%2/(7Ì1 '( /$ $*583$&,Ð1 $67521Ð0,&$ 9,=&$,1$  %,=.$,.2 $6752120, (/.$57($

1998 4er TRIMESTRE AÑO II Nº 7

TALLER: VIDEO Y CCD ASTROFOTOGRAFIA OBSERVACIONES DE LA AAV LOS CAMINOS DEL FIRMAMENTO OBSERVATORIOS EXTRATERRESTRES NOTICIAS, EFEMERIDES, OCULTACIONES EL CIELO ESTE TRIMESTRE

1 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

*$/,/(2 Boletín nº 7 (4º trimestre 1998) de la AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINA BIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA Sede: Locales del Dpto. de Cultura de la Diputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia. c/ Iparragirre 46, 5º 4. Bilbao Apertura de locales: Martes de 19:30 a 21:00 Depósito legal: BI-420-92 Correo electrónico: [email protected] Página Internet: http://members.xoom.com/aav/index.html Edición y Composic.: Mikel Berrocal, Marcial Vecilla, Amaia Urkiri. Este ejemplar se distribuye de forma gratuita a los socios y colaboradores de la AAV-BAE. La AAV-BAE no se hace responsable del contenido de los artículos, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus autores. Prohibida la reproducción total o parcial de cualquier información gráfica o escrita por cualquier medio sin permiso expreso de la AAV-BAE. AAV-BAE 1998

INDICE DE ARTICULOS Pág.

Seguimiento asistido por CCTV..................3 CCD CookBook. Preamplificador SMD ......4 Los caminos del firmamento .......................5 Meteoros: Leónidas.....................................7 El Observatorio Lunar: Selenoscopio.........8 Observatorios en el espacio .......................9 Filtros solares seguros ..............................10 Como comprar un telescopio....................13 Coordenadas celestes ..............................14 Observando el Sol.....................................16 Informes de observación AAV-BAE..........18 Efemérides Planetarias .............................21 El Cielo este trimestre ...............................22

* BREVES * INTERNET * ASTRONOMIA * BREVES * INTERNET * ASTRONOMIA * BREVES * INTERNET *

EL HUBBLE VA AL LIMITE EN LA BUSQUEDA DE LAS GALAXIAS MÁS LEJANAS El Telescopio Espacial Hubble ha alargado su visión y ha tomado una foto de un grupo de galaxias más lejanas en el espacio y el tiempo que nunca antes. La foto fue tomada en el infrarrojo con la Cámara del Infrarrojo Cercano y el Espectrómetro Multiobjeto (NICMOS). Esta foto ha desvelado las galaxias más lejanas jamas observadas. Los astrónomos creen que algunas de estas galaxias se encuentran a 12 mil millones de años luz. La foto contiene aproximadamente 300 galaxias con formas espirales, elípticas e irregulares. EL PELIGRO DE LAS NAVES DURANTE LA TORMENTA DE METEOROS DE LAS LEÓNIDAS SERÁ ELEVADO PERO NO SERIO La tormenta de meteoros de las Leónidas del próximo 17 de Noviembre presentara un elevado, y no serio, peligro a las naves que se encuentren en las vecindades de la Tierra durante medio día, según ha informado el Departamento de Defensa de Estados Unidos y por la NASA. La lluvia anual de estrellas de las Leónidas, que este año será tormenta, tendrá una intensidad no vista en mas de tres décadas. El evento provocara un espectacular espectáculo luminoso en algunas partes del mundo, especialmente en el Este de Asia y en el Pacifico Oeste. Los meteoros de las Leónidas proviene de las partículas desprendidas del cometa Temple Tuttle que completa una órbita al Sol cada 33 años. El cometa paso pos su perihelio a principios de 1998, dejando posibilidades de tormenta para 1998 y 1999. LOS COSMONAUTAS DE LA MIR TENDRAN QUE ESPERAR MAS PARA RECOGER LAS PROVISIONES Los cosmonautas de la Estación Espacial Rusa MIR están sufriendo los retrasos en las naves de carga debido a la crisis económica que está sufriendo el país. EL portavoz de la Agencia Espacial Rusa Sergei Gorbunov, afirmó que el despegue de la nave de aprovisionamiento Progress M-40 se pospondrá del 15 de Octubre que era la fecha prevista al 25 o al 28 de Octubre. También afirma que los astronautas tienen el suficiente combustible y la suficiente comida para seguir trabajando en órbita sin problemas hasta que llegue la nueva nave de aprovisionamiento. DRACÓNIDAS La Organización Mundial de Meteoros (IMO) ha hecho pública una circular en la que se muestran los resultados preliminares del máximo de las Dracónidas 1998. Esta vez, los afortunados fueron los japoneses, quienes el 8 oct 1998, entre las 13h y 14h TU, vieron un estallido de actividad de más de 500 meteoros a la hora. Los resultados europeos son bastante pobres, ya que aquí solamente se vieron tasas de entre 10 y 30 meteoros a la hora.

2 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

Seguimiento asistido por CCTV Jesus Bilbao

Dado que cada vez hay un mayor número de aficionados que poseen cámaras de vídeo dispuestas a aplicarse a trabajos relacionados con la Astronomía Observacional, voy a exponer una utilidad relacionada con el seguimiento en Astrofotografía. En este caso la cámara ideal es un modelo de las llamadas de vigilancia, que cuentan con una sensibilidad bastante alta, modificada de tal manera que esté terminada en una mecánica que permita colocarla en un portaocular o bien acoplarse de algún modo al telescopio. Es bien conocido por los aficionados a la astrofotografía que el seguimiento proporcionado por una montura adolece de fallos debidos a pequeños defectos de ésta, errores mecánicos del sistema de seguimiento, incorrecta orientación del eje horario respecto a la polar, efecto de la refracción de la luz de los astros al atravesar la atmósfera, flexiones de la montura y del trípode o columna, etc.

Todo ello obliga al observador a controlar el movimiento de su equipo y corregir las eventuales desviaciones producidas a lo largo de la exposición. Generalmente esto se realiza siguiendo una estrella del campo de la fotografía o muy próxima a él mediante un sistema óptico que puede ser un telescopio colocado en paralelo a la cámara fotográfica (guía en paralelo) o bien visualizando una zona del cielo próximo al campo a fotografiar (guía fuera de eje). En ambos casos se observa una estrella mediante un ocular (generalmente provisto de retículo) para advertir las posibles derivas de esta estrella y el efecto de las correcciones introducidas. Pues bien, este sistema exige una atención constante del observador, el cual además puede verse obligado a adoptar posturas a veces poco cómodas debido a la posición del astro o a la envergadura del instrumental. Mi propuesta consiste en colocar una de estas cámaras en el foco primario o

Nebulosa Orión. Exposición de 3 minutos usando el procedimiento descrito en el artículo (1000 ASA f/200)

3 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

en lugar del ocular de seguimiento, visualizando en un monitor la imagen de la estrella guía En dicho monitor se colocará una referencia en la cual se deberá mantener la estrella actuando para ello sobre los movimientos lentos de la montura. El observador podrá mantener una posición cómoda para realizar el seguimiento; incluso pueden turnarse varios observadores si se trata de un seguimiento largo. Puede suprimirse el prisma cenital, necesario a menudo en observación visual, sobre todo en telescopios dotados de montura de horquilla, que tiende a confundir al observador al tener que realizar correcciones en sentido contrario al esperado debido a la imagen especular en un solo eje que proporcionan. La referencia en el monitor se puede materializar de varios modos, por ejemplo pegando una forma poligonal de papel opaco en el centro de la pantalla (va bien una corona circular), o un dibujo realizado con tinta negra sobre papel trasparente sujeto de algún modo a la pantalla. Este dibujo puede tener forma de retículo (cruz de hilos). Con el fin de hacer visibles dichas formas en la oscuridad necesaria para no velar la película puede recurrirse a forzar el brillo y contraste de la pantalla de tal modo que se ilumine débilmente en las zonas que corresponden a la imagen del fondo del cielo, o a iluminar la referencia mediante una luz exterior débil. Otro modo consistiría en desenfocar la estrella guía para que tome el aspecto de un pequeño disco que se colocaría bajo la referencia. Debemos tener en cuenta que casi todos los monitores tienen una lámina trasparente sobre el tubo de imagen para proteger a éste de golpes y rayas. A menos que podamos retirar momentáneamente esta protección, la referencia quedará a cierta distancia de la imagen formada en el tubo. En este caso deberemos mirar la imagen desde un punto situado en el eje de la pantalla para evitar el efecto de paralaje.

CCD CookBook: Preamplificador SMD Carmelo Fernández Amezaga

La cámara cookbook resulta un poco abultada porque el circuito preamplificador donde se encuentran los driver y el amplificador es muy grande. Por eso construí este circuito con montaje superficial que funciona perfectamente. ESQUEMA TEORICO Y PRACTICO Para cualquier duda se me puede localizar en la calle Iparragirre 46, 5º cualquier martes de 19,30 a 21,30.

4 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

Los Caminos del Firmamento: Andrómeda y Pegaso Marcial Vecilla Durante estas noches otoñales, no nos será difícil encontrar estas constelaciones, desde la estrella Polaris, α de la Osa Menor trazamos una línea recta hasta Casiopea, con su característica forma de W, justo debajo de esta constelación encontramos a Andrómeda, y al Oeste de ésta se encuentra Pegaso con su característico cuadrado. Andrómeda, víctima inocente del amor apasionado de su padre, Cefeo, a su madre Casiopea, era tal el amor que tenía este sobre su mujer que la llegaba a comparar a una diosa e incluso más bella que las Nereidas, hijas de Poseidón, el cual ante tal sacrilegio por parte de Cefeo, envió a un terrible monstruo para que destruyera el reino

de Cefeo. Ante tal catástrofe, Cefeo y Casiopea decidieron visitar al oráculo, y este les aconsejo sacrificar a su hija Andrómeda para aplacar la ira de Poseidón y apaciguar al monstruo. Y es así como Andrómeda, se ve encadenada a una roca sobre el mar... Por su parte, Pegaso es el caballo alado que nace de la cabeza de Medusa, al cortársela Perseo, y con el que escapa de las Gorgonas, hermanas de Medusa, que buscaban vengar la muerte de su hermana, pero aquí no acaba la historia de Andrómeda y Pegaso, más adelante continuaremos con ella cuando le toque el turno a Perseo.

