PERIGEO Y APOGEO DE LA LUNA.

Superluna elevándose entre las columnas de la Acrópolis, en Grecia. La Luna llena cerca del perigeo se ve ligeramente más grande y brillante que una Luna llena en promedio, aunque el efecto es más evidente al comparar fotografías que a simple vista.
Crédito: Fotografía de prensa (El País) / Planetarium María Reiche (edición educativa).

Planetarium María Reiche — Órbita y distancias lunares

Perigeo y apogeo de la Luna: ¿por qué a veces la vemos más grande?

La órbita de la Luna no es un círculo perfecto, sino una elipse. Eso hace que, a lo largo del mes, la distancia entre la Tierra y la Luna cambie: a veces está un poco más cerca (perigeo) y a veces un poco más lejos (apogeo). Esta cartilla explica qué significan estos términos, cómo afectan al tamaño aparente de la Luna, a las mareas y a fenómenos populares como las “superlunas”.

Nivel sugerido: secundaria / público general Temas: órbita lunar, mareas, superlunas

1

¿Qué son el perigeo y el apogeo?

La Luna gira alrededor de la Tierra describiendo una órbita que es ligeramente elíptica, no un círculo perfecto.

• Perigeo: momento en que la Luna se encuentra más cerca de la Tierra en su órbita.
• Apogeo: momento en que la Luna se encuentra más lejos de la Tierra.

En números redondos:

• Perigeo típico: alrededor de 363 000 km.
• Apogeo típico: alrededor de 405 000 km.

La diferencia es de decenas de miles de kilómetros, suficiente para que la Luna se vea hasta un 14 % más grande y casi un 30 % más brillante en perigeo que en apogeo, si la comparamos cuidadosamente.

2

Órbita elíptica: la Luna no describe un círculo perfecto

La órbita de la Luna es una elipse con la Tierra situada cerca de uno de sus focos. La “forma” de la elipse se describe con un número llamado excentricidad.

• Una excentricidad de 0 corresponde a un círculo perfecto.
• La excentricidad de la órbita lunar es de alrededor de 0,055: no es muy grande, pero suficiente para producir diferencias apreciables de distancia.

Además, la elipse de la órbita lunar:

• Gira lentamente en el espacio (precesión de la línea de los ápsides).
• Está inclinada unos 5° respecto al plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol (la eclíptica).

Todo esto hace que las combinaciones de fase (Llena, Nueva, etc.) y distancia (perigeo/apogeo) vayan cambiando de un mes a otro.

3

¿Cuánto cambia realmente el tamaño de la Luna en el cielo?

La Luna nos parece casi del mismo tamaño todas las noches, pero si medimos con precisión su diámetro angular (tamaño aparente en grados), encontramos diferencias claras:

• En perigeo, el diámetro aparente puede ser de ~33,5 minutos de arco.
• En apogeo, baja a ~29,5 minutos de arco.

Nuestro ojo, sin referencia directa, no distingue fácilmente ese cambio con una sola mirada. Sin embargo, si comparamos fotos tomadas con la misma cámara y el mismo encuadre, la diferencia se vuelve obvia.

El famoso “efecto Luna enorme en el horizonte” no se debe al perigeo, sino a un truco de nuestro cerebro (ilusión de la Luna), que interpreta distinto el tamaño de los objetos cerca del horizonte.

4

“Superlunas” y “microlunas”: cuando perigeo y fase se alinean

En los últimos años se han popularizado términos como “superluna” y “microluna”. No son términos oficiales de la Unión Astronómica Internacional, pero se usan habitualmente en divulgación.

• Se suele llamar superluna a una Luna llena que ocurre cerca del perigeo.
• Se habla de microluna cuando la Luna llena ocurre cerca del apogeo.

El aumento de brillo y tamaño respecto a una Luna llena “típica” es modesto, pero real. Aun así, el efecto no es tan espectacular como muchas imágenes retocadas que circulan por internet.

Buena actividad para el aula: comparar fotos de varias lunas llenas (en diferentes meses) usando la misma lente y encuadre, y medir su tamaño en píxeles.

5

¿Influye el perigeo en las mareas terrestres?

La fuerza de marea que la Luna ejerce sobre la Tierra depende de su distancia. En perigeo, esa fuerza es algo mayor; en apogeo, algo menor.

Cuando el perigeo coincide con:

• Una Luna nueva o Luna llena,
• y a veces con otras alineaciones Tierra–Luna–Sol,

podemos tener mareas vivas un poco más intensas —las llamadas popularmente “mareas de perigeo”.

Sin embargo:

• La diferencia no es catastrófica; es un refuerzo de mareas ya de por sí altas.
• No hay evidencia seria de que una superluna desencadene terremotos o erupciones volcánicas.

Es importante distinguir entre un efecto físico real (ligero aumento de la marea) y exageraciones mediáticas que atribuyen a la superluna desastres naturales.

6

Mes sinódico, mes anómalo y por qué las superlunas “van y vienen”

Hay varios “meses” lunares, según qué intervalo midamos:

• Mes sinódico: tiempo entre dos lunas llenas (~29,53 días).
• Mes anómalo: tiempo entre dos perigeos (~27,55 días).

Como estas duraciones no son iguales, la fase (Llena, Nueva, etc.) y la posición en la órbita (perigeo/apogeo) se van desfasando con el tiempo.

• A veces la Luna llena ocurre cerca del perigeo → “superluna”.
• Otros meses, la Luna llena ocurre cerca del apogeo → “microluna”.

El patrón se repite aproximadamente cada cierto número de meses, dando lugar a ciclos en los que las superlunas parecen “acercarse” y luego “alejarse” de nuestras fechas de observación.

7

Perigeo, apogeo y eclipses: total vs anular

La distancia Tierra–Luna influye también en el tipo de eclipse de Sol que podemos observar:

• Si la Luna está cerca del perigeo, su disco aparente es ligeramente más grande que el del Sol. En una alineación adecuada, puede causar un eclipse total de Sol.
• Si la Luna está cerca del apogeo, su disco es algo más pequeño que el del Sol. En ese caso, incluso con alineación perfecta, vemos un eclipse anular.

Para los eclipses de Luna (cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna), la distancia también afecta detalles como la duración del eclipse y el tamaño del cono de sombra, pero el fenómeno sigue siendo muy similar a simple vista.

