N.º 30 - Año X - 1.º Trimestre de 2006

El efecto Pinhole Plutón, el lejano planeta El Eclipse anular desde Benavente Un reloj..... ¿de Sol?

Boletín patrocinado por:

Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

GALILEO

Editorial

Boletín Astronómico

N.º 30, 1.e Trimestre de 2006 Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaína/ Bizkaiko Astronomi Elkartea AAV/BAE Sede: Locales del Departamento de Cultura de la Diputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia C/. Iparraguirre 46, - 5.º Dpto. 2 48012 Bilbao Horario: Martes, de 19:30 h. a 21:30 h. E-mail: [email protected] Web: http://www.aavbae.net Edición y maquetación: Eduardo Rodríguez, Juan A. Somavilla GALILEO en internet: http://www.aavbae.net/boletín.php Depósito Legal: BI-420-92 Colaboran en este número: Juán A. Somavilla, Emilio Martínez, Esteban Esteban, Manu Arregi, Jesús Conde y Eduardo Rodríguez. Este ejemplar se distribuye de forma gratuita entre los socios/as y colaboradores/as de la AAV/BAE. Ésta no se hace responsable del contenido de los artículos, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus autores/as. Queda prohibida la reproducción total o parcial de cualquier información gráfica o escrita, por cualquier medio, sin permiso expreso de la AAV/BAE. © AAV/BAE 2006

En la anterior asamblea anual de socios se hizo un balance de las actividades desarrolladas en el 2004 y se detalló el estado de las cuentas puestas al día. Las tareas a poner en marcha por la Junta directiva para el año en curso, fueron la cartelera del plato fuerte en el debate, como ponerlas en práctica e incentivar la asistencia de socios a ellas. Como en años anteriores, la carestía de medios y de recursos humanos se dejaron sentir en esta última celebrada, recayendo sobre media docena de hombres y mujeres la responsabilidad de poner en marcha y llevar a cabo las tareas organizativas que exigen las actividades propuestas. Por experiencia, abarcar todo el conjunto recomendado, excede las posibilidades de este pequeño grupo que está dispuesto a colaborar de forma continuada en la puesta en práctica de las mismas. La apertura de la sede, la organización de la Secretaría, la publicación de Galileo y la atención hacia los socios de este chiquito núcleo, supera la disponibilidad del mismo. Aún así y a pesar de estas adversidades, estamos dispuestos a planificar y desarrollar todas aquellas acciones que permitan el mantenimiento y vida de la Agrupación, abarcando aquellas tareas que mantengan la estructura asociativa y la ilusión entre los socios por la divulgación de la Astronomía al gran público, con los medios y las fuerzas con que contamos. De nada sirve plantearnos grandes proyectos para no cumplirlos, creando expectativas imposibles de alcanzar. Desde esta tribuna os pedimos a todos los socios, un poquito de vuestro tiempo libre para así liberar tareas, que permitan cumplirse los objetivos mínimos y ascender un peldaño más alto en la expansión y presencia más activa de la Agrupación en nuestra sociedad. Esperamos vuestra colaboración. Saludos Juan A. Somavilla

En portada: La luna de Saturno Hyperion fotografiada por la sonda Cassini durante un sobrevuelo cercano el 26 de septiembre de 2005. La sonda estaba a una distancia aproximada de 62.000 km de la superficie de la luna. La resolución de la imagen es de 362 m por pixel. NASA/JPL/Space Science Institute En contraportada: Fotografías del Eclipse anular del 3 de Octubre pasado,

Presidente de la AAV/BAE

Índice El efecto Pinhole Curso de Iniciación a la Astronomía (XIX) Plutón, el lejano planeta

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Efemérides 1º trimestre

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Observado el Sol

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El Eclipse anular de Sol desde Benavente

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Un reloj.... ¿de Sol?