Una vez relatada esta breve historia de estos dos personajes, entraremos en materia puramente astronómica. ANDRÓMEDA (Andrómeda, And) Iniciamos el recorrido por esta constelación partiendo de su estrella principal α And, cuyo nombre árabe es Alpheratz, que significa cabeza de la mujer encadenada”, contrasta con su otro nombre Sirrah que quiere decir “Espalda del caballo”, esta estrella es compartida por las dos constelaciones, siendo α en Andrómeda y δ en Pegaso, es un astro de 2ª magnitud de color azul y con una luminosidad equivalente a 160 soles, es también un sistema doble, pero lejos de ser separada por medios modestos, solamente por medios espectroscópicos. Avanzando en dirección N-NE encontramos a π And y δ And, al norte y al sur respectivamente, siendo ambas estrellas sistemas dobles, por un lado π And, de color azul y de 4,5 m, es un sistema triple, pudiéndose observar una de sus compañeras por medios ópticos modestos, su magnitud es de 8,5 y esta separada de la principal 35” de arco, la tercera componente solamente es detectable por medios espectroscópicos. Por otro lado δ And, sistema doble visual con 3,2m y color anaranjado para la principal y 12m para la secundaria. β And, Mirach “la cintura de Andrómeda”, de color rojo y magnitud 2, es también doble pero su compañera es de 12m. Siguiendo la línea que une β, γ y υ And, nos encontramos con la galaxia de Andrómeda, también conocida como M13, por ser el nombre que recibe en este catálogo, creado por el astrónomo Messier, esta galaxia se encuentra junto con sus dos compañeras M32 y NGC 205, son los objetos más bellos que se pueden observar en el hemisferio boreal con unos prismáticos o un pequeño telescopio y baja ampliación. Todo el conjunto tiene una magnitud de 4,3, M31 alejada de nosotros unos 1,5 millones de a. l., es el cuerpo celeste más distante que puede ser observado por el ojo humano sin

5 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

de esta constelación para observar con prismáticos, fácil de identificar M31 espiral es una galaxia espiral con x7, con x20 no resulta mucho mientras que sus dos compañeras son menor que M13 en Hércules, apareelípticas, ya a simple vista se nos ce como un borrón circular presenta como un pequeño manchón neblinoso alargado, es la fotografía la Al SO de ε Peg está 3 Peg, con un que revela toda su majestuosidad, pequeño telescopio de 50 mm. de llegando hasta los 160’-200’ de arco abertura se desdobla en dos compode longitud del eje mayor y 40’-50’ la nentes de 6,5 y 8m separadas 39”, longitud del eje menor, con largas con colores amarillo y malva respectiexposiciones hechas a través de gran- vamente, una tercera componente de des telescopios se puede llegar a per- 13m a 88” también forma parte del cibir la materia galáctica, enjambre de sistema, pero fuera del alcance del estrellas y polvo galáctico, llegando a aficionado. ocupar más de 2o desde el centro ζ Peg de color azul y 3,5m, se llama galáctico, ocupando una porción de Homan “la estrella de la fortuna del cielo 50 veces mayor que la Luna héroe”, α Peg gigante azul, 100 veces llena. más brillante que nuestro Sol, situada ayuda de ningún instrumento óptico.

PEGASO (Pegasus, Peg) Constelación reconocible por su asterismo característico, formado por las estrellas α, β, γ, y δ, que popularmente se le llama “El cuadrado de Pegaso”. ε Peg lleva el nombre árabe de Enif “la nariz”, en la época medieval era conocida como Fum-al-Faras “el hocico del caballo”, de magnitud 2,3 y color amarillo anaranjado, es seis mil veces más luminosa que el Sol y tiene una compañera de 9m. Cerca de ε Peg se encuentra el cúmulo globular M15 que es el objeto más interesante

a una distancia de 110 a.l., γ Peg Algenib también es gigante azul, se encuentra a 550 a. l. y tiene una magnitud de 2,84, es de tipo variable y cada 3 h. y 38 m. se ve sometida a ligeras fluctuaciones de una centésima de magnitud. α And ex δ Peg, se encuentra en el ángulo nororiental del cuadrado, completamos esté con β Peg, de color rojo intenso y 2,5 m, a 210 a. l. su nombre es Scheat “la parte anterior” (de la pata del caballo), parecida en su comportamiento a Betelgeuse, esta estrella tiene fluctuaciones en su diámetro que provocan que su lumi6 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

nosidad esté entre 2,2 y 2,8 m, su diámetro es entre 154 y 160 más grande que el Sol con una luminosidad de 240 a 500 veces éste. Varios objetos de magnitud superior a la accesible por modestos medios de aficionado se encuentran en Pegaso, como el conjunto de galaxias conocido por “El quinteto de Stephan”, el NGC 7331, galaxia parecida a M31 de

9,5 m, etc., objetos que por su alta magnitud no incluyo en este pequeño paseo por estas dos constelaciones, pero el que este interesado en profundizar más en ellas, lo puede hacer en los mapas que se encuentran a vuestra disposición en la sede de la AAVBAE, hasta el próximo paseo. ¡Ah, os animo a todos a participar en las observaciones de los sábados!, donde podremos pasearnos por “Los caminos del firmamento”, si el tiempo lo permite.

METEOROS: LEÓNIDAS Eduardo Rodríguez Ortolaiz

Las Leónidas es una de las principales lluvias de meteoros que se producen anualmente. Su actividad suele durar desde finales de Octubre a finales de Noviembre, siendo el máximo de la lluvia alrededor del 17-18 de Noviembre. Normalmente la actividad media de las Leónidas es moderada presentando una THZ(l) de 10-20 meteoros/hora. Pero aproximadamente cada 33 años la Tierra atraviesa la zona más densa del enjambre meteórico produciéndose incrementos de actividad considerable, incluso llegando a niveles de tormenta como la observada en EE.UU. en 1966 con THZs entre l5.000 y 150.000 meteoros/hora (según diferentes informes). Aunque dichas tormentas no son fáciles de predecir con exactitud, el incremento de la actividad observado en los arios 94, 96 y 97 junto con el regreso del cometa P/TEMPELTUTTLE (progenitor del enjambre) en l998, hacen que la probabilidad de que se produzca una tormenta en 1998 o l999 sea bastante elevada. Todo dependerá de la geometría del contacto entre nuestro planeta y el tubo más denso del enjambre meteórico. Las THZs predichas por los expertos van desde los 5.000 a los l00.000 meteoros/hora para este año. En 1998 el máximo de las Leónidas va a ser más favorable para los observadores del continente asiático, entre las 17 y las 2l horas TU del 17 de Noviembre. Según los datos anteriores es posible que desde nuestras latitudes no podamos observar una tormenta de meteoros, pero no debemos perder la oportunidad de ver una lluvia de "estrellas fugaces" muy superior a lo normal, incluyendo los impresionantes bólidos que suele producir el enjambre de las Leónidas OBSERVACION VISUAL El lugar elegido para realizar satisfactoriamente nuestra observación deberá estar lo más alejado posible de la contaminación lumínica de las ciudades y pueblos, con el horizonte lo más despejado posible (árboles cercanos, montes elevados, etc.).Es muy importante llevar ropa de abrigo: gorro o pasamontañas, botas, guantes,

etc. Para no utilizar posturas forzadas que nos provoquen un cansancio prematuro, es aconsejable utilizar una silla o hamaca de playa con el respaldo regulable. Una vez situados cómodamente debemos dirigir nuestra vista a una posición situada a 40-50° en acimut del radiante, situado en la constelación de LEO bajo la cabeza, y a una altura sobre el horizonte de unos 50º. OBSERVACION FOTOGRAFICA Si lo que queremos es "cazar" algunos meteoros con nuestra cámara el lugar elegido no debe ser frecuentado por "curiosos" que nos puedan molestar con sus coches y linternas. Para la ocasión podemos utilizar un objetivo estándar de 50 mm o un gran angular. Colocaremos la cámara sobre un trípode robusto y estable de forma que el lado más grande del campo cubierto por el negativo esté paralelo al horizonte. El acimut de la cámara se situará a 45-50Q del acimut del radiante y la altura de la cámara sobre el horizonte será la siguiente:

pueden desaparecer de la imagen los trazos de los meteoros más débiles. No hay que olvidar anotar la hora del comienzo y final de cada exposición así como otros datos de interés.

¿Y EN 1999? El próximo año el máximo va a favorecer a los observadores europeos pero seguramente la actividad del enjambre no sea tan alta como la prevista para el 98. Para finalizar, animo a todos los aficionados a que el l7 de Noviembre salgan a observar las Leónidas al menos las primeras horas de la noche (sí, ya sé que es martes y que al día siguiente hay que madrugar para ir al trabajo o al cole). Quien sabe, igual las predicciones de los expertos fallan un poquito y podemos disfrutar un gran espectáculo de "fuegos artificiales" astronómicos. Además es posible que, debido a perturbaciones que va a producir Júpiter sobre el TEMPELTUTTLE y el filamento más denso del enjambre, no podamos ver tormentas de las Leónidas durante casi un siglo. (1) THZ: Tasa horaria cenital. Número de meteoros que un observador experto vería en una hora con el radiante situado en el cenit, una magnitud límite visual de +6,5 y un campo ALT. Radiante ALT.Cámara de visión sin obstáculos. 20° 80° Referencias: TRIGO, J. Mª. Meteoros: Fragmentos 40° 70º de Cometas y Asteroides, Equipo 50º 65º Sirius, Madrid l996. 60º 60º TRIGO. J. Mª. ¡Leónidas l997! Impre70º 55º sionantes., T. Astronomía, Feb.98, 80º 50º pp.58-65. 90º 45º KIDGER, M. Las Leónidas 1996. El Gran estallido..., T. Astronomía, Las mejores películas para fotografiar Feb.97, pp.14-19. meteoros son las de alta o muy alta sensibilidad; entre l000-3200 ASA para cielos muy oscuros y 400-800 ASA para zonas con alguna contaminación lumínica cercana. Los tiempos de exposición adecuados pueden calcularse mediante la siguiente fórmula:

Tlím.= e^(3,5 x Ln(N) + MALE - 1n) (ASA)

N: nº de diafragma del objetivo. MALE: Magnitud límite que observamos a simple vista. ASA: Sensibilidad de la película. Es muy importante no excederse en los tiempos de exposición ya que 7 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

EL OBSERVATORIO LUNAR: EL SELENOSCOPIO (1ª PARTE) Rafa Salcedo El mayor aliciente de una posible base permanente radica en el hecho de que la Luna es un lugar muy favorable para realizar investigación astronómica avanzada. En 1986 se celebró en Houston (Texas) un importante congreso internacional bajo el lema “Observaciones Astronómicas desde una base lunar” en el que participaron más de 200 expertos de todo el mundo. La conclusión final a la que llegaron fue la siguiente: “La Luna constituye el mejor lugar, dentro del sistema solar interno, para realizar investigación astronómica avanzada”. Las características lunares que la convierten en un observatorio astronómico privilegiado son, básicamente, las siguientes: 1.- Posee un ambiente extraordinariamente limpio y un alto grado de vacío. Toda la atmósfera lunar podría encerrarse en el reducido recinto de una cancha de baloncesto si se la mantuviera a la presión atmosférica habitual en la tierra. Realizar observaciones astronómicas desde la Luna es como hacerlo en un lugar sin atmósfera, caso que no se da, por ejemplo, en el telescopio espacial Hubble, situado en una órbita de 590 Km. de altitud, en donde la atmósfera todavía presente cierta suciedad (polvo y gas) y en donde además existe una “nube” apreciable de diminutos “escombros” espaciales. Por el contrario, el vacío lunar es del orden de 10-12 Torricelli, lo que además de tener otras ventajas garantiza en la práctica la no existencia de la atmósfera. 2.- La Luna constituye una plataforma de elevadísima estabilidad, lo que es un factor primordial en la observación astronómica. La energía media lunar (sísmica) es de 10-8 veces menor que en la tierra. Asimismo, los terremotos lunares producen por término medio movimientos en el suelo del satélite del orden de 10-9 metros. Estas características son muy favorables para las observaciones astronómicas. Por ejemplo, en el caso de interferometría

se precisa conocer la longitud de la base con una precisión de 10-7 metros, lo que otorga un factor de seguridad de 102. Tomando como ejemplo el telescopio espacial, éste inevitablemente se encuentra sometido a vibraciones muy pequeñas, pero superiores a 10-9 metros. 3.- La contaminación radioeléctrica en

la Luna es muy baja, en particular en su cara oculta, en donde la propia masa del satélite actúa como pantalla radioeléctrica de altísima eficacia. Dicha cara puede ser un lugar privilegiado para instalar allí radiotelescopios ultrasensibles. Existe una banda de baja frecuencia que llega hasta los 30 Mhz (longitudes de onda superiores a 1 Km) en la que es imposible hacer radioastronomía desde la tierra, pues estas radiaciones no atraviesan la atmósfera terrestre. Tampoco se pueden instalar radiotelescopios en órbita terrestre de baja altitud que operen en esta banda de frecuencias, pues el campo magnético terrestre da origen a un ruido eléctrico de baja frecuencia, mucho más intenso que las radiaciones que convendría detectar. Por lo tanto, existe una ventana de radiaciones, que va desde 0 hasta 30 Mhz, que no ha podido utilizarse hasta la fecha, y que, como se verá, puede ser de gran interés en radioastronomía. Sin embargo, radiotelescopios para esta banda de baja frecuencia podrían colocarse en la cara oculta de la luna, pues el apantallamiento natural evitaría cualquier tipo de interferencias. Desde el punto de vista de la astrono8 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

mía referida al espectro visible ocurre algo parecido, porque la propia masa de la Luna puede hacer también de pantalla óptica eliminando en su totalidad la luz que pudiera llegar hasta allí por reflexión en la tierra. 4.- La Luna posee también zonas criogénicas naturales, lo que constituye un gran aliciente para la investigación astronómica. Se cree que en determinadas zonas de los cráteres situados en las regiones polares, en las que la sombra sea permanente (zonas de umbral), la temperatura será continuamente de 70º K (-180). Estas zonas podrían ser de gran utilidad, pues muchos detectores utilizados en astronomía, en particular los empleados en frecuencias infrarrojas, deben trabajar a muy bajas temperaturas, para con ello reducir el ruido térmico propio del detector, a niveles compatibles con las señales que se quieren detectar. Además conviene también que la estructura mecánica de los telescopios esté refrigerada, pues de lo contrario se convertirían en una importante fuente de interferencias. 5.- La Luna tiene una gravedad muy inferior a la de la tierra (1/6 aproximadamente). Esto que será una gran desventaja para los astronautas que ocupen la base lunar puede, sin embargo, ser una ventaja en la construcción de instrumental y equipos astronómicas. La fabricación de grandes estructuras, como espejos o antenas, resultará mucho más fácil en la Luna que en la Tierra. Ocurre que la gravedad reducida como la lunar es más favorable que la microgravedad que aparece en órbita terrestre. Por ejemplo, en la Tierra se pueden construir estructuras metálicas para soportar antenas móviles de las que se emplearían en los radiotelescopios, como máximo 80 m. de diámetro. Estructuras mayores ya no representarán ninguna ventaja, pues lo que ganan en apertura se pierde en precisión, ya que cuando la antena se mueve, las deformaciones debidas a la gravedad terrestre son tan grandes que resulta casi imposible compensarlas electrónicamente como se hacen para diámetros más pequeños.

OBSERVATORIOS ASTRONÓMICOS EN EL ESPACIO José Félix Rojas Con relativa frecuencia surge la cuestión de si merece la pena situar en el espacio plataformas de observación astronómica con unos costes muchísimo mas elevados que los observatorios terrestres. Para responderla es necesario analizar las ventajas que aportan este tipo de observatorios sobre sus homónimos en tierra y sus inconvenientes. 1.– La atmósfera filtra Es bien sabido que nuestra atmósfera nos protege de la abundante radiación ultravioleta (UV) emitida por el Sol por medio de un par de reacciones fotoquímicas que experimenta el ozono a unos 20 Km de altura en la atmósfera y que bloquean la mayor parte de dicha radiación. Sin embargo, esta no es la única región del espectro de radiaciones electromagnéticas que es absorbida por la capa de gases que envuelve nuestro pequeño planeta. Rayos gamma (γ), rayos X y radiación infrarroja (IR) son absorbidos por diferentes mecanismos que actúan en nuestra atmósfera. Sin embargo, esta protección que presta la atmósfera a los seres vivos del planeta impide que estas radiaciones puedan ser observadas de manera eficaz desde observatorios en la superficie de la Tierra. Consecuentemente, para obtener toda la información física que pueden aportar, es imprescindible colocar los detectores de dichas radiaciones por encima de la atmósfera. Aunque en el caso del IR es factible colocar los detectores a bordo de un globo aerostático o en un avión en vuelo a gran altura, en los demás casos se hace imprescindible salir al espacio. 2.– La atmósfera tiembla A todos nos resulta familiar el temblor que presenta la imagen de un objeto alejado cuando nuestra visual pasa por encima del asfalto de una carretera calentada por el Sol del verano. Este fenómeno tiene su origen en la formación de “burbujas” de aire más caliente (en el ejemplo, por contacto con el asfalto caliente) que se dilata, disminuye de densidad y comienza a subir por el principio de Arquímedes (flotación), movimiento que es turbulento y es la base del fenómeno de la convección. Es un fenómeno estadístico en el que se presentan gran diversidad de tamaños de “burbuja”. Como el índice de refracción del aire depende de su densidad y las “burbujas” no son planas, cada rayo de luz

(radiación electromagnética visible) es desviado un poco, pero continuamente y al azar, según las “burbujas” que ha atravesado en su camino hasta nuestro ojo (el detector). Este fenómeno actúa en todo tipo de situaciones, incluso con diferencias de temperatura en el aire de 1°C y en Astronomía recibe el nombre de seeing (pronunciado ‘siin’). El efecto en una imagen de telescopio con seguimiento es que los rayos de luz provenientes de una estrella dada no inciden todo el rato en el mismo punto (disco de Airy) sino que “danzan” aleatoriamente en torno a él. Cuanto mayor sea el alejamiento medio,

más grande y difusa será la imagen finalmente obtenida y peor su resolución. Se dice en este caso que el seeing es elevado. Resulta evidente que, pese a todas las medidas tomadas para atenuar este problema, todo telescopio inmerso en una atmósfera sufrirá en mayor o menor medida este problema. De hecho, por grande que sea el objetivo de un telescopio en la Tierra, ninguno tiene en la práctica una resolución habitual superior a la de un telescopio de 20 cm de diámetro, aunque en contados momentos el seeing puede mejorar y alcanzarse la resolución de uno de 50 cm. Lo que evidentemente si tienen es una luminosidad muchísimo mayor. Sólo recientemente se ha producido un avance importante en la lucha por mejorar

9 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

la resolución a pesar del seeing que es la técnica conocida como óptica activa de la que hablaremos otro día. Es evidente que un observatorio situado en el espacio no se encontrará con esta limitación y trabajará a pleno rendimiento, salvo chapuzas de diseño como en el caso del Telescopio Espacial Hubble (HST). 3.– Tras la noche viene el día Esta secuencia es muy natural pero para la continuidad requerida en ciertos tipos de observaciones astronómicas es inconveniente. Se puede atenuar haciendo trabajar a varios observatorios adecuadamente distribuidos por el globo terrestre sobre el mismo objeto celeste con el mismo instrumento, con igual calibración y siguiendo el mismo método de trabajo (por ejemplo el proyecto GONG de estudios solares). Tal y como es de sospechar, suelen existir problemas de coordinación para este tipo de planteamientos y siempre cabe la posibilidad de mala climatología simultáneamente sobre varios observatorios concertados con la pérdida de datos y continuidad inevitables. Una forma de eliminar estas dificultades es colocar un único observatorio en órbita en el espacio, pero muy alejado de la Tierra, en el denominado punto L1 de Lagrange. Este punto se encuentra a 1,5 millones de Km de la Tierra siempre en la dirección del Sol. Un observatorio solar situado en él jamás se verá tapado por la Tierra y esto es lo que constituye la clave del éxito del SOHO. Sin embargo también hay dificultades que superar, aparte de las puramente económicas. Por un lado siempre hay un riesgo de que el lanzamiento concluya con la pérdida del satélite o con un posicionamiento orbital defectuoso que condicione gravemente la operatividad del observatorio. Por otro lado, no es posible hacer un mantenimiento del equipo (salvo del HST): si el satélite consume algún elemento (caso típico: helio líquido refrigerante para los satélites detectores de IR) cuando se acabe el satélite dejará de ser operativo. Además, todos los detectores modernos en el espacio generan información en formato numérico (digital) en cantidad prodigiosa y que debe ser transmitida a Tierra para su estudio. Baste con decir que el HST genera cada día unos 5 Gigabytes de datos que han de ser almacenados en algún sitio y guardados de forma que puedan ser accedidos por los investigadores.