Esta conexión entre órbita elíptica y eclipses es un excelente tema para proyectos de modelado con maquetas o simuladores astronómicos.

8

Cómo observar perigeos y apogeos lunares (y qué no esperar)

Algunas ideas para organizar observaciones o proyectos:

• Consultar un calendario astronómico o software de planetario para localizar las fechas de perigeo y apogeo.
• Fotografiar la Luna llena en varias fechas, usando la misma focal y encuadre, y comparar su tamaño en píxeles.
• Registrar las mareas (si se vive cerca de la costa) y ver cómo cambian alrededor de ciertas superlunas.

Mitos frecuentes que conviene corregir:

• “En superluna, la gravedad lunar provoca catástrofes”. → En realidad el aumento es pequeño y forma parte de la variabilidad normal de las mareas.
• “La superluna se ve gigantesca en el horizonte”. → Lo que aumenta dramáticamente es la ilusión de la Luna, no el tamaño físico.

Una actividad interesante es pedir al grupo que recopile titulares sensacionalistas sobre superlunas y que los contraste con datos científicos reales.

9

Preguntas para pensar y debatir

Para el aula, clubes de ciencias o visitas al planetario

• Si la órbita de la Luna fuese un círculo perfecto, ¿qué fenómenos dejarían de ocurrir o serían diferentes?
• ¿Crees que tiene sentido hablar de “superlunas” todos los años? ¿Cómo podríamos definir este término de forma más rigurosa?
• ¿De qué manera influye el perigeo en las mareas, en comparación con la alineación Sol–Tierra–Luna?
• ¿Por qué algunos eclipses son totales y otros anulares? ¿Qué papel juega la distancia Tierra–Luna en esta diferencia?
• Diseña un experimento sencillo para demostrar, con fotografías o mediciones, que la Luna sí cambia de tamaño aparente a lo largo del año.

Guía orientativa para docentes / facilitadores (clic para desplegar)

Estas sugerencias no son respuestas únicas, sino apoyos para guiar la discusión y los proyectos de investigación.

Pregunta 1 — ¿Órbita circular vs elíptica?

• Con órbita circular: no habría perigeo/apogeo, el tamaño aparente de la Luna sería casi constante.
• La diferencia entre eclipses totales y anulares sería mucho menor o no existiría.
• Permite conectar con otros cuerpos del Sistema Solar que sí tienen órbitas más excéntricas.

Pregunta 2 — Definiendo “superluna” con más rigor

• Se puede proponer un umbral de distancia: por ejemplo, lunas llenas dentro del 10 % del perigeo más cercano de ese año.
• Invitar al grupo a revisar cómo distintos autores definen superluna y a construir una definición propia con criterios medibles.

Pregunta 3 — Mareas y perigeo vs alineación

• Subrayar que la fase lunar (nueva/llena) y la alineación con el Sol tienen un efecto muy importante.
• El perigeo actúa como un “extra” sobre esa marea ya alta, no como causa única.

Pregunta 4 — Eclipses totales vs anulares

• Con perigeo: la Luna cubre completamente el disco solar → eclipse total.
• Con apogeo: la Luna no llega a tapar todo el Sol → anillo brillante → eclipse anular.
• Puede acompañarse de modelos de cartón o simulaciones digitales.

Pregunta 5 — Experimento fotográfico

• Proponer un calendario de observación de varias lunas llenas a lo largo del año.
• Tomar fotos siempre con el mismo equipo y configuración, luego medir el diámetro en píxeles y graficar los resultados frente a la fecha o la distancia teórica.

Se puede complementar con la construcción de una línea de tiempo donde se marquen perigeos, apogeos, lunas llenas, eclipses y mareas vivas en un mismo gráfico.

10

Mini glosario

Perigeo: punto de la órbita lunar en el que la Luna está más cerca de la Tierra.

Apogeo: punto de la órbita lunar en el que la Luna está más lejos de la Tierra.

Órbita elíptica: trayectoria con forma de elipse; la órbita de la Luna alrededor de la Tierra es de este tipo.

Excentricidad: número que indica cuánto se aparta una elipse de un círculo perfecto.

Diámetro angular: tamaño aparente de un objeto en el cielo, medido en grados o minutos de arco.

Marea viva: marea de gran amplitud que ocurre cuando el Sol, la Tierra y la Luna están alineados (Luna nueva o llena).

Superluna: término popular para una Luna llena que ocurre cerca del perigeo, haciéndola ligeramente más grande y brillante de lo habitual.

Recuadro de imágenes

Perigeo, apogeo y efectos observables

Figura 1. Distancias de la Luna en perigeo y apogeo (en km). La ilustración muestra a la Tierra en el centro y las posiciones de la Luna más cercana (~363 300 km) y más lejana (~405 500 km), destacando la diferencia típica entre ambos puntos de la órbita.
Crédito: Barthélemy d´Ans – Perigeo y apogeo: distancias típicas Luna–Tierra.

Figura 2. Comparación de la Luna en una superluna (perigeo) y en una microluna (apogeo), usando el mismo encuadre. La Luna en perigeo se ve visiblemente más grande y brillante que en apogeo, confirmando la diferencia de tamaño aparente debida a la órbita elíptica.
Crédito: NASA / Goddard Space Flight Center / LRO (composición divulgativa).

Figura 3. Comparación entre un eclipse total de Sol, un eclipse anular y un eclipse parcial. Cuando la Luna está algo más lejos (cerca del apogeo), el disco lunar no alcanza a cubrir todo el Sol y se observa un anillo brillante: eclipse anular. Con la Luna más cercana (perigeo), puede producirse un eclipse total.
Crédito: Perfil.com (composición “eclipses total, parcial y anular”) / Planetarium María Reiche (adaptación educativa).

Ref

Referencias científicas sugeridas (lectura avanzada)

Para docentes, estudiantes avanzados o lectoras/es que deseen profundizar en el tema de la órbita lunar, perigeo, apogeo y mareas.

1. Meeus, J. (1998). Astronomical Algorithms (2nd ed.). Richmond, VA: Willmann-Bell.
2. Seidelmann, P. K. (Ed.). (2005). Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac (3rd ed.). University Science Books.
3. Espenak, F., & Meeus, J. (2009). Five Millennium Canon of Solar Eclipses: -1999 to +3000. NASA Technical Publication.
4. Cartwright, D. E., & Ray, R. D. (1991). Energetics of global ocean tides from Geosat altimetry. Journal of Geophysical Research: Oceans, 96(C8), 16897–16912.
5. NASA (s. f.). Supermoons and tides. Material divulgativo disponible en los portales educativos de la NASA sobre la relación entre superlunas y variaciones de mareas.