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El Eclipse anular en fotos

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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

El Efecto Pinhole Eclipses de Sol, pintores y eclipses para niños Manu Arregi Biziola - Aranzadi Ikastola (Bergara)

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uando uno empezó hace ya muchos años en esto de la astronomía, tenía una serie de fechas marcadas en su particular calendario astronómico: el paso del Halley en el 86 (ya os dije que eran muchos años), el eclipse total "europeo" del 99 y el anular "español" de 2005. Una tras otra fueron llegando y quedando atrás. Y por fin llego la última de ellas: año 2005, 3 de octubre. Siempre pensé que los medios empezarían a hablar del asunto casi un año antes. Craso error. En realidad no lo hicieron hasta prácticamente el día antes. Uno también siempre creyó que todo el mundo estaría debidamente preparado para observar tan importante evento. Lo que sucedió en realidad es que en muchos colegios (incluso en Cataluña, probablemente la región con mayor tradición astronómica de España) no dejaron a los chavales ni salir al recreo, por evitar que miraran al sol sin protección. Un sobrino mío lo sufrió en sus propias carnes en un colegio de Valladolid. Fue convenientemente equipado con unas gafas para ver el eclipse, pero no le dejaron ni siquiera sacarlas, para evitar que se armara bulla al tener él gafas y el resto no. También fue de los que se quedaron sin patio ese día. Nunca hubiera pensado en aquellos lejanos años 80 que en 2005 algo así pudiera suceder en un país como el nuestro. Algo funciona realmente mal, tanto en nuestro sistema educativo, como en nuestra sociedad. Una pena, cuando es realmente sencillo observar un eclipse de sol sin ningún peligro. El método de proyección con unos prismáticos o, simplemente, el agenciarse unas gafas especiales aseguran disfrutar de los eclipses sin ningún contratiempo. Pero nada más sencillo, económico, sorprendente y divertido como observarlo aprovechando el efecto pinhole. 4

El efecto pinhole El efecto pinhole, que podríamos traducir como agujero (hole) de alfiler (pin) consiste en la formación de imágenes invertidas por la luz que atraviesa un orificio. Es la base física de la cámara oscura y por lo tanto de las cámaras fotográficas y de nuestro propio ojo, aunque en ambos casos participen lentes que enfocan la imagen (el cristalino en el caso de nuestro ojo y el objetivo en el caso de la cámara fotográfica). Existe una versión de la cámara oscura, llamada cámara estenopeica que sí utiliza única y exclusivamente el efecto pinhole para sacar fotos, pues no utiliza lente. El termino "pinhole" fue acuñado por el científico ingles David Brewster que trabajó en la fotografía estenopeica a mediados del siglo XIX. Un poco de historia La primera referencia al fenómeno parece ser un texto chino del siglo V a.C. donde el filósofo Mo Ti explica a la formación de una imagen invertida tras atravesar la luz un pequeño orificio, aunque probablemente fuera algo ya anteriormente conocido. Un siglo más tarde es Aristóteles quien se refiere al fenómeno, en su obra "Problemas". En ella comenta que los rayos de sol que atraviesan las hojas de un árbol dan lugar a múltiples "crecientes" du-

rante los eclipses solares. Y es el primero que utiliza el método que nos permitirá observar estos eclipses sin ningún riesgo. En su caso observa la formación de múltiples imágenes del eclipse utilizando un cedazo. También experimenta con la que quizá sea la primera cámara oscura de la que se tiene referencia, pues nos cuenta que si se hace un pequeño orificio en la pared de un cuarto oscuro, en la pared opuesta se obtienen imágenes invertidas del exterior. El fenómeno seria posteriormente "redescubierto" por Leonardo y utilizado por los artistas del renacimiento para trabajar la perspectiva. Pintarán imágenes del exterior en el interior de cámaras (habitaciones) oscuras. Es Kepler (1571-1630) quien acuña el término "cámara oscura" refiriéndose a estas habitaciones y es la raíz del termino cámara. Es por ello que llamamos hoy "cámaras fotográficas" a lo que en realidad son mas bien "cajas fotográficas" . Kepler diseñó incluso una cámara oscura portátil, que utilizó para pintar paisajes y realizar dibujos topográficos. Con aspecto de tienda de campaña cónica, una especie de periscopio giratorio y la ayuda de lentes y espejos le permitían proyectar la imagen sobre una mesa horizontal, sobre la que dibujaba cómodamente. Algo parecido a lo que podemos en-

Cámara oscura utilizada en pintura (1646). Todas las imágenes, cortesía del autor.

Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006 “Muchacha con sombrero rojo” y “Muchacha con flauta”

contrar en la cámara oscura de la Torre Tavira de Cádiz, donde un sistema similar permite proyectar sobre una pantalla cóncava las escenas del exterior. Esta se inspiró a su vez en un ingenio que muestra en el Museo del Castillo de Edimburgo. Si hubo un pintor que utilizó la cámara oscura con profusión, este fue el holandés Jan Vermeer (16361675). Vecino de Antonie van Leewenhoek (1632-1723), a quien se atribuye la invención del microscopio, fue quizá a través de él como Vermeer conoció la cámara oscura. Antonie fue incluso su albacea. Aunque no existe constancia escrita de que Vermeer la utilizara (lo cual da pie a un debate que aún hoy continua), en sus pinturas se aprecian numerosos detalles propios de la cámara oscura con lente. El tamaño de muchas de sus obras coincide con el tamaño del visor de las cámaras de la época (22x17 cm). Estos cuadros adolecen del problema de la profundidad de campo. Vermeer trabaja mucho en interiores y la falta de luz le hace necesariamente abrir el diafragma, lo cual da lugar a que el objeto principal del cuadro quede enfocado y el resto más difuminado. En "Muchacha con sombrero rojo" y en "Muchacha con flauta" por ejemplo, la cabeza de un león que adorna la silla, aparece fuera de foco (la misma silla y la misma modelo aparecen en ambos cuadros). Y las luces reflejadas adop-

tan la forma circular típica producto de las lentes. Canaletto y otros corregirían estos defectos, pero Vermeer opta por plasmar fidedignamente la imagen que el visor de su cámara le da. Con el uso de la cámara oscura surge además a un nuevo tipo de perspectiva más natural, la fotográfica, a la que estamos acostumbrados hoy pero era extraña en la época. Todo ello da a

sus obras un aire especial, algo que fascinó a Dalí Algunos autores atribuyen la invención de la cámara oscura a Leonardo. Pero como dijimos, ya Aristóteles se refiere a ella y posteriormente el matemático ára-

be Ibn Al-Haitan, mas conocido como Al-Hazem (965-1039), la estudiará con profundidad. El efecto pinhole en la Astronomía La primera referencia que tenemos de la utilización del efecto pinhole en la observación solar es la ya referida de Aristóteles. Al-Hazem, por su parte describió que "si hacemos pasar la luz del sol a través de un orificio circular durante un eclipse, la imagen tendrá forma de lúnula, resultando esta imagen más nítida cuanto menor sea este agujero". A partir del siglo XIII Roger Bacon (1214-1294), Guillaume de Saint-Cloud (1290) y otros observan los eclipses solares en el interior de cámaras oscuras, algo que en la época de Kepler era ya habitual. La primera ilustración de la observación de un eclipse por este método es de Reiner Gemma Frisius de un eclipse de 1544, desde Lovaina. Kepler calculó (erróneamente) un transito de Mercurio en 1607 y trató de observarlo mediante la cá-

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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

mara oscura. Intuyó una mancha oscura en el Sol que atribuyó al pequeño planeta. Era, probablemente, una mancha solar. La física del efecto pinhole Las cámaras oscuras que se utilizaron a partir del renacimiento disponen de lentes que permiten aumentar el orificio exterior y obtener así imágenes más luminosas. Pero aún así las imágenes esteno-

to de la refracción. En cuanto a la aberración esférica, la evitaríamos haciendo el orificio lo suficientemente pequeño. Si no las imágenes no nos quedarían tan nítidas. Otra ventaja más sería que todos los objetos que se plasman en la imagen están bien enfocados. Es decir, se pueden obtener imágenes de objetos prácticamente pegados al orificio. Esto da a las imágenes