FILTROS SOLARES SEGUROS B. Ralph Chou Optometrista Traducido por J. A. Somavilla Un eclipse total de sol es probablemente el fenómeno astronómico más espectacular que la gente puede experimentar. En 1998 y 1999 el mundo asistirá a los eclipses solares que podrán ser bien observados por millones de personas. Además, el Sol está avanzando en su ciclo de 11 años hacia el máximo solar, esperado en el 2001, que tentará a observadores de todos los calibres a observar nuestra estrella más cercana. En las semanas y días previos a un eclipse, los anuncios en los medios de comunicación describen lo que sucederá y cómo observar el evento con seguridad. Por desgracia, a pesar de las buenas intenciones, a menudo se da una información inexacta sobre las técnicas de observación seguras. Esto es especialmente cierto cuando las recomendaciones se refieren a los filtros protectores para observar directamente el Sol. Publiqué por primera vez datos sobre filtros solares en Sky & Telescope en el número de Agosto de 1981 (página 119) pero desde entonces han aparecido en el mercado varios filtros nuevos tanto para visión como para fotografía. En Junio de 1996 participé en un encuentro patrocinado por la OTAN sobre astronomía de los eclipses solares. Esto me indujo a realizar medidas espectro-fotométricas de una serie de materiales a valorar, si proporcionaban una protección adecuada a los ojos. Estos incluían materiales tan raros como el disco magnético interno de un disquete de 3'5 pulgadas, láminas múltiples de "recubrimiento espacial" (un tipo muy fino de Mylar aluminizado), discos compactos (CD´s) y envolturas de alimentos de Mylar metalizado. Cómo se daña el ojo La radiación solar que alcanza la superficie de la Tierra va desde la luz ultravioleta con longitudes de onda superiores a 2900 angstroms hasta ondas de radio de escala métrica. La exposición ambiental a niveles altos de radiación ultravioleta solar contribuye ampliamente a acelerar el envejecimiento de las capas externas del ojo y de la piel y al desarrollo de cataratas. Pero el daño a corto plazo tiene lugar al observar directamente el Sol con una protección ocular inadecuada. El ojo transmitirá la mayor parte de la radiación entre 3.800 y 14.000 angstroms hasta la retina sensible a la luz, lo que hace que ésta, se queme. Exponer la retina a luz visible de alta intensidad desencadena una serie de reacciones químicas complejas dentro de las células en forma de conos y bastones sensibles a la luz. Los productos de estas reacciones anulan la capacidad de las

células, de responder a la luz y en casos extremos pueden destruirlas en breves segundos de exposición. Dependiendo de la gravedad del daño un observador afectado experimenta una pérdida temporal o permanente de la función visual. Esta herida fotoquímica aparece principalmente cuando la retina es expuesta a la luz azul o verde. Cuando las longitudes de onda más grandes de la luz visible y de la radiación infrarroja cercana pasan al ojo, son absorbidas por el pigmento oscuro del epitelio inferior de la retina. La energía se convierte en calor que puede cocer literalmente el tejido expuesto. La fotocoagulación destruye los bastones y conos, dejando un área permanentemente ciega en la retina. Este daño térmico también aparece durante una exposición larga a la luz azul y verde. Tanto las heridas fotoquímicas como las retinales ocurren sin que el afectado se entere, ya que no hay receptores de dolor en la retina y los efectos visuales no aparecen al menos hasta unas horas después de que el daño esté hecho. Para cada longitud de onda de radiación óptica, la retina tiene un umbral de exposición correspondiente, bajo el cual se produce el daño. ¿ Cómo se conocen estos umbrales?. Se puede calcular la transmisión máxima del filtro que protegerá los ojos. La razón entre el umbral de lesión y la radiación espectral solar en cada longitud de onda (suponiendo que el Sol esté en el cenit en un cielo despejado) es un buen punto de partida. Para un margen extra de seguridad, sin embargo, se calcula entonces la transmisión tolerable entre un 1 y un 0'1 por ciento de esta razón. Para la banda de onda entre 3.800 y 14.000 angstroms (luz azul a infrarrojo cercano), encontramos que un filtro con una transmisión de 0’0032 por ciento, que corresponde a un numero de sombra de 12, proporciona una adecuada protección retinal durante 1a observación del Sol. Sin embargo, esto no tiene en cuenta la comodidad visual, en cuyo caso a menudo es preferible un filtro más oscuro que tenga una transmisión del 0’0003 par ciento (número de sombra 14). Medición de la transmisión del filtro Los distintos materiales probados para este artículo están listados en la Tabla 1. La película fotográfica se obtuvo de un minorista (tienda de fotografía), expuesta a luz solar máxima y llevada a la máxima densidad de acuerdo con las instrucciones del fabricante. El filtro de vidrio ahumado se fabricó depositando hollín de una vela sobre un portaobjetos de microscopio. Los otros materiales fueron obtenidos por una selección aleatoria de las existencias de

10 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

minoristas. Se comprobaron los disquetes tras retirar la carcasa externa de plástico. Hay numerosos filtros solares en el mercado que no se evaluaron aquí por su similitud con otros productos analizados. El propósito de este esfuerzo era determinar los tipos generales de materiales que hacen seguros a los filtros, no comparar diseños similares de distintos fabricantes. Se llevaron a cabo las medidas de transmisión usando un espectrofotómetro a intervalos de 50 angstroms entre 2.000 y 25.000 angstroms. Un atenuador redujo la cantidad de ruido de la señal pero se mantuvo una notable fluctuación de señal en las medidas del infrarrojo y del ultravioleta. Esto es un problema corriente cuando se está determinando la transmisión de materiales filtrantes de alta densidad. Se utilizó un software desarrollado en el Ophtalmic Standards Laboratory de la Escuela de Optometría de la Universidad de Waterloo para calcular el número de sombra de cada filtro y los niveles de transmisión de las distintas bandas de longitud de onda. Relativa seguridad de los materiales para filtros Se encontró una amplia disparidad en la atenuación de la luz visible por estos materiales, incluso entre los filtros “seguros”. Por ejemplo, las diferencias en los métodos de procesamiento daban unas densidades ópticas variables, lo que daba por resultado números de sombra que iban del 11 al 16. También se encontró un rango amplio de densidades ópticas entre los compact disks de audio y de datos, a causa de las variaciones en los procesos de fabricación. Algunos Cds tienen películas de aluminio que son tan delgadas que parecen semitransparentes con niveles de iluminación de una habitación normal. Estos no son apropiados para usarlos como filtros solares. Otros Cds, sin embargo, son apropiados si el recubrimiento de aluminio es lo bastante denso para que el filamento incandescente de una bombilla apenas se vea a su través. Los disquetes sólo tienen una transmisión de infrarrojo apenas segura y dan imágenes de calidad pobre del disco solar. Los soportes magnéticos dispersan la luz visible hasta el extremo de que se ve un débil disco rojo rodeado por un halo ancho de luz roja. Recomendaría no usar este material para filtro solar. El Mylar y los filtros de vidrio dan el resultado más consistente. La mayoría de los productos diseñados específicamente para la protección ocular reúnen fácilmente todos los criterios de transmisión de los filtros seguros. Evitaría el Mylar aluminizado en los envases de productos alimenticios y en las postales por su calidad óptica inconsistente.

Los filtros inseguros incluyen películas de color procesadas en negro, cualquier emulsión fotográfica que lleve una imagen, películas de blanco y negro cromadas (sin plata), filtros ópticos fotográficos de densidad neutra y filtros polarizadores. (Aquí sólo se comprobó la película de color). Aunque estos materiales tienen niveles de transmisión de luz visibles muy bajos, transmiten un nivel inaceptablemente alto de radiación de infrarrojo cercano. La película de color negra es un buen ejemplo, tiene un número de sombra de 15 para la luz visible, pero ¡¡transmite casi el 50% de la radiación infrarroja!!. Los niveles de transmisión de infrarrojo mostrados en la Tabla 1 deben considerarse como el límite superior para la banda de longitudes de 7.800 a 14.000 angstroms. La relación señal/ruido para las medidas a estas longitudes de onda es extremadamente baja y así y estos datos son menos fiables que los de longitudes de onda más cortas. Por ejemplo, incluso algunos filtros de vidrio con historiales de seguridad muy buenos, presentaban niveles de transmisión de infrarrojo del 0’4%. Los cristales ahumados tienen muy buenas prestaciones en cuanto a la transmisión de la radiación. Sin embargo, es un material para filtros peligroso por dos razones. Primero, es muy difícil lograr un recubrimiento espeso y uniforme de hollín sobre el vidrio. Segundo, el recubrimiento es frágil. Es muy fácil destruir el filtro al manipularlo. Los filtros solares aceptables para observaciones visuales directas incluyen Mylar aluminizado específicamente diseñado para ver el Sol, filtros de soldadura de sombra 12 a 14, filtros negros de polímeros y dos capas de negativo en blanco y negro con plata, una completamente expuesta y la otra revelada. Para la fotografía y la visión asistida, particularmente con binoculares o telescopios, los filtros aceptables incluyen los de Mylar aluminizado diseñado específicamente para esta función y los filtros de vidrio de los tipos T1 y T2. El filtro Thousand Oaks T3 debe usarse con cuidado extremo sólo para fotografía. Bajo ninguna circunstancia debe usarse un filtro en el