Cartilla educativa: Perigeo y apogeo de la Luna: ¿por qué a veces la vemos más grande?
Material de apoyo para actividades de divulgación y talleres del Planetarium María Reiche e Instituto Peruano de Astronomía.

Autoría y adaptación: Barthélemy d’Ans — Planetarium María Reiche — Instituto Peruano de Astronomía.

CALCULADORA DE MICRO Y SUPER LUNA DE UN AÑO DADO.

Calculadora de superlunas y microlunas — Supermoon-tool (v1)

Objetivo: para un año dado, identificar la superluna (Luna llena más cercana a la Tierra) y la microluna (Luna llena más lejana), estimando distancia, fase y tamaño aparente.

1) Parámetros del año y criterio

Modo de criterio A1 — Modo divulgativo (≥ 90 % iluminación) A2 — Criterio estricto (≥ 98 % iluminación) A3 — Personalizado

Año (1900–2100)

A2 (estricto): se consideran solo las Lunas llenas con ≥ 98 % del disco iluminado. Entre ellas, la más cercana es la superluna del año y la más lejana la microluna.

⚙️ Ajuste manual del criterio (A3)

Define tu propio límite de “Luna casi llena”. Se usarán todas las fechas del año donde la fracción iluminada supere este valor y sea máximo local.

Fase mínima de Luna llena (%)

2) Resultados principales del año

Superluna del año Luna llena más cercana

—

—

Microluna del año Luna llena más lejana

—

—

Perigeo y apogeo aproximados del año (modelo analítico ELP truncado)

—

3) Lunas llenas del año (según criterio)

#	Fecha	Dist. (km)	Fase (%)	Tamaño (′)	Nota

—

4) Gráficos: ciclo anual

4.1 Diagrama radial — Lunas llenas según distancia

Cada punto es una Luna llena. El ángulo indica la fecha dentro del año; la distancia radial se escala con el tamaño aparente. Verde = superluna, rojo = microluna.

4.2 Gráfico de distancia día a día

Curva azul: distancia geocéntrica Tierra–Luna (km) cada día del año. Punto verde = perigeo más cercano; punto rojo = apogeo más lejano.

📘 Método y fórmulas (modelo lunar simplificado)

Esta calculadora usa un modelo analítico basado en ciclos lunares medios y en una versión truncada del modelo ELP (Chapront-Touzé & Chapront), tal como se resume en la literatura moderna de efemérides lunares.

1. Tiempo y fechas

• Se convierte cada fecha del año a fecha juliana JD a las 00:00 UT.
• Referencia J2000:
    JD₀(2000-01-01 0h) = 2451544.5
• Referencia de novilunio:
    JDₙ (Nueva Luna) ~ 2451550.1  (2000-01-06 18:14 UT)

2. Fase sinódica y fracción iluminada

d   = JD − JDₙ
P   = 29.53058867   días (mes sinódico medio)
L   = d / P         (número de lunación)
f   = frac(L)       (parte fraccionaria, 0→Nueva, 0.5→Llena)

Fracción iluminada k (Meeus, fase idealizada):
k = (1 − cos(2π f)) / 2

Criterio de "Luna llena":
k ≥ k_min  y  k es máximo local en el año
donde k_min depende del modo A1/A2/A3.

3. Distancia Tierra–Luna (ELP truncado)

Se usa una expresión armónica en función del tiempo t (días desde 2000-01-01 0h):

t  = JD − JD₀(2000-01-01 0h)

G  = 134.96341138° + 13.06499295363° · t   (anomalía media de la Luna)
D  = 297.85020420° + 12.19074911750° · t   (elongación media Luna–Sol)

r ~ 385000.5584
     − 20905.3550 cos(G)
     −  3699.1109 cos(2D − G)
     −  2955.9676 cos(2D)
     −   569.9251 cos(2G)          [km]

Esta forma truncada del modelo ELP reproduce las distancias de efemérides numéricas modernas con errores típicos de pocos kilómetros en el rango 1900–2100, más que suficiente para distinguir superlunas y microlunas.

4. Tamaño aparente

Tamaño medio de la Luna llena:
   θ₀ ~ 0.5181°   a 384400 km

Se escala con la distancia:
   θ  ~ θ₀ · (384400 / r)      [grados]
   θ′ ~ θ · 60                 [arcmin]

5. Selección de superluna y microluna

• Se listan todas las Lunas llenas del año que cumplen el criterio de fase.
• Entre ellas:
  • Superluna = la de menor distancia r.
  • Microluna = la de mayor distancia r.
• Se calcula, además, el perigeo y apogeo extremos del año (mínimo y máximo de r en todos los días).

🧾 Definiciones, criterios A1/A2/A3 y uso práctico

Modos de criterio

• A1 — Divulgativo: k ≥ 90 %. Emula el uso popular de “superluna” en medios: cualquier Luna muy cercana al plenilunio entra en la lista.
• A2 — Estricto (por defecto): k ≥ 98 %. Solo se consideran Lunas muy cercanas al máximo de iluminación, adecuado para divulgación científica y fichas técnicas.
• A3 — Personalizado: eliges k_mín (por ejemplo 95 %), útil para comparar distintos años o ajustar al criterio de una publicación concreta.

Qué te entrega la calculadora

• Fecha de la superluna del año y de la microluna, con distancia, fase y tamaño aparente.
• Tabla de todas las Lunas llenas del año, indicando cuáles caen en perigeo relativo (más grandes) o apogeo relativo (más pequeñas).
• Un gráfico radial para visualizar cómo se distribuyen las Lunas llenas alrededor del año (cuándo se concentran las más grandes o más pequeñas).
• Un gráfico de distancia día a día, con el perigeo y apogeo anuales marcados.

Ideas para uso en patrimonio y divulgación

• Preparar cartillas anuales de observación de la Luna para colegios o turistas.
• Relacionar superlunas con eventos culturales locales (festividades, campañas de visita nocturna a sitios arqueológicos, etc.).
• Comparar el diseño de calendarios visuales (por ejemplo, murales en templos) con la distribución anual de Lunas llenas grandes/pequeñas.

