del cielo así como sus principales estrellas. Para eso sugerimos conseguir algunas cartas estelares, de las que abundan en Internet y comenzar a reconocer las constelaciones más vistosas, como Orión, Escorpión, la Cruz del Sur, Tauro.

Buscando los planetas:

Antes que todo, debemos saber que los planetas siempre los encontraremos muy cercanos al plano de la eclíptica, es decir, el camino que recorre el Sol en el cielo. En ese plano es donde encontramos las famosas constelaciones del zodiaco, no todas ellas muy llamativas, pero que es conveniente ir reconociendo.

Una de las formas más seguras de saber si un objeto es estrella o planeta consiste en observarlo cuando este se encuentre cerca del horizonte. Si titila, se trata de una estrella, si no lo hace, sabremos que es un planeta.

El más fácil de reconocer es sin duda Venus, con mucho, el más brillante de todos. Siempre lo encontraremos hacia el poniente al atardecer o hacia la cordillera, antes del amanecer.

En la imagen la estrella mas brillante es Venus

El segundo planeta más brillante normalmente es Júpiter. Brilla siempre más que cualquier estrella en el cielo.

En ocasiones podremos ver Marte muy brillante, y de un color rojizo. Marte sólo se verá brillante cuando esté cerca de la oposición, es decir, hacia el lado opuesto del Sol. Entonces Marte deberá estar apareciendo, por el Este, una o dos horas antes o después de la puesta de Sol.

Saturno nunca llega a ser más brillante que Sirio. Su brillo varía entre magnitud 0 a +1.

El Planeta Mercurio es uno de los más difíciles de observar ya que siempre se encuentra muy cerca del Sol. Su brillo máximo puede alcanzar la magnitud -2, es decir, más brillante que Sirio, pero por encontrarse hacia el resplandor del atardecer o amanecer, nunca lucirá muy llamativo. Si lo observamos varias noches seguidas, veremos cómo cambia rápidamente de posición respecto a las estrellas. Debido esta gran movilidad recibió el nombre del mensajero de los dioses.

Autor: Carlos Furet.

http://cielosnocturnosdechillan.blogspot.com/

Calendario de Actividades

CALENDARIO DE ACTIVIDADES ASTRONOMÍA ÑUBLE

Estimados lectores les comentamos que este será nuestro calendario de actividades durante lo que queda del año 2013 y del 2014. Consiste en 10 talleres dictados semana por medio por nuestro amigo Carlos Furet. Además de los talleres realizaremos salidas de observación también conocidas como "Star Party" el día posterior al taller. A continuación detallamos las fechas y contenidos de los talleres. Cualquier cambio será avisado con anticipación a través de nuestro grupo en Facebook "Astronomía Ñuble". 

FECHA	ACTIVIDAD
12.12.13	1er TALLER - Objetivos del taller. - Movimientos terrestres. - Coordenadas celestes. - Magnitudes escalares.
13.12.13	STAR PARTY
26.12.13	2do TALLER - Constelaciones: Historia y mitología, cómo reconocer las principales constelaciones y estrellas.
27.12.13	STAR PARTY - Observación "Lluvia de estrellas Gemínidas".
2014
23.01.14	3er TALLER - Sistema solar: De cómo se descubrieron los planetas invisibles a simple vista. Características físicas de los planetas y sus lunas.
24-01.14	STAR PARTY
06.02.14	4to TALLER - Telescopios. *Historia. *Optica. *Tipos de telescopio. *Ventajas y desventajas de cada tipo.
07.02.14	STAR PARTY
20.02.14	5to TALLER - Eclipses: De sol y de luna. Por qué se producen, su importancia e interés y cómo observarlos - cometas y asteroides. Teorías acerca de su formación, tipos de ellos, sus órbitas. Consideraciones sobre los Asteroides peligrosos para nuestro planeta.
21.02.14	STAR PARTY
06.03.13	6to TALLER - Estrellas y evolución estelar: Tipos espectrales. Diagrama de H-R. Nacimiento y muerte de las estrellas. Supernovas. Estrellas de Neutrones. Pulsares.
07.03.14	STAR PARTY
20.03.14	7mo TALLER - Métodos de medición de distancias estelares: método del paralaje, variables cefeidas, y supernovas tipo Ia. - Estrellas variables y sistemas estelares múltiples: Como hacer observación y seguimiento de estrellas dobles y variables
21.03.14	STAR PARTY
03.04.14	8vo TALLER - Nebulosas y cúmulos: Revisión de los diversos tipos de nebulosas. Cúmulos Abiertos y Globulares
04.04.14	STAR PARTY
17.04.14	9no TALLER - Planetas extrasolares: Análisis de los distintos métodos utilizados en la búsqueda de planetas Extrasolares. Características de los planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha. Nuevos proyectos de búsqueda para el futuro próximo. Consideraciones acerca de las posibilidades de vida en otros mundos.
18.04.14	STAR PARTY
08.05.14	10mo TALLER - Galaxias: Tipos de Galaxias, Evolución de ellas, y modelo cosmológico del Big Bang.
09.05.14	STAR PARTY

Los Star Party estarán sujetos a condiciones del tiempo o a acuerdos tomados por el grupo.

En los Star Party se verán y repasaran temas como:

Reconocimiento de las principales constelaciones y estrellas.

Ubicación del polo Sur celeste.

Reconocimiento de los planetas visibles a simple vista.

Reconocimiento y ensayo de diferenciación de las magnitudes estelares.

Uso de binoculares y Telescopios.

Reconocimiento de los principales objetos visibles con binoculares.

Reconocimiento de Nebulosas, Cúmulos y galaxias a través del telescopio.

Técnicas de Astrofotografía.

Observación de Lluvias de estrellas.