DIRECCIONES. Mylar por correo ABEL Express 30 E. Main St. Carnegie, PA 15106 412-279-0672 fax 412-279-5012

Rainbow Symphony 6860 Canby Ave. 120 Reseda, CA 91335 800-708-8400 fax: 818-708-8470

ocular de unos prismáticos o de un telescopio; deben fijarse en las bocas de los tubos en los telescopios reflectores y en el objetivo principal de los refractores. No se recomiendan el Mylar metalizado no preparado específicamente para la observación solar, el vidrio ahumado, los disquetes, la película de transparencias (diapositivas) de color negro y los discos compactos (por la pésima calidad del recubrimiento metálico). FILTROS CASEROS DE MYLAR Uno se puede fabricar sus propios filtros solares seguros y baratos. Los principales componentes son el Mylar aluminizado y las tapas o cobertores que vienen con los prismáticos, las lentes fotográficas o los telescopios. Salvo raras excepciones en el estado español no encontramos en las tiendas fotográficas el Mylar. Sí venden estos filtros especiales determinados distribuidores repartidos por la Península, ya montados para las distintas aberturas de los objetivos. Varias publicaciones estatales anuncian sus direcciones. Al final de este apartado se incluyen tres direcciones postales norteamericanas donde se pueden realizar los pedidos de Mylar. Normalmente los prismáticos y telescopios vienen con unas cómodas tapas o cubiertas hechas de plástico blando. Si se quiere sacrificarlos o si se tienen de repuesto, estas tapas constituyen un excelente armazón para filtros solares. Con una navaja o un cuchillo afilado, se corta casi toda la superficie plana de la tapa de plástico, dejando 5 mm en torno al extremo. Se ajusta el Mylar en círculo de tal manera que queden de 5 a 6 mm por todo el perímetro cuando se ponga la tapa boca abajo

11 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

Roger W. Tuthill, Inc Box 1086 Mountainside, NJ 07092 908-232-3804

sobre él. Se hacen pequeños cortes cada 4 ó 5 mm aproximadamente en todo el perímetro sobrante del Mylar, cortando hacia el centro del filtro. Hay que asegurarse que los cortes vayan próximos, pero no por debajo, a los lados de la tapa. A continuación se dobla el Mylar hacia arriba alrededor de la parte exterior de la tapa, lo brillante hacia fuera, y asegurarlo con cinta adhesiva. La superficie del material del filtro no tiene por qué quedar perfectamente plana. No hay que estirar el material, porque esto puede dañar el recubrimiento y reducir la eficacia del filtro. Se deben reforzar los lados del filtro con una tira de cinta aislante negra muy apretada en torno al borde exterior. Antes de probar los nuevos filtros al Sol, manténlos frente a los ojos mientras miras a una bombilla potente. Cualquier picadura, agujero o defecto deberá recubrirse con trozos de Mylar o, si no, cambiar todo el material. Después se hace una comprobación en el exterior con los aparatos ópticos, asegurándonos primero de que los filtros no se pueden caer con facilidad – manténlos en su lugar con cinta, si es necesario. Usa los prismáticos o el telescopio para proyectar la imagen del Sol sobre un trozo de papel blanco. Una imagen brillante o clara es otra señal de un defecto. Finalmente, cuando de verdad se mira por el instrumento con los filtros colocados, la imagen del Sol debería ser uniforme. Cualquier brillo indica un defecto en el sistema. Para los objetivos de cámaras fotográficas se pueden construir unos filtros solares utilizando anillos portafiltros que se venden en las tiendas de fotografía. Estos se usan para adaptar filtros de diferentes diámetros. Se necesitará un anillo de paso que admita filtros de unos 6 mm más

anchos de lo que el objetivo a utilizar permita. Usando cinta encolada por ambos lados se asegura un trozo circular de Mylar en el interior del anillo, la parte más brillante hacia fuera. Cuando el filtro esté colocado en la cámara, sigue los mismos pasos de comprobación mencionados arriba. Cuando se exponen totalmente y se revelan al máximo, se pueden usar dos láminas de película en blanco y negro con plata para la observación solar segura mientras que la película en color es inútil. Las distintas marcas de películas en blanco y negro comprobadas presentaban ligeras variaciones en los niveles de transmisión, aunque todas se consideraron seguras. El polímero negro y el Mylar son los materiales más corrientes utilizados en las conocidas gafas para eclipses. Los filtros solares más baratos y útiles se usan como

gafas. Todos los datos gráficos de este artículo son del autor. Los filtros de soldador de sombras 12 a 14 son unos filtros solares populares y seguros que se consiguen fácilmente en los distribuidores de materiales de soldadura. Los filtros de soldador de sombra 12 a 14 y los filtros de vidrio metalizado son filtros solares populares y seguros. El vidrio metalizado es el material de filtro más popular para observar el Sol con prismáticos o telescopios. Durante generaciones se propuso el vidrio ahumado (vidrio con una capa de hollín de la llama de una vela) como filtro solar, pero el propio hollín lo hace inseguro. Sólo recientemente se han considerado los envoltorios de alimentos con Mylar, los CDs, y los disquetes (cuando se ha quitado la carcasa de plástico) pero también son problemáticos.

Términos traducidos Transmitance (percent) = Transmisión (Porcentaje) Wavelength(angstroms) = Longitud de onda (angstroms) Safety line = Nivel de seguridad Lithographic film = Película litográfica Color film = Película en color. Mylar (visual grade) = Mylar (grado visual) Mylar (optical grade) = Mylar (grado óptico) Black polymer = polímero negro. Shade 12 welder’s filter = Filtro de soldador sombra 12. Shade 14 weler’s filter = Filtro de soldador sombra 14.

TABLA 1 MATERIAL Diapositiva de color negra Ilford FP4 (negativo b/n) Kodak Plus X (negativo b/n) Kodak TMAX 100 (negativo b/n) Película Litográfica CD-ROM Disquete 3’5 Cristal Ahumado Filtro de Soldador Sombra 12 Filtro de Soldador Sombra 14 Rainbow Symphony (Mylar, óptica visual) Rainbow Symphony (Mylar, grado óptico) Solar Skreen (Mylar, grado visual) Solar Skreen (Mylar, grado óptico) Thousand Oaks Mylar Cristal Questar Cristal Thounsand Oaks T1 Cristal Thounsand Oaks T2 Cristal Thounsand Oaks T3 Rainbow Symphony (Polímero Negro) Barrera Solar Thousand Oaks 2000 (Polímero Negro)

TRANSMISION DEL FILTRO (PORCENTAJE) SOMBRA Nº LUZ VISIBLE ULTRAVIOLETA ULTRAVIOLETA INFRARROJO CERCANO LEJANO 15.3 0.000074 0.000041 0.00052 46.98 15.9 0.000039 0.00011 0.000075 0.0043 10.8 0.0063 0.0136 0.00016 0.0112 13.4 0.00049 0.00082 0.00027 0.0040 13.9 14.1 11.8 11.6 11.9 14.2 13.1

0.00031 0.00024 0.0028 0.0029 0.0022 0.00023 0.00067

0.0013 0.0001 0.000039 0.00054 0.000035 0.000043 0.0018

0.000031 0.000034 0.000041 0.00032 0.000039 0.000034 0.00062

0.0307 0.0044 3.79 0.639 0.0049 0.0047 0.0279

14.6

0.00015

0.0005

0.000010

0.0270

14.7

0.00013

0.00034

0.000055

0.0042

13.2

0.00057

0.0037

0.000052

0.0040

14.1 11.8 12.8 12.2 11.0 15.1

0.00025 0.0024 0.0084 0.0016 0.0053 0.000087

0.0011 0.000049 0.000040 0.000047 0.000047 0.000020

0.000043 0.000044 0.000035 0.000028 0.000028 0.000018

0.0047 0.349 0.160 0.075 0.075 0.1474

15.3

0.000078

0.000043

0.000031

0.117

12 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

¿CÓMO COMPRAR UN TELESCOPIO? Traducido por Mikel Berrocal 1)Lo menos importante es el aumento del telescopio. Una buena referencia es 50 aumentos por cada pulgada de apertura de la lente principal (un telescopio de 3 pulgadas debe tener un aumento máximo de 150). Por encima de este valor, la imagen comienza a aparecer difusa.

2)Lo más importante es la apertura o diámetro del lente principal, ya que en la medida que este es mayor, mayor será la cantidad de luz que capta, permitiendo ver un mayor numero de estrellas y objetos del “espacio profundo”. 3)Básicamente son 3 los tipos de telescopios, a grandes rasgos: 3.1 Newtonianos o reflectores: que usan un espejo cóncavo (de allí el nombre reflector). 3.2 Refractor: que usan un lente en la parte frontal, como un catalejo. 3.3 Smith-Cassegrain o catadióptricos: combinación de lente y espejos. 4)Los Newtonianos o reflectores ofrecen mayor apertura (recuerda: diámetro de lente) por la misma cantidad de dinero. En USA un reflector de 4” puede costar US$400-500, mientras que un refractor del mismo diámetro esta en US$1000 o más. Estos últimos son preferidos por muchos principiantes que gustan de observar planetas, pues ofrecen imágenes un poco mas finas que los reflectores. Para los que gustan de observar los objetos de “espacio profundo” son mejores los reflectores.

Como una primera compra son igual de buenos un REFRACTOR de 80-90 mm o un REFLECTOR de 4.5”, ambos de desempeño similar y precio USA entre $400-600. 5) La ventaja de telescopios de diámetros mayores es la cantidad de detalles que se puede apreciar con ellos. Con un REFRACTOR de 60 mm se puede apreciar los cinturones de Júpiter. Con uno de 4” (100 mm) se puede ver la estructura interna de los cinturones y con uno de 8” detalles mucho mas específicos. Con uno de 4” un “star cluster” se ve como una pequeña esfera difusa y con uno de 6” ya se ven las muchas estrellas que forman ese “cluster”. Con uno de 4” una galaxia en espiral se ve como un globo, con uno de 8” ya se ven los brazos de la espiral. 6) Lo anterior puede llevarte a pensar que lo mejor es un telescopio lo mayor posible. ¡Sin embargo -palabras de astrónomos con muchos años de experiencia- con un REFRACTOR de 80 mm uno tiene suficiente cosmos para ver y estar entretenido durante años!. Además, MUY IMPORTANTE, es la portabilidad del telescopio, pues si como todos los ciudadanos debes salir de la ciudad para hacer las observaciones, el acarrearlo y armarlo puede convertirse en una molestia constante. El mejor telescopio no es el más grande o el de mejor óptica, sino aquel que se puede usar mas a menudo sin inconvenientes. 7) La recomendación sobre los telescopios de mayor tamaño que guarden la condición de portabilidad es la siguiente: a) REFRACTOR: 5 pulgadas b) REFLECTOR: 6 pulgadas, montaje ecuatorial. c) REFLECTOR: 10 pulgadas, montaje dobsoniano. d) CATADIÓPTRICO: 8 pulgadas, pero estos si que son caros.