🧪 Precisión, rango temporal y limitaciones

• El modelo está optimizado para años entre 1900 y 2100.
• Los errores típicos en distancia son de pocos kilómetros frente a efemérides numéricas modernas, lo que es más que suficiente para distinguir superlunas y microlunas a nivel divulgativo y docente.
• La hora exacta de la Luna llena no se calcula aquí; se toma el día en que la fase es máxima y cumple el criterio. En la práctica, la diferencia suele ser < 1 día respecto a efemérides oficiales.
• Las distancias son geocéntricas (centro de la Tierra). Un observador a nivel del suelo verá variaciones de hasta ~6000 km según la posición de la Luna en el cielo, efecto que no es crítico para fines educativos.
• Para aplicaciones de navegación o astrometría de alta precisión, es preferible usar efemérides numéricas completas (por ejemplo JPL DE440/441).

Planetarium María Reiche — Barthélemy d’Ans.
APA 7: d’Ans, B. (2025). Calculadora de superlunas y microlunas (v1). Planetarium María Reiche & Instituto Peruano de Astronomía.

LA NEBULOSA DE LA MANDIBULA "THE JAWS"

PCG 11 (PHR 1633-4928), nebulosa anular alrededor de una estrella Wolf–Rayet en la constelación de Ara. Imagen: Alexandr Zaytsev & Mark Hanson / ChileScope.

PCG 11: la nebulosa anular “The Jaws”

Por Barthélemy d’Ans – Planetarium María Reiche & Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

1.Una “mandíbula” de gas en la Vía Láctea

En la imagen vemos un anillo de gas casi perfecto, con bordes irregulares y un centro oscuro, recortado sobre un campo densísimo de estrellas. Algunos aficionados lo han bautizado “The Jaws”, la “mandíbula”, por la forma de arco brillante que parece abrirse en medio de la nebulosa.

El objeto se conoce formalmente como PCG 11 o PHR 1633-4928. Se trata de una estrella Wolf–Rayet (un tipo de estrella masiva y muy evolucionada) rodeada por una nebulosa anular, es decir, una burbuja de gas y polvo soplada por el viento estelar.

PCG 11 se encuentra en la constelación austral de Ara, muy cerca del famoso campo de NGC 6188, a unos 13 000 años-luz de la Tierra. El anillo que vemos en la imagen tiene un tamaño físico del orden de uno a dos años-luz de diámetro: una “mandíbula” gigantesca excavada en el medio interestelar.

Visto desde lejos, el conjunto recuerda a otras nebulosas producidas por estrellas masivas, como el “Creciente” (NGC 6888), pero PCG 11 destaca por el patrón dentado del borde interior de su anillo, casi como si el gas formara una corona de colmillos mirando hacia la estrella central.

2.Colores y física del anillo

Los colores de esta imagen son el resultado de combinar filtros de banda estrecha (hidrógeno, oxígeno y azufre), mapeados a una paleta de color falso tipo Hubble:

• Hα (hidrógeno ionizado) se asocia a tonos rojizos y dorados;
• [O III] (oxígeno doblemente ionizado) aporta los verdes y cian;
• [S II] (azufre ionizado) refuerza las zonas más profundas del rojo.

Físicamente, el anillo es una capa de gas comprimido que marca la frontera entre el viento estelar de alta velocidad y el medio interestelar más frío y denso. Allí, el gas se calienta e ioniza, emitiendo la luz característica que recogen los filtros.

Un rasgo llamativo de PCG 11 es la presencia de un borde interior “escalopado”: una serie de ondulaciones casi regulares que se repiten alrededor de todo el anillo. Estas “ondas” se interpretan como inestabilidades de Rayleigh–Taylor, un fenómeno que aparece cuando un fluido ligero empuja a otro más denso, generando dedos y estructuras en forma de lenguas de gas.

El interior del anillo, en cambio, se ve relativamente más oscuro: allí el gas ha sido evacuado por el viento de la estrella o está tan caliente y tenue que apenas emite en Hα, dejando la impresión de un hueco negro en medio de la burbuja.

3.La estrella Wolf–Rayet que esculpe la burbuja

En el centro de PCG 11 se encuentra una estrella de tipo Wolf–Rayet WN7h:

• es una estrella masiva, varias veces más pesada que el Sol;
• ya ha perdido buena parte de su envoltura externa;
• presenta vientos estelares extremadamente intensos, que expulsan materia a millones de kilómetros por hora;
• su atmósfera está enriquecida en helio y nitrógeno, huella de las reacciones nucleares internas.

Antes de esta fase, la estrella probablemente pasó por una etapa de supergigante roja o similar, expulsando una envoltura más lenta y densa. Ahora, el viento rápido de la fase Wolf–Rayet está chocando contra ese material anterior, comprimiéndolo y creando la cáscara brillante que observamos.

A lo largo de miles de años, este proceso esculpe una burbuja más o menos esférica. En PCG 11, sin embargo, la cáscara no es perfectamente uniforme: vemos “soplados” o aperturas en ciertas direcciones, y un borde interior claramente fracturado, lo que indica que la interacción entre el viento estelar y el medio interestelar ha sido muy turbulenta.

En algún momento futuro, la estrella Wolf–Rayet terminará su vida en una supernova. La onda de choque de esa explosión reutilizará, por así decirlo, la estructura de la burbuja preexistente, dando lugar a un remanente aún más complejo.

4.Cómo se obtuvo esta imagen

La imagen que encabeza esta cartilla fue obtenida con uno de los telescopios remotos de ChileScope, situado en el valle de Río Hurtado (Chile), y procesada por Alexandr Zaytsev y Mark Hanson.

Datos técnicos (versión resumida):

• Telescopio ASA Ritchey–Chrétien RC-1000 de 1 m de apertura a f/6.8.
• Cámara CCD FLI ProLine 16803, montura de horquilla altacimutal con desrotador.
• Exposiciones de 1200 s en filtros de banda estrecha Hα, [O III] y [S II], sumando alrededor de 10 h 40 min de integración total a lo largo de varios meses.
• Procesado en una paleta HOS/SHO (similar a la paleta Hubble), con cuidadoso realce de las estructuras de bajo brillo superficial.

El resultado combina profundidad (gracias al largo tiempo de exposición) con un alto nivel de detalle en el borde del anillo, donde se aprecian claramente las estructuras en forma de dedos y las pequeñas nubes oscuras superpuestas en la línea de visión.