distorsionaría la imagen. Tenemos afortunadamente cierto margen para aumentar el diámetro del agujero sin que la imagen empeore significativamente, obteniendo así imágenes más luminosas. Para una pantalla a un metro, el tamaño del orificio recomendado sería de 1 mm, obteniéndose imágenes del Sol de 1 cm de diámetro, aproximadamente. Existen diversas fórmulas para calcular el tamaño ideal del estenopo. Esta es la que nos propone Rayleigh:

d = 1,9 ⋅ λ ⋅ f

peicas tienen sus ventajas. En las cámaras estenopeicas, cámaras oscuras sin lentes, los rayos no sufren refracción, lo cual evita algunos de los inconvenientes de las cámaras convencionales (nos referiremos en aquí las imágenes obtenidas con las cámaras estenopeicas, pero será igualmente valido para toda imagen obtenida mediante el efecto pinhole). Como es evidente, no hay lugar a la aberración cromática, originada por la diferente desviación que sufren los diferentes colores al refractarse. También desaparece la aberración conocida como distorsión, que consiste en que las líneas rectas fuera de eje se curvan, también produc-

un aire extraño, poco habitual. La profundidad de campo es infinita y la distancia mínima de enfoque cero ¿Porque la imagen resulta invertida? Por pura y simple geometría. Los rayos de luz que reflejan los objetos viajan en línea recta y dan lugar, necesariamente, a la imagen inversa, tal y como se explica en el esquema. En teoría el orificio debe ser puntual, por lo que un único rayo de cada punto del objeto lo atraviesa, dando lugar a una imagen perfecta. En la práctica el orificio no puede ser tan pequeño como queramos, pues la difracción

donde λ es la longitud de onda (si tomamos el amarillo como media, 0,00055 mm), f la distancia entre el orificio y la pantalla y d su diametro. Observa el eclipse con una espumadera Como profesor que soy, anduve dándole vueltas a como observar el eclipse del 3 de octubre de 2005 con mis alumnos. Era obligado que cada uno tuviera unas gafas especiales, pero había que hacer algo más. Les pedimos que se trajeran prestada ese día la espumadera de casa, siempre que esta fuera de agujeros. Así lo hicieron y la verdad es que resulto realmente divertido. Fueron pintando a cada poco aquello que veían y pudieron seguir el eclipse en su totalidad. Para observar las imágenes correctamente (una por cada orificio), situaremos la espumadera cerca de la pantalla y la iremos alejando hasta la aparición de las inconfundibles lúnulas (si es que el eclipse ha comenzado ya). Las imágenes no son del todo nítidas, por ser los orificios demasiado grandes, aunque son suficientes para que todos disfruten de la experiencia y sigan el eclipse en su totalidad. No esta de más tener un árbol cerca y fijarse en la maravillosa cantidad de crecientes que se dibujan en los eclipses (que ya Aristóteles observó), e incluso hacer un circulo con los dedos, pues incluso así funciona el efecto pinhole. Sorprendente, económico y, sobre todo, … seguro.

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Curso de Iniciación a la Astronomía (XIX)

Plutón, el lejano planeta J. A. Somavilla - [email protected]

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on esta entrega completamos el repaso del Sistema Solar, a los grandes cuerpos dependientes de la atracción gravitatoria de nuestra estrella (Sol). Más allá de la órbita tan lejana de este planeta, se han descubierto recientemente cuerpos casi tan grandes como Plutón, los datos que se dispone de ellos nos están aún lo suficientemente cotejados como para determinar que estos, e incluido Plutón, pertenezcan al cinturón de Kuiper o al grupo llamado transneptunianos. En el aire está la "pelota” de este debate internacional entre los profesionales y aficionados, que entienden de una forma u otra el origen y evolución de esos grupos. No es propio de estos inicios, sumergirnos en desarrollar aquí el debate sobre la "inmortalidad del cangrejo macho", como yo llamo a esta acalorada discusión en la que están implicados prácticamente los astrónomos y la misma I.A.U. En tanto que ésta no decida resolver posicionándose sobre el tema, Plutón es nuestro noveno planeta y los planetoides de unos años atrás descubiertos seguirán siendo transplutonianos en mi humilde opinión. Al grano. El descubrimiento de Plutón, se produjo después de muchos años de conocer la existencia de Neptuno (1846), puesto que el estudio físico y orbital de este último exigía la seguridad y comprobación de su órbita alrededor del Sol.

do orbital es poco más de 2º, no estaba todavía bien definida en el tiempo.