13 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

8) ¿Qué quiere decir lo del montaje?. Imagínate que estas con un catalejo de esos de los piratas. Para ver cualquier objeto en el cielo debes girar sobre ti mismo y luego elevar el catalejo hasta ver tu objetivo. Pues bien, ese es un montaje dobsoniano o ALTAZIMUTAL. Un telescopio con ese tipo de montaje es el perfecto para la observación normal de uno u otro objeto. Sin embargo la tierra gira y las estrellas, desde nuestro punto de vista, dan una vuelta completa sobre nosotros cada 24 horas. Cuando enfocas tu telescopio con montaje altacimutal, sobre todo si trabajas con gran aumento (sucede a partir de los 100 aumentos, imagínate que estas viendo solo una estrella, pues las demás ya no están en tu campo de observación) a los pocos minutos la estrella estará fuera de foco!, y tendrás que enfocar nuevamente tu equipo. Esta situación se agrava si lo que quieres es tomar fotografías, las que requieren de largos tiempos de exposición. Aparece entonces el montaje ecuatorial, en el cual (haz uso de tu imaginación) el pirata con su catalejo inclina su cuerpo de modo que el eje de su cuerpo esta apuntando hacia el polo norte celestial. El pirata estaría vertical únicamente en el polo norte y en cualquier otro lugar de la tierra tendría que inclinarse tanto grados como latitud sea la del lugar en donde se encuentre. La ventaja de esta posición es que, al mantener el eje del cuerpo fijo en esa posición, los movimientos necesarios para hacer el seguimiento de una estrella serán solamente de rotación alrededor de ese eje. Bastará adosar un motorcito al telescopio, regulado de modo que gire una vuelta cada 24 horas (que “gire con el cie-

lo”), para no perder nunca de vista a tu objetivo. Podrás enfocar tu estrella, irte a tomar un café, regresar a los 10 minutos y allí estará. Sirve también para fotografía. Conclusión, dependiendo del tipo de observación al que apuntes, por lo general un montaje dobsoniano es mejor para observar aquí o allá y uno ecuatorial para observaciones mas detalladas. Naturalmente la diferencia se refleja también en el precio. 9) Por si acaso, los telescopios astronómicos por lo general presentan las imágenes invertidas (cuestión de óptica), debido a que ponerlas en su “verdadera” posición implicaría una lente más, quitándole fidelidad a la recepción de la imagen. ¡Por eso, si quieres ver paisajes, aves o chicas en la playa, mejor usa binoculares!. 10) Para una primera compra mi recomendación es: a) Un reflector ecuatorial. Los Starfinder Meade de 6” o mayores son buenos. Precio en USA a partir de US$650. b) Un reflector Dobsoniano de 6”. Los Meade o los Orión son buenos, a partir de los US$350-400. 11) Por ultimo: a) NO COMPRES UN TELESCOPIO DE PLASTICO, aun cuando el precio sea atractivo, No te servirá de nada. b) LAS LENTES NUNCA DEBEN SER DE PLASTICO, pierden fidelidad. c) EL TRÍPODE DEBE SER SÓLIDO, pues no hay peor cosa que un telescopio que vibre al menor movimiento. d) OLVÍDATE DEL AUMENTO, muchos vendedores te dirán que un telescopio te ofrece 500 o más aumentos. No sirve de nada, lo que importa es el diámetro. e) QUE EL LOCALIZADOR (especie de pequeño catalejo adosado al telescopio que sirve para hacer una primera aproximación de tu objetivo y sin el cual seria muy difícil hacerlo por el poco campo visual que te ofrece el telescopio), debe tener un mínimo de apertura (diámetro) de 30 mm, si es 50 mm mejor, así tendrás un buen campo visual para capturar lo que deseas ver y luego afinar con el telescopio. f)EL OCULAR, o elemento que amplifica la imagen captada por el lente o espejo principal hacia tu pupila debe tener como mínimo .25” de diámetro.

Si es posible 2”. Desecha los de 0.965” Con estas condiciones, no esperes encontrar un buen telescopio, aun para principiantes, por menos de 50-60.000 pesetas.

ENTENDIENDO LAS COORDENADAS CELESTES lan MacRobert (Traducción de Fco. Javier Mandujano Ortiz) Los que inician dentro de la astronomía pueden caer dentro de un círculo vicioso cuando encuentran por primera vez la declinación y la ascensión recta. ¿Por qué las posiciones de las estrellas que se encuentran a años luz de distancia en las profundidades del espacio se ubican dentro de un sistema que se semeja a la latitud y longitud terrestres? El sistema de coordenadas celestes, que también sirve a la astronomía moderna, está basado en la visión falsa del mundo que tenían los antiguos observadores. Creían que la Tierra estaba fija y que era el centro de la creación. Pensaban que el cielo era exactamente como parece: un hemisferio hueco colocado sobre la Tierra en forma de un gran domo. ¿Las estrellas? "Son bolas de fuego," explica Timón en El Rey León. "pegadas a eso, oh, negro azulado de allá arriba." Los primeros observadores del cielo se imaginaban que el domo celeste con su decoración estelar tenía que ser una esfera completa, debido a que nunca vemos el fondo conforme el domo se inclina hacia arriba y rota alrededor de la Tierra una vez al día. La esfera celeste siempre se oculta detrás del horizonte poniente y emerge por el horizonte del oriente. En un momento determinado la mitad de la esfera celeste está arriba del horizonte y la otra mitad abajo. Este es la apariencia cósmica que prevalece aun en la actualidad sin importar que nos encontremos en una mota móvil de polvo orbitando una estrella en la orilla de una galaxia. En astronomía, existe una gran diversidad entre lo aparente y lo real que en otras áreas del conocimiento humano. Tal vez por esta razón, los astrónomos se sienten muy bien viviendo con ambas -- manteniendo en mente las diferencias propias. La esfera celeste, con su radio infinito, parece girar diariamente 14 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

alrededor de nuestra Tierra fija, desde la cual usamos los telescopios para examinar las maravillas pintadas sobre su superficie. Esto se representa en esta ilustración. DE LA TIERRA AL CIELO Cuando se desea especificar la posición de un punto sobre la superficie de una esfera, es probable que se utilice lo que los geómetras llaman las coordenadas esféricas. En el caso de la Tierra, estas se llaman latitud y longitud. Imagine las líneas de latitud y longitud saliendo de la tierra e imprimiéndose en la esfera celeste. Ahora les llamaríamos declinación y ascensión recta. En la misma dirección del ecuador terrestre, 0° de latitud, se localiza el ecuador celeste, 0° de declinación. Si un observador se encuentra en el ecuador terrestre, el ecuador celeste pasará sobre su cabeza. Parado en el polo norte terrestre, latitud 90° N, se tendrá al polo norte celeste sobre la cabeza y una declinación será +90°. En cualquier otra latitud -- digamos la ciudad de Kansas a 39° N -- la línea de declinación correspondiente cruza su cenit: en este caso con declinación +39°. (Por comodidad, las declinaciones norte y sur se conocen respectivamente como + y -). Esta es la declinación de la brillante estrella Vega. Una vez al día, Vega pasa sobre la cabeza de los que se encuentren en la ciudad de Kansas. HORAS Y GRADOS Por supuesto que Vega no se mueve; es la Tierra la que gira, pero aquí estamos hablando de apariencias. La esfera celeste parece rotar alrededor de nuestro mundo fijo una vez cada 24 horas. Este movimiento diario es la base de el sistema de numeración empleado en ascensión recta. En lugar de contar en grados, como se hace con la longitud alrededor de la Tierra, la ascensión recta se cuenta sobre el cielo en horas, desde 0 hasta 24. Esta es una forma diferente de poner marcas divisorias sobre un círculo. Bajo este esquema, una hora viene a ser 1/24 de un círculo o sea 15° El beneficio de este sistema de numeración es que, conforme la Tierra gira, por cada hora que pase de tiempo, la esfera celeste habrá girado también una hora. Esto hace fácil imaginarse cuando estará dentro o fuera de nues-

tro campo de visibilidad un objeto. Las estrellas se convierten en un gigantesco reloj de 24 horas. Desde la antigua Babilonia, las horas se dividieron en unidades aritméticas menores base 60. En un grado hay 60 minutos de arco, escritos 60' . Un minuto de arco contiene 60 segundos de arco, escritos 60". Un buen telescopio con buenas condiciones de cielo puede resolver detalles de cerca de 1" sobre la superficie de la esfera celeste. Por comparación, 1" de latitud en la Tierra son cerca de 30 metros. Si usted estuviera en el centro de una Tierra transparente, podría resolver objetos sobre la superficie de esa esfera que fueran del tamaño de una casa. Debido a que la declinación se expresa en grados, las pares menores se expresan en minutos y segundos de arco. Por ejemplo, la declinación exacta de Vega (coordenadas 2000.0) es +38° 47'01". Las horas de ascensión recta se dividen en minutos y segundos de tiempo, no de arco. En una hora (1h) hay, naturalmente, 60 minutos, y se escriben 60m. En un minuto de ascensión recta hay 60 segundos, y se escriben 60s. La ascensión recta de Vega es 18h 36m 56.3s. Note la diferencia que existe entre las notaciones para minutos y segundos. realmente son distintos. 1h contiene 15°, 1m contiene 15' y 1s contiene 15". PUNTOS DE ARRANQUE Cualquier sistema de coordenadas esféricas posee un valor cero propio para su coordenada de "latitud", se llame latitud, declinación o de cualquier otra manera. Este marcador de referencia es el ecuador. Ninguna otra línea de latitud es como esta. Pero no hay un punto cero natural para contar la longitud -- en el caso de la ascensión recta del cielo. Las otras líneas de longitud son semejantes. Por ello se tuvo que situar un punto cero de manera arbitraria. En la Tierra, los 0° de longitud han sido definidos como la línea gravada en una placa de bronce colocada en el piso debajo de un telescopio medidor de posición en el Antiguo Observatorio Real en Greenwich, Inglaterra. En el cielo, 0h de ascensión recta se define como el punto donde el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol (la eclíptica) el cual cruza al ecuador celeste en Piscis. Este punto, por razones históri-