Crédito sugerido si usas esta versión de la imagen: Imagen: Alexandr Zaytsev & Mark Hanson / ChileScope.

5.PCG 11 en contexto astronómico

PCG 11 fue identificado inicialmente como candidata a nebulosa planetaria en el marco del proyecto MASH (Macquarie–AAO–Strasbourg Hα), basado en el sondeo Hα de alta resolución del plano galáctico austral.

Sin embargo, observaciones espectroscópicas detalladas mostraron que su estrella central no es una enana caliente de baja masa (como en las nebulosas planetarias clásicas), sino una estrella Wolf–Rayet de población I, del tipo WN7h. Esto la sitúa en el grupo de burbujas de viento alrededor de estrellas masivas, más que en el de nebulosas planetarias.

Algunos datos físicos relevantes (valores aproximados):

• Distancia: alrededor de 4 kilopársecs (≈ 13 000 años-luz).
• Tamaño angular: el anillo principal mide del orden de 1,5–2 minutos de arco en su eje mayor.
• Tamaño físico: del orden de 1–2 parsecs de diámetro (unos 3–6 años-luz).
• Espectro nebular: dominado por Hα y [N II], con [S II] débil, lo que es típico de ciertas nebulosas de Wolf–Rayet.

En conjunto, PCG 11 es un laboratorio natural para estudiar:

• cómo los vientos de estrellas muy masivas dan forma al medio interestelar;
• la dinámica de inestabilidades en cascarones en expansión;
• la transición entre nebulosas de origen masivo y objetos que pueden confundirse con nebulosas planetarias en sondeos de amplio campo.

6.Rincón para astrofotógrafos

PCG 11 es un objetivo avanzado, pero muy atractivo, para quienes realizan astrofotografía de cielo profundo desde el hemisferio sur.

Coordenadas aproximadas (J2000):
AR ≈ 16h 33m 49s — Dec ≈ −49° 29′

Se encuentra cerca de la espectacular región de NGC 6188, los “dragones de Ara”; en muchos encuadres de campo amplio aparece como un pequeño anillo brillante en el mismo mosaico.

Requisitos de cielo y equipo:

• Cielo muy oscuro y buena transparencia. La nebulosa tiene bajo brillo superficial, por lo que sufre mucho con la contaminación lumínica.
• Telescopios de campo medio (por ejemplo 600–1200 mm de focal en APS-C o full frame) permiten resolver bien la estructura del anillo. También puede capturarse como parte de un mosaico más amplio incluyendo NGC 6188.
• Montura ecuatorial con buen guiado; los tiempos de exposición recomendados en banda estrecha suelen ser de varios minutos por toma.

Filtros y tiempos de integración:

• En banda estrecha, conviene usar al menos Hα y [O III]; añadir [S II] abre la puerta a composiciones tipo SHO.
• Para sacar con claridad el patrón dentado del borde interior, se recomiendan varias horas de integración total (5–10 h o más), equilibrando el tiempo entre los distintos canales.

Procesado sugerido:

• Realizar una reducción cuidadosa de ruido para preservar las estructuras finas del anillo.
• Trabajar con máscaras de estrellas y reducción selectiva de su tamaño, para que no compitan con la nebulosa.
• Usar técnicas de contraste local y curvas suaves para resaltar el borde interior sin “quemar” las zonas más brillantes.

Como muchos objetos asociados a estrellas Wolf–Rayet, PCG 11 recompensa el esfuerzo: tras largas horas de integración y procesado cuidadoso, revela una de las “sonrisas” de gas más intrigantes del cielo austral.

7.Para saber más

Si quieres profundizar en la literatura técnica y en otras versiones de la imagen:

• Ficha en la base de datos SIMBAD: PCG 11 / PHR 1633-4928 en SIMBAD .
• Artículo original de análisis de la nebulosa y su estrella Wolf–Rayet (MNRAS, 2005): Cohen et al. 2005, MNRAS 360, 1439 .
• Descripción técnica y versión original de la imagen “The Jaws” por Zaytsev & Hanson: “Small Toby Jug and The Jaws” – Hanson Astronomy .

Barthélemy d´Ans (c) 2025 Instituto Peruano de astronomía / Planetarium María Reiche.

EL AGUA EN LA LUNA.

Mapa de la región polar de la Luna, donde el relieve crea zonas en sombra casi permanente y áreas iluminadas. Estas regiones son claves para la búsqueda de hielo de agua y otros volátiles.
Crédito: NASA / Planetarium María Reiche (edición).

Planetarium María Reiche — Agua en la Luna

Agua en la Luna: de la “Luna seca” a un laboratorio de hielos y volátiles

Durante décadas se pensó que la Luna era completamente seca. Hoy sabemos que es mucho más compleja: contiene hielo en cráteres en sombra eterna, trazas de agua y grupos OH en la superficie iluminada y señales de agua atrapada en su interior. Esta cartilla resume cómo lo descubrimos, dónde está esa agua y por qué es clave para la ciencia y la exploración.

Nivel sugerido: secundaria / público general Temas: volátiles, exploración lunar, método científico

1

¿Por qué nos interesa el agua en la Luna?

El agua en la Luna es importante por dos grandes razones:

• Científica: los hielos lunares guardan memoria del viento solar, de cometas y asteroides que han chocado contra la Luna, e incluso de procesos internos del propio satélite.
• Práctica: para futuras bases lunares, el agua es un recurso esencial: se puede usar para beber, obtener oxígeno y fabricar combustible.

Aun así, la Luna sigue siendo un lugar extremadamente seco: incluso las zonas con más agua están mucho más secas que los desiertos más áridos de la Tierra.

La pregunta ya no es solo “¿hay agua en la Luna?”, sino “cuánta, dónde, en qué forma y cómo llegó allí”.

2

De la “Luna seca” a la Luna con agua: la visión de Apollo

Cuando las misiones Apollo trajeron rocas lunares (finales de los años 60 y comienzos de los 70), los primeros análisis concluyeron que la Luna era prácticamente anhidra (sin agua).

• Las muestras se calentaban en hornos, y cualquier traza de agua se interpretaba como contaminación terrestre.
• Con el tiempo se descubrieron pequeñas cantidades de agua en vidrios volcánicos y minerales (apatito, inclusiones de fusión), pero a niveles muy bajos.

Durante unos 40 años se mantuvo la idea de una Luna casi totalmente seca. La gran sorpresa llegó a partir de los años 90 y 2000, con el regreso de las misiones orbitales.