Clyde Tombaugh daba a conocer a la comunidad internacional la noticia del descubrimiento.

Más tarde otro astrónomo llamado Charles Pickering también realizó varios estudios y cálculos sobre lo mismo que el anterior utilizando ambos las placas fotográficas, con el fin de registrar el cuerpo perturbador, pero también sin resultados positivos. Lo mismo le ocurrió al astrónomo aficionado Milton Humason que fue ayudante de Hubble en la búsqueda del Planeta X.

Este relato del descubrimiento, está basado en los archivos y crónicas oficiales de aquel tiempo que refleja muy someramente el camino que siguió la investigación planetaria para encontrar el objeto perturbador de la órbita neptuniana. Si se deseáis ahondar sobre el tema, en la biblioteca de la Agrupación encontraréis infinidad de datos históricos pormenorizados.

En 1929 el Observatorio de Lowel llamó a un astrónomo aficionado llamado Clyde Tombaugh para que continuara en la búsqueda del planeta esquivo, desde donde lo había dejado Milton Humason. Este joven astrónomo dedicó su esfuerzo a fotografiar la zona de la eclíptica de Gemini en el límite con Tauro. En Febrero de 1930 analizando las placas fotográficas realizadas a primeros de año, encontró un débil astro de casi la 15ª magnitud con leves desplazamientos en las cercanías de la estrella σ de la constelación de Gémini. Realizó exhaustivas comprobaciones con placas anteriores para evitar errores observando que en varias placas fotográficas realizadas por Humason también aparecía,con brillo muy debil, el planeta buscado. El 13 de Marzo de 1930

Bien, es momento después de 75 años de su descubrimiento exponer aquí unos pequeños datos físicos de este planeta, cual es su movimiento, donde se encuentra actualmente y algún dato último descubierto. Comienzo por indicar que la órbita de Plutón es la más excéntrica de todo el Sistema Solar. Ya sabéis que la excentricidad es un dato que expresa la extensión de la elipse que forma su órbita. Una órbita circular, su valor es 0 siendo la de la parábola 1. Pues bien, la de Plutón alcanza una medida de 0,249 lo que la pone a la cabeza de las excentricidades de todos los planetas (fig.1). Lo mismo ocurre con su inclinación orbital con respecto al plano de la eclíptica, que viene a ser de 17,14º superando a mercurio (7º) en más del doble.

A finales del siglo XIX llamó la atención de los astrónomos la pequeña perturbación orbital que sufría Neptuno. En 1905 el astrónomo Percival Lowel comenzó a calcular el posible cuerpo planetario responsable de las variaciones orbitales de Neptuno, sin mucho éxito dado que el avance de éste sobre la bóveda celeste en su recorri7

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El tiempo que transcurre cada órbita plutoniana es de unos 248,021 años terrestres, presentando su eje rotacional una inclinación de 119,6º. En comparación con la Tierra (23,45º) es una inclinación muy elevada de su ecuador con respecto al plano del Sistema Solar. El tiempo que tarda en realizar una rotación sobre su eje viene a ser de unos 6,39 días terrestres, dato conseguido por medio del análisis de su variabilidad lumínica. Después de muchos años de estudio se dio con su diámetro ecuatorial, aproximadamente de unos 2.320 Km. (+ - 1%) El planeta en su perihelio (el momento más cercano al Sol) que sucedió en Septiembre de 1989 se situó a unas 30,12 U.A (unidades astronómicas) de distancia y en su afelio (momento más alejado del Sol) ocurrido en Julio de 1866 llegó hasta las 49,83 U.A. Plutón posee un satélite casi tan grande como él, llamado Caronte con un diámetro de unos 1.190 Km. (+ - 2%), cuyo período orbital coincide con el de rotación de Plutón