cas se conoce como Primer Punto de Aries. PRECESION El Primer Punto de Aries realmente estaba en Aries cuando se le dio este nombre hace 2,000 años. Se encuentra ahora entre las estrellas de Piscis debido a la precesión que es un leve corrimiento en la orientación del eje de rotación de la Tierra con respecto al resto del universo. Ponga a girar a un trompo sobre una tabla a un ángulo determinado y comenzará a tener precesión. Su eje de rotación generará un círculo alrededor de la posición superior de la fuerza que la tabla aplica a la punta del trompo. La Tierra hace exactamente lo mismo y este movimiento se debe a la fuerza (que incluye un pequeño componente perpendicular a la eclíptica) que la marea gravitatoria de la Luna y del Sol produce sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. De esta forma vemos que el polo norte celeste, que ahora está localizado cerca de la estrella Polaris, gira alrededor de las estrellas describiendo un círculo alrededor del polo norte de la eclíptica en aproximadamente 26,000 años. Este movimiento del polo, afecta el sistema de coordenadas por completo (por eso se refieren las coordenadas a un año específico, en este caso al 2000.0). Contrariamente a la creencia popular, la precesión no afecta la posición del eje de rotación terrestre con respecto a su geografía. El Polo Norte Terrestre no se mueve a una nueva posición (al menos no tanto en la escala de tiempo de la que estamos hablando). La precesión no hará cambios en la cantidad de sol recibida. Los únicos cambios notables son los que resultan de el corrimiento de las coordenadas celestes. Dentro de 12,000 años Vega será la estrella polar y Orión será una 15 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

constelación de verano, no de invierno. Debido a esto, el sistema de coordenadas se ve desplazado constantemente. De ahí que para fijar la posición de una estrella en el cielo se necesita tomar un año de referencia. Actualmente se toma como referencia el "equinoccio de 2000.0" , para los valores tanto de ascensión recta como de declinación en el momento en que el año 2000 comience. La fecha anterior de referencia era 1950.0. Para los objetos en movimiento como el Sol, la Luna y los planetas, estas coordenadas se dan para el "equinoccio de la fecha": esto es, corregida para la fecha actual. En la revista Sky & Telescope de cada mes se presenta una tabla con las posiciones de las fechas actuales. Rara vez, sin embargo, los astrónomos de jardín tienen de que preocuparse acerca de la precesión. De 1950 al 2000, el valor de las coordenadas ha variado tan solo 0.7° a lo largo de la eclíptica, menos que el más bajo aumento logrado en muchos telescopios. Esa cantidad corresponde solamente a la propia eclíptica. El corrimiento total es aún menor hacia los polos de la eclíptica, acercándose a casi cero. ¿Qué camino sigue la precesión? Hace que la ascensión recta de una estrella se incremente cada año. O sea que un valor viejo de ascensión recta precede a uno nuevo tanto en cantidad como en fecha. Para la propia ascensión recta, recuerde que se incrementa hacia el este. Si no sabe dónde encontrar el Este en un mapa estelar vea la ascensión recta y lo encontrará. (Francisco Javier Mandujano Ortíz es miembro del Consejo Consultivo de la Sociedad Astronómica de México)

incomodidades que nos puede producir el viento o la posición al observar, conviene así mismo hacer uno definitivo si lo enviamos a alguna asociación donde centralicen los resúmenes de otros observadores para así poder situarlo, y clasificar con más exactitud el nivel de desarrollo alcanzado por los grupos de manchas. Finalizado lo anterior, procederemos a rellenar los otros datos de la observación. Estos son, la fecha ,hora en tiempo universal UT., y los datos referidos a la calidad de la observación (hay otros datos como son: número de dibujo del mes, del observador, cantidad de grupos, cantidad de poros, calificación de tipo de manchas, y día Juliano). Y de los datos referidos a la posición de los círculos paralelos y meridianos del Sol y los referidos a las características del instrumental utilizado, que se pueden y a veces se deben hacer al realizar el parte resumen mensual. Nota: El modelo de parte diario se acompaña con los datos referidos a los máximos mensuales gráficos que van en otra parte de este artículo El mensual se puede pedir en la Agrupación aunque se explique en otro artículo.

OBSERVANDO EL SOL Emilio Martínez

Las manchas como indicamos anteriormente constan de dos partes, sombra y penumbra. La sombra es la parte interior de la mancha y destaca sobre la penumbra, parte externa por su tonalidad más oscura, a su vez la sombra no aparece siempre compacta, a veces esta compuesta de varias partes rodeadas de formas en penumbra. La parte de la sombra se encuentra en una zona inferior a la de la penumbra y su menor temperatura la hace aparecer como más oscura. La penumbra a su vez tiene una forma compuesta formando como una especie de curvatura hacia el interior de la mancha (si la pudiésemos observar de perfil), tanto la sombra como la penumbra presentan (dependiendo de la forma que tenga la mancha que nunca será igual a otra) variadas formas. Para confeccionar el parte diario, lo primero que debemos hacer es situar las manchas en la posición más exacta posible dentro del círculo que forma la parte principal del parte diario esto al principio de nuestras observaciones nos resultara un tanto dificultoso dependiendo de la habilidad de cada uno, por lo que se puede tomar como referencia una serie de puntos en el

círculo, correspondiendo estos a los horizontes así como al centro geométrico del parte (estos puntos excepto el central conviene que estén situados en el parte) se indicaran cual es cada uno y su posición dependerá del sistema de observación empleado, también podemos dividir mentalmente la superficie tanto del parte como el tamaño del Sol en el ocular en zonas y tomando como referencia las distancias aparentes tanto a los bordes como a los horizontes y entre los diversos grupos o manchas. Se debe dibujar las formas y la estructura de las manchas lo más parecido posible a lo observado y respetando el tamaño y forma de los grupos y manchas. Una vez dibujado esto conviene contar los focos de que consta el grupo e indicar entre paréntesis su número (cuando haya varios juntos y se aprecien con dificultad se indicará el número individualizado para así poder recordarlo cuando lo pasemos al parte definitivo) Como se desprende de lo anterior es referido al que realizaremos al observar pues conviene pasarlo al definitivo para evitar posibles equívocos sobre el tamaño o situación y las

140

MaxBiz

120

MedBiz

100

Sabadell

80 60 40 20 0 Enero

Febrero

Marzo

Abril

Mayo

16 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

Junio

30

27

24

21

18

15

12

9

6

3

28

25

22

19

16

13

10

7

4

1

29

25

22

19

16

13

10

7

4

1

80 70 60 50 40 30 20 10 0

Durante Abril se ha alcanzado un primer estallido de actividad solo durante la segunda semana del mes, volviendo posteriormente a los niveles medios precedentes; tónica que persiste en los dos meses siguientes, por lo que se puede sacar en consecuencia que parece que asistimos a una fase donde la actividad es constante, se observa por no tener días con valor cero –un solo día en tres meses- también se observa la presencia de actividad en diversas zonas (paralelos solares) como se ve si seguimos las direcciones que siguen los grupos de manchas E-W La aparente desorientación en el dibujo es debida a la hora de observación antes o después del paso por el meridiano AM o PM.

17 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

INFORMES DE OBSERVACION DE LA AAV. Jesús Escobar

A la luz de la Luna: Santi, Pedro, Marcial, Carmelo y Jesús durante una observación en La Arboleda (exp. 13s.)

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 11 4-abril-1998 19:00 UTC Hora Reunión Parque Etxebarria - Bilbao 20:00 UTC Hora Inicio Sin determinar 21:00 UTC Hora Final ASISTENTES Rafa Salcedo * Juan Somavilla * Carmelo Fernández * José Mª Bilbao * Emilio Martínez * Un numero sin determinar de asisEduardo Rodríguez * Santiago Barciela tentes que responden a la convocatoria. 0 a 90% Ligera 5 mag. Cobertura Turbulencia Transparencia Objetos y Fenómenos Observados Vídeo Visual Se trata de realizar una observación divulgativa pública. Los astros elegidos son la Luna y algunos planetas Medios de Observación Resumen Catadióptrico Celestron 8 (AAV). Ante el mal tiempo reinante se tuvo que suspender la obserCámara vídeo (de vigilancia adaptada). vación tras una hora de permanencia de los asistentes en el Monitor de vídeo. lugar de convocatoria. Se publicó la siguiente nota en la Prismáticos. prensa: “AGRUPACION ASTRONOMICA 20.00 a 24.00 h. Parque de Etxebarria (Bilbao). La Agrupación Astronómica Vizcaína ha organizado una observación pública de la Luna y otros objetos celestes, en el parque de Etxebarria. Se pondrán a disposición de los interesados telescopios y habrá monitores de vídeo. La observación se celebrará si el tiempo lo permite.” Fecha Lugar Nº Asistentes

Fecha Lugar Asistentes

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 12 2-Mayo-1998 Hora Reunión Parque Etxebarria Hora Inicio Hora Final

18 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

20:00 UT 21:00 UT

ASISTENTES Turbulencia Transparencia Objetos y Fenómenos Observados Vídeo Visual Se trata de realizar una observación divulgativa pública. Los astros elegidos son la Luna y algunos planetas Medios de Observación Resumen Catadióptrico Celestron 8 (AAV). Ante el mal tiempo reinante se tuvo que anular la observaPrismáticos. ción. Se publicó la siguiente nota en la prensa: “AGRUCámara vídeo (de vigilancia adaptada). PACION ASTRONOMICA 20.00 a 24.00 h. Parque de Monitor de vídeo Etxebarria (Bilbao). La Agrupación Astronómica Vizcaína ha organizado una observación pública de la Luna y otros objetos celestes, en el parque de Etxebarria. Se pondrán a disposición de los interesados telescopios y habrá monitores de vídeo. Esta actividad se celebrará siempre que el tiempo lo permita.” Cobertura