Esta historia es un buen ejemplo de cómo la ciencia cambia de opinión cuando llegan nuevos datos y mejores instrumentos.

3

Hidrógeno en los polos: pistas desde órbita y “trampas frías”

Las primeras pistas modernas de agua lunar vinieron de sondas en órbita: Clementine (1994) y Lunar Prospector (1998) detectaron más hidrógeno de lo esperado en los polos lunares, usando medidas de neutrones y radar.

¿Por qué los polos? La Luna tiene una inclinación muy pequeña de su eje de rotación, de modo que:

• Hay cráteres cerca de los polos que permanecen en sombra eterna (nunca les da el Sol).
• Esas zonas se comportan como trampas frías: temperaturas muy bajas donde el hielo de agua y otros volátiles pueden conservarse durante miles de millones de años.

Imagina un “congelador natural” donde cualquier molécula de agua que caiga dentro puede quedar atrapada casi para siempre.

4

Una película delgada de agua y OH: Chandrayaan-1 y otros espectrómetros

En 2009, el instrumento Moon Mineralogy Mapper (M3) a bordo de la misión india Chandrayaan-1 detectó una banda de absorción cerca de 3 micrómetros en la luz reflejada por la superficie lunar. Esa banda es típica de hidroxilo (OH) y agua (H₂O).

Otros instrumentos (como los espectrómetros de Deep Impact y Cassini) confirmaron esta señal desde el espacio. El resultado:

• Hay una hidratación extendida sobre gran parte de la superficie iluminada de la Luna.
• La señal es más fuerte en las altas latitudes y se debilita hacia el ecuador.
• Parece variar con la hora local: más fuerte en la mañana y la tarde lunar, más débil al mediodía.

Esto sugiere un “ciclo diario” de hidratación, donde el viento solar, la temperatura y la superficie del regolito interactúan continuamente.

5

Hielo en cráteres en sombra eterna: LCROSS y los polos

Para confirmar directamente la presencia de hielo, la misión LCROSS (2009) estrelló la etapa superior de un cohete en el cráter Cabeus, cerca del polo sur, mientras otra nave observaba la pluma de material expulsada.

El análisis de esa pluma reveló:

• Una concentración de agua equivalente a varios por ciento en peso en el suelo del cráter.
• Presencia de otras moléculas volátiles: CO, NH₃, CH₄ y compuestos orgánicos simples.

En paralelo, instrumentos como el detector de neutrones LEND y el espectrógrafo ultravioleta LAMP a bordo de la sonda LRO han mapeado grandes zonas ricas en hidrógeno y posibles depósitos de hielo superficial en cráteres polares.

No todos los cráteres en sombra eterna contienen hielo, pero muchos muestran señales compatibles con depósitos de agua helada mezclada con el regolito.

6

Agua en regiones iluminadas: la sorpresa de SOFIA

En 2020, el observatorio estratosférico SOFIA confirmó, por primera vez, la presencia de moléculas de agua (H₂O) en la superficie iluminada de la Luna, en la zona del cráter Clavius.

A diferencia de las observaciones a 3 micrómetros, que mezclan señales de OH y H₂O, SOFIA midió una línea específica de agua molecular cerca de 6 micrómetros.

• Se estiman concentraciones del orden de centenas de partes por millón (ppm), algo así como una pequeña botella de agua repartida en un metro cúbico de regolito.
• Aun así, la superficie es extremadamente seca: mucho más seca que el desierto del Sahara.

El resultado muestra que el agua no está confinada solo a los cráteres oscuros, sino que puede existir dispersa en gran parte de la superficie, atrapada en granos de polvo y minerales.

7

Ciclo del agua lunar: fuentes, viajes y trampas

El agua y el hidrógeno en la Luna forman un sistema dinámico. Algunas fuentes posibles son:

• Viento solar: protones (H⁺) que llegan desde el Sol y reaccionan con el oxígeno de los minerales para formar OH y, en menor medida, H₂O.
• Impactos de cometas y asteroides: aportan agua helada y otros volátiles que pueden quedar atrapados en las trampas frías polares.
• Desgasificación interna: en menor medida, puede haber liberación de agua desde el interior lunar en ciertos momentos de su historia.

Esas moléculas pueden:

• Rebotar sobre la superficie en “saltos balísticos” al calentarse y enfriarse.
• Escaparse al espacio, al ser rotas por la luz ultravioleta o expulsadas por partículas energéticas.
• Terminar atrapadas en las trampas frías de los polos.

Una parte puede circular rápidamente entre superficie, exosfera y espacio; otra queda “archivada” durante eones en forma de hielo en los cráteres polares.

8

¿Para qué sirve el agua lunar? Ciencia, bases y cohetes

El agua en la Luna es una ventana al pasado del Sistema Solar y, al mismo tiempo, un recurso estratégico para el futuro.

Como archivo científico:

• Los hielos polares guardan información sobre el viento solar, el bombardeo de cometas y el aporte de asteroides a lo largo de miles de millones de años.
• La composición isotópica del agua ayuda a entender de dónde viene y cómo se ha ido acumulando.

Como recurso para explorar:

• Agua para consumo humano y para cultivar plantas en invernaderos lunares.
• Producción de oxígeno respirable y combustible (hidrógeno y oxígeno líquidos), reduciendo lo que hay que lanzar desde la Tierra.
• Hielo usado como blindaje frente a la radiación en hábitats y refugios.

Para aprovechar este recurso de manera responsable, primero hay que entender bien su distribución, su origen y su posible valor como patrimonio científico.

9

Preguntas para pensar y debatir

Para el aula, clubes de ciencias o visitas al planetario

• Si tuvieras que elegir un lugar para instalar una base lunar, ¿preferirías una zona ecuatorial o un polo? ¿Por qué?
• ¿Qué ventajas y desventajas tendría extraer hielo de un cráter en sombra eterna?
• ¿Por qué crees que es importante conocer el origen del agua lunar antes de utilizarla como recurso?
• ¿Te parece correcto considerar el hielo lunar como “combustible” para cohetes, o debería tratarse también como un archivo científico a conservar?
• Imagina que en la Luna hubiera tanta agua como en la Tierra: ¿en qué cambiaría nuestra forma de planificar la exploración del Sistema Solar?

Guía orientativa para docentes / facilitadores (clic para desplegar)

Estas ideas no son “respuestas únicas”, sino puntos de apoyo para orientar el debate y proyectos de investigación en grupo.

Pregunta 1 — ¿Base en el polo o en el ecuador?

• Polo: acceso más directo a hielo en cráteres en sombra, pero entornos muy fríos y complejos.
• Ecuatorial: condiciones térmicas más suaves, mayor visibilidad hacia la Tierra, pero menos recursos hídricos locales.
• Se puede introducir el concepto de “aldea polar” para misiones científicas y “puerto espacial ecuatorial” para lanzamientos.

Pregunta 2 — Pros y contras de minar hielo en sombra eterna

• Ventajas: mayor concentración de hielo, depósitos acumulados durante tiempos muy largos.
• Desafíos: oscuridad permanente, temperaturas extremas, necesidad de robots especializados y cables de energía desde zonas iluminadas.

Pregunta 3 — Importancia del origen del agua

• Diferenciar entre agua de origen cometario, asteroidal, volcánico o viento solar.
• Conectar con la gran pregunta de la habitabilidad de los planetas: cómo y cuándo llegan el agua y los volátiles a los mundos rocosos.

Pregunta 4 — Recurso vs patrimonio científico

• Proponer comparación con glaciares, cuevas o fósiles en la Tierra: también son recursos, pero se regulan para no destruir su valor científico y cultural.
• Invitar al grupo a proponer principios básicos de uso responsable del hielo lunar.

Pregunta 5 — ¿Y si la Luna fuera “húmeda”?

• Pedir que imaginen la logística de una red de bases cuando el agua ya no es el factor limitante principal.
• Comparar con la situación real: incluso con hielo disponible, la Luna sigue siendo un entorno extremo que exige mucha ingeniería y energía.

Como actividad, se puede pedir a los estudiantes que diseñen un “mapa de recursos” de la Luna (agua, luz solar, comunicaciones) y que propongan una ruta para una misión que visite varios puntos clave.

10

Mini glosario

Regolito: capa de polvo y fragmentos de roca que cubre la superficie de la Luna.

OH (hidroxilo): grupo formado por un átomo de oxígeno y uno de hidrógeno; puede estar unido a minerales de la superficie.

H₂O (agua): molécula de agua, formada por dos hidrógenos y un oxígeno. En la Luna puede estar como hielo, vapor muy tenue o atrapada en granos de polvo.

Trampa fría: región tan fría y en sombra permanente que las moléculas de agua y otros volátiles pueden permanecer allí durante millones o miles de millones de años.

Parte por millón (ppm): unidad que indica cuántas partes de una sustancia hay por cada millón de partes de mezcla. Por ejemplo, 100 ppm de agua en el regolito significa 100 partes de agua por cada millón de partes de suelo.

ISRU: siglas en inglés de In Situ Resource Utilization, uso de recursos del lugar (como el agua lunar) para reducir lo que debe transportarse desde la Tierra.

Recuadro de imágenes

Agua, hielo y mapas de hidratación en la Luna

Figura 1. Áreas ricas en hidrógeno en el entorno del polo sur lunar, interpretadas como zonas con posible presencia de hielo de agua mezclado con el regolito. Los tonos azules indican mayor concentración relativa de hidrógeno.
Crédito: NASA / misión LRO / Planetarium María Reiche (edición).

Figura 2. Mapa global de hielo confirmado por el instrumento Moon Mineralogy Mapper (M3), a bordo de la misión Chandrayaan-1. Los colores señalan regiones permanentemente sombreadas donde la señal espectral indica la presencia de hielo de agua en la superficie.
Crédito: ISRO / NASA / JPL-Caltech / Brown University / USGS.

Figura 3. SOFIA y el agua en el Clavius: agua en la cara iluminada de la Luna. La ilustración muestra el observatorio estratosférico SOFIA y la región del cráter Clavius, donde se detectó por primera vez agua molecular (H₂O) en la superficie iluminada.
Crédito: NASA / DLR / SOFIA.

Figura 4. Mapa detallado (2023) de abundancia de agua en la superficie lunar derivado de observaciones de SOFIA. Los colores indican regiones con mayor o menor presencia de moléculas de H₂O atrapadas en el regolito.
Crédito: NASA / SOFIA / Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio.

Ref

Referencias científicas sugeridas (lectura avanzada)

Para docentes, estudiantes avanzados o lectoras/es que deseen profundizar en el tema del agua y los volátiles lunares.

1. Pieters, C. M., Goswami, J. N., Clark, R. N., et al. (2009). Character and spatial distribution of OH/H₂O on the surface of the Moon seen by M³ on Chandrayaan-1. Science, 326(5952), 568–572. https://doi.org/10.1126/science.1178658
2. Colaprete, A., Schultz, P., Heldmann, J., et al. (2010). Detection of water in the LCROSS ejecta plume. Science, 330(6003), 463–468.
3. Honniball, C. I., et al. (2020). Molecular water detected on the sunlit Moon from SOFIA observations. Nature Astronomy, 5, 121–127.
4. McCord, T. B., et al. (2011). Sources and physical processes responsible for OH/H₂O in the lunar soil as seen by M³ on Chandrayaan-1. Journal of Geophysical Research: Planets, 116, E00G05.
5. Shearer, C. K., et al. (2024). Exploring, sampling, and interpreting lunar volatiles in the context of future human exploration. Proceedings of the National Academy of Sciences.

Cartilla educativa: Agua en la Luna: de la “Luna seca” a un laboratorio de hielos y volátiles.
Material de apoyo para actividades de divulgación y talleres del Planetarium María Reiche e Instituto Peruano de Astronomía.

Autoría y adaptación: Barthélemy d’Ans — Planetarium María Reiche — Instituto Peruano de Astronomía.

OMEGA CENTAURI

Omega Centauri (NGC 5139), el cúmulo globular más grande y masivo de la Vía Láctea.
Imagen: ESO – Omega Centauri by ESO, vía Wikimedia Commons (CC BY 4.0).

Omega Centauri: el gigante de los cúmulos globulares

Por Barthélemy d’Ans – Planetarium María Reiche & Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

1.Un “enjambre” de millones de estrellas

A simple vista, Omega Centauri parece una estrella borrosa en la constelación del Centauro. Desde cielos oscuros del hemisferio sur se distingue sin telescopio como una mancha lechosa, más brillante y extensa que la mayor parte de los cúmulos globulares.

Cuando lo observamos con telescopios y cámaras como las de ESO, la apariencia cambia por completo: ya no vemos una simple mancha, sino un verdadero enjambre de estrellas, tan denso que el centro parece casi sólido. Las estimaciones hablan de del orden de diez millones de estrellas, la mayoría muy viejas, formadas hace más de 10 000 millones de años.

Omega Centauri se encuentra a unos 17 000 años-luz de la Tierra y tiene un diámetro cercano a los 150 años-luz. En el cielo ocupa un tamaño angular de unos 36 minutos de arco, ligeramente mayor que la Luna llena, aunque nuestro ojo no lo perciba con tanto contraste.

2.¿Qué es un cúmulo globular?

Un cúmulo globular es una enorme “bola” de estrellas que orbita en torno a una galaxia como si fuera un pequeño satélite. A diferencia de los cúmulos abiertos, que son jóvenes y dispersos, los cúmulos globulares:

• contienen cientos de miles o millones de estrellas muy viejas;
• tienen una forma aproximadamente esférica, muy concentrada hacia el centro;
• se distribuyen en el halo de la galaxia, por encima y por debajo del plano galáctico.

Son auténticos “fósiles” cósmicos: se formaron cuando la Vía Láctea era aún muy joven y conservan la memoria de cómo era la galaxia en sus primeras etapas.

Dentro de esta familia de cúmulos, Omega Centauri destaca por ser el más brillante y masivo de la Vía Láctea. Solo algún cúmulo de otras galaxias cercanas, como Mayall II en Andrómeda, lo supera en masa dentro del Grupo Local.

3.Omega Centauri en números

Algunos datos básicos que ayudan a poner en contexto su escala:

• Otros nombres: NGC 5139, Caldwell 80, ω Centauri.
• Tipo: cúmulo globular (clase de concentración VIII).
• Distancia: ~17 000 años-luz.
• Diámetro: ~150 años-luz (radio ~75–80 años-luz).
• Número de estrellas: ~10 millones.
• Masa total: en torno a 4 millones de masas solares.
• Edad: ~11–12 mil millones de años.
• Brillo aparente: magnitud 3,7–3,9 (visible a simple vista como una “nube estelar”).
• Tamaño aparente: ~36 minutos de arco (algo mayor que la Luna llena).
• Constelación: Centaurus (el Centauro), en el cielo austral.

Estos números explican por qué Omega Centauri es un objetivo tan querido por astrónomos profesionales, aficionados y visitantes de los observatorios del hemisferio sur.

4.Un cúmulo… ¿o el corazón de una galaxia perdida?

A pesar de su clasificación como cúmulo globular, Omega Centauri es un objeto inusual incluso dentro de su propia categoría.

En un cúmulo globular típico, casi todas las estrellas se formaron más o menos al mismo tiempo y comparten una composición química parecida. En Omega Centauri, en cambio, los estudios detallados han revelado:

• que existen varias poblaciones estelares, con edades y metalicidades diferentes;
• que la distribución de estos grupos no está completamente mezclada;
• que su dinámica interna sugiere una historia de formación más compleja.

Todo esto ha llevado a muchos astrónomos a proponer que Omega Centauri podría ser en realidad el núcleo remanente de una pequeña galaxia enana que fue capturada y “desmontada” por la Vía Láctea. Sus zonas externas habrían sido arrancadas por la gravedad galáctica, dejando solo este corazón extremadamente denso.

Además, algunos trabajos apuntan a la posible presencia de un agujero negro de masa intermedia en el centro del cúmulo, con una masa de varios miles de soles, aunque las medidas siguen siendo objeto de debate y refinamiento.

5.Omega Centauri en contexto astronómico

Desde el punto de vista de la formación de galaxias, Omega Centauri ofrece un caso de estudio muy valioso. Si realmente es el núcleo de una galaxia enana capturada, nos está mostrando un “eslabón” intermedio en el proceso por el cual galaxias grandes como la Vía Láctea crecen absorbiendo sistemas más pequeños.

Sus múltiples poblaciones estelares permiten reconstruir:

• la historia de enriquecimiento químico del sistema (cuándo y cuánto se enriqueció en elementos pesados);
• los distintos “brotes” de formación estelar que pudieron ocurrir a lo largo de miles de millones de años;
• la dinámica de sus estrellas, que a su vez está influida por la posible presencia de un agujero negro central.

Por todo ello, Omega Centauri se usa a menudo como laboratorio para estudiar:

• la evolución de cúmulos masivos y núcleos galácticos compactos;
• el posible “puente” entre cúmulos globulares y núcleos de galaxias enanas;
• el papel de los agujeros negros de masa intermedia en la arquitectura de las galaxias.

6.Rincón para observadores y astrofotógrafos

Para observadores del hemisferio sur, Omega Centauri es un objetivo imprescindible en temporada de otoño-invierno.

Coordenadas aproximadas (J2000):
Ascensión recta ≈ 13h 26m — Declinación ≈ −47° 29′

Desde latitudes medias del hemisferio sur se eleva alto en el cielo, mientras que desde regiones tropicales como la costa peruana aparece más bajo sobre el horizonte sur, pero sigue siendo accesible con un horizonte despejado.

Cómo se ve según el instrumento:

• A simple vista: en cielos oscuros es visible como una pequeña “nube” redondeada, sin resolución individual de estrellas.
• Con binoculares (7×50, 10×50): se aprecia como una bola granulada, muy brillante y claramente más grande que otros globulares.
• Con telescopios pequeños (10–20 cm): se empiezan a resolver las estrellas del borde, como un enjambre de puntos finos sobre un fondo lechoso.

Consejos para astrofotografía:

• Una montura ecuatorial bien puesta en estación ayuda a mantener las estrellas puntuales incluso con exposiciones de varios segundos.
• Con objetivos de 100–200 mm en cámaras DSLR o sin espejo, se obtiene un encuadre amplio que muestra el cúmulo junto a su entorno galáctico.
• Con telescopios de mayor focal, conviene controlar la exposición para no saturar el núcleo y poder mostrar el gradiente de densidad desde el centro hacia la periferia.

Tanto para sesiones de divulgación como para proyectos de astrofotografía, Omega Centauri es un excelente ejemplo de cómo la belleza visual y el interés científico pueden ir de la mano en un mismo objeto.

Barthélemy d´Ans (c) 2025 - Instituto Peruano de Astronomía / Planetarium María Reiche