Plutón y Caronte fotografiados por el HST el 21-2-94 cuando estaban a una distancia de 4.400 millones de km de la Tierra.

y en una órbita alejada de unos 18.000 Km. de radio. En Mayo de 2005, el Telescopio Espacial Hubble, descubre dos supuestas pequeñas lunas que orbitan más alejadas que Caronte, a unos 45.000 Km. de distancia del planeta principal. Estos datos están por confirmar, lo que aún aumentan las especulaciones de cómo fueron capturados y cual es el origen de este mini sistema del que hacía referencia al comienzo de la exposición. Debo recordaros, que algunos de los datos sobre todo, de los diámetros ecuatoriales y rotacionales en algunos autores no coinciden. Yo he procurado exponer los aceptados por la U.A.I (Unión Astronómica Internacional) que es la organización reguladora de toda la ciencia astronómica. En este año 2006 Plutón se sitúa a una distancia de unas 32 U.A (4.800 millones de Km.), brillando con una magnitud visual de 14 y alcanzando la 14,3 en los próximos 10 años. Su diámetro aparente alcanza los 0,13" de arco aproximadamente. Su lento caminar por la bóveda celeste nos indica que cada año terrestre avanza poco más de 1º, lo que supone la estancia en cada constelación de entre 26 y 30 años. En el curso de 2006 se encuentra muy próximo a la estrella ξ (xi) de la constelación Serpentis. Hay que entender que un astro de la magnitud 14 adquiere el aspecto estelar y por tanto su brillo muy apagado puede confundirse en el campo de estrellitas que le rodean. Conociendo la

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Dr. R. Albrecht, ESA/ESO Space Telescope European Coordinating Facility; NASA

Plutón en su recorrido orbital alrededor del Sol atraviesa curiosamente la órbita de Neptuno, pero sin peligro de colisión con éste. Me explico, en los orígenes de su captura orbital solar, se instaló en una resonancia estable con respecto a Neptuno de 3:2, que quiere decir que, en tanto que Neptuno realiza 3 órbitas en torno al Sol, Plutón culmina 2 órbitas, evitando que éste último se acerque a Neptuno a menos de 2.750 millones de Km.

zona donde se halla y ayudados con una carta estelar bien definida y apoyados con un telescopio de 200mm. de diámetro o superiores podremos intentar observarle a bajos aumentos. Una vez localizado podremos subir los aumentos con lo que reduciremos y oscureceremos el campo a observar, ganando el contraste que se da entre el fondo y el puntito de luz de un color amarillento con el que se nos presenta Plutón ante nuestros ojos. He de anotar que es imprescindible realizar el seguimiento motorizado para no perderle de vista. Teniendo en cuenta su bajo brillo, si deseamos registrarle fotográficamente deberemos utilizar una película fotográfica de 400 Asa en adelante y exposiciones superiores a los 7 minutos utilizando la fotografía analógica. Para registrarle digitalmente debemos usar cámaras de alta sensibilidad del chip detector que sean capaces de detectar hasta la 15º magnitud. Realizando un seguimiento de registro durante un mes y tomando registros espaciados de una semana se podrá apreciar su desplazamiento entre las estrellas que le rodean. Bueno amigos, aquí termina con esta entrega, mi humilde exposición sobre nuestro Sistema Solar y mi deseo mayor es que estos sencillos repasos por los Planetas os hallan servido de trampolín para lanzaros a mayores conocimientos que os esperan en el mundode esta nuestra, tan querida Astronomía. Continuaré con vosotros y con otros temas de esta apasionante aventura en nuestro-vuestro GALILEO, y como siempre de-seándoos noches despejadas y tiempo para no perdérnoslas, nos vemos dentro de tres Lunas. Saludos astronómicos.

Betea/llena

hilgora/creciente

Barria/nueva

hilbera/menguante

Leyenda:

CALENDARIO DE OBSERVACIONES PÚBLICAS EN 2006

Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

Efemérides Planetarias 1.º Trimestre 2006

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Galileo N.º 30 - AñoIX - 1.er Trimestre de 2006

Satélites Galileanos 1.º Trimestre 