100%

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 13 9-Mayo-1998 20:30 UTC Hora Reunión La Arboleda 21:00 UTC Hora Inicio 8 00:30 UTC Hora Final ASISTENTES Emilio Martínez * Javier Amigo Marcial Vecilla * Mikel Berrocal * Jesús Escobar * Angel Trigueros Néstor Amigo * Carmelo Fernández * 10% a 100% Media 5 mag. Cobertura Turbulencia Transparencia Objetos y Fenómenos Observados Vídeo Visual Observación de la Luna, así como de varios objetos Observación de la Luna y varias estrellas estelares con el fin de determinar la magnitud que se registraba con el equipo Medios de Observación Resumen Cámara fotográfica. No se pudo realizar el mosaico fotográfico del terminador Cámara vídeo (de vigilancia adaptada). lunar debido a la variable nubosidad durante la observación. Registrador de vídeo (magnetoscopio). Por la misma razón no se grabaron las imágenes que se recoMonitor de vídeo. gían de la superficie lunar y las de varias estrellas mediante el Refractor 50 mm. sistema de vídeo. Catadióptrico 114 mm Se realizó una sesión de observación visual mediante la cual Catadióptrico Meade 200 mm. se apreció cómo afecta a la imagen de una estrella el hecho Catadióptrico Meade LX200 de que la óptica de un telescopio no esté perfectamente aliCatadióptrico Meade 90 mm. neada, discutiendo los modos de corregirlo en la práctica. Se acordó realizar una práctica de colimación en una próxima observación. En un coloquio posterior a la observación se apuntó la necesidad de establecer un observatorio y se discutieron sus características y posible ubicación. Fecha Lugar Asistentes

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 14 23-Mayo-1998 17:00 UTC Hora Reunión Alto de Orduña 19:00 UTC Hora Inicio 6 23:00 UTC Hora Final ASISTENTES Emilio Martínez * Mikel Berrocal * Marcial Vecilla * Eduardo Rodríguez * Jesús Escobar * Ernesto Trigueros 100% Cobertura Turbulencia Transparencia Objetos y Fenómenos Observados Vídeo Visual Debido a la nubosidad se tuvo que suspender la observación tras permanecer en el lugar aproximadamente dos horas observando la nula evolución de las nubes que cubrían el cielo. Fecha Lugar Nº Asistentes

19 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

Medios de Observación

Resumen

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 15 20-6-98 19:30 Hora Reunión Orduña 21:30 Hora Inicio 6 02:00 Hora Final ASISTENTES Ander Aizpuru * Carmelo Fernández * Néstor Amigo * Eduardo Fernández * Javier Amigo Mikel Berrocal * 30% Alta Cobertura Turbulencia Transparencia Objetos y Fenómenos Observados Vídeo Visual No se realiza Objetos Messier: M4, 5, 57, 27, 71, 13, 80 Medios de Observación Resumen S.C. 8" Agrupación Nubosidad Variable con buena visibilidad del Cenit. S.C. 8" Carmelo Viento fuerte que dificultaba la visión. Gran numero de Maksutov 90mm Meade ETX cúmulos observados. Prismáticos 11x80 Fecha Lugar Asistentes

Galaxia de Andrómeda. Exposición de 5 min. sobre Ektar 1000. Objetivo 200mm f/3.5

20 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

EFEMERIDES PLANETARIAS Obtenidas mediante el programa desarrollado por J.F. Rojas

Para Bilbao: (+43°15'00"N, +2°55'00"W) fecha 1/10 15/10 29/10 19/11 26/11 17/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451136.50 2451143.50 2451164.50 2451178.50

AR 12h44m23.8s 14h08m05.5s 15h28m36.3s 17h02m58.7s 16h58m04.7s 16h08m43.1s 17h16m12.9s

fecha 1/10 15/10 29/10 12/11 26/11 10/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451129.50 2451143.50 2451157.50 2451178.50

AR 12h02m25.9s 13h06m36.8s 14h12m25.0s 15h21m22.7s 16h34m14.7s 17h50m15.1s 19h45m03.6s

fecha 1/10 15/10 29/10 19/11 26/11 17/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451136.50 2451143.50 2451164.50 2451178.50

AR 9h54m46.0s 10h27m44.1s 10h59m28.9s 11h45m02.6s 11h59m42.7s 12h42m07.9s 13h08m52.4s

fecha 1/10 15/10 29/10 19/11 26/11 10/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451136.50 2451143.50 2451157.50 2451178.50

AR 23h29m51.8s 23h24m11.5s 23h20m18.6s 23h18m51.2s 23h19m36.4s 23h22m53.7s 23h31m49.2s

fecha 1/10 15/10 29/10 12/11 19/11 26/11 10/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451129.50 2451136.50 2451143.50 2451157.50 2451178.50

AR 2h02m44.8s 1h58m49.6s 1h54m36.1s 1h50m31.9s 1h48m41.5s 1h47m03.1s 1h44m31.9s 1h43m03.9s

fecha 1/10 15/10 29/10 12/11 19/11 26/11 10/12 31/12

DJ 2451087.50 2451101.50 2451115.50 2451129.50 2451136.50 2451143.50 2451157.50 2451178.50

AR 20h46m13.9s 20h45m42.8s 20h45m51.5s 20h46m40.8s 20h47m20.2s 20h48m09.0s 20h50m12.0s 20h54m09.7s

Mercurio Dec r (P-T) -3°44'44.9" 1.410924 -13°36'44.7" 1.375910 -21°02'56.1" 1.241769 -25°02'23.1" 0.856166 -23°24'06.8" 0.720848 -18°25'39.7" 0.943511 -22°19'33.9" 1.215139 Venus Dec r (P-T) +1°18'02.2" 1.699030 -5°41'09.9" 1.712081 -12°18'18.0" 1.715777 -17°57'25.3" 1.710750 -22°02'32.4" 1.697506 -24°02'12.8" 1.676480 -22°32'58.6" 1.631103 Marte Dec r (P-T) +14°03'47.8" 2.244129 +11°07'36.1" 2.158312 +8°03'25.7" 2.060706 +3°22'58.6" 1.894025 +1°50'44.1" 1.833467 -2°34'22.1" 1.639566 -5°15'59.3" 1.502140 Jupiter Dec r (P-T) -4°56'53.5" 3.998127 -5°31'29.9" 4.089281 -5°53'24.6" 4.229562 -5°57'17.9" 4.508124 -5°50'37.4" 4.613046 -5°25'57.4" 4.831365 -4°23'43.8" 5.158778 Saturno Dec r (P-T) +9°33'13.8" 8.372103 +9°10'46.4" 8.305177 +8°47'38.1" 8.297729 +8°26'22.4" 8.350701 +8°17'11.4" 8.398897 +8°09'20.9" 8.460547 +7°58'31.9" 8.619250 +7°56'24.4" 8.924031 Urano Dec r (P-T) -18°39'58.6" 19.337121 -18°41'35.8" 19.556848 -18°40'36.6" 19.793904 -18°36'59.6" 20.034350 -18°34'13.8" 20.151651 -18°30'51.1" 20.264713 -18°22'24.4" 20.471818 -18°06'07.4" 20.714760

orto 6h30m 7h37m 8h34m 9h03m 8h20m 5h48m 6h19m

paso 12h19m 12h48m 13h13m 13h22m 12h47m 10h38m 10h52m

ocaso 18h07m 17h57m 17h50m 17h41m 17h14m 15h28m 15h24m

D_Ec 4.76" 4.91" 5.47" 8.05" 9.50" 6.95" 5.46"

orto 5h29m 6h04m 6h41m 7h18m 7h54m 8h24m 8h48m

paso 11h36m 11h45m 11h56m 12h10m 12h28m 12h49m 13h21m

ocaso D_Ec 17h43m 9.81" 17h26m 9.74" 17h11m 9.72" 17h02m 9.75" 17h01m 9.83" 17h13m 9.96" 17h53m 10.24"

orto 2h30m 2h20m 2h09m 1h50m 1h42m 1h19m 1h00m

paso 9h28m 9h06m 8h42m 8h05m 7h52m 7h12m 6h43m

ocaso 16h25m 15h50m 15h15m 14h20m 14h01m 13h04m 12h25m

D_Ec 4.18" 4.35" 4.56" 4.96" 5.13" 5.74" 6.27"

orto 17h16m 16h18m 15h20m 13h56m 13h29m 12h36m 11h18m

paso ocaso 23h00m 4h47m 21h59m 3h44m 21h00m 2h44m 19h36m 1h20m 19h09m 0h53m 18h17m 0h03m 17h04m 22h49m

D_Ec 49.24" 48.15" 46.55" 43.67" 42.68" 40.75" 38.16"

orto 18h54m 17h56m 16h58m 16h01m 15h32m 15h03m 14h06m 12h42m

paso 1h36m 0h37m 23h34m 22h35m 22h05m 21h36m 20h39m 19h15m

ocaso 8h15m 7h14m 6h13m 5h13m 4h43m 4h13m 3h15m 1h51m

D_Ec 19.76" 19.92" 19.94" 19.81" 19.70" 19.56" 19.20" 18.54"

orto 15h28m 14h32m 13h37m 12h43m 12h16m 11h49m 10h55m 9h36m

paso 20h16m 19h21m 18h26m 17h32m 17h05m 16h38m 15h45m 14h27m

ocaso 1h09m 0h13m 23h14m 22h21m 21h54m 21h27m 20h35m 19h18m

D_Ec 3.62" 3.58" 3.54" 3.50" 3.48" 3.46" 3.42" 3.38"

21 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

EL CIELO ESTE TRIMESTRE

1 OCTUBRE 1998 00:00:00 TU

*Cartas obtenidas mediante el programa SkyMap con permiso de los autores 22 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

1 NOVIEMBRE 1998 00:00:00 TU

23 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998

1 DICIEMBRE 1998 00:00:00 TU

24 GALILEO A.A.V.-B.A.E. OCT-NOV-DIC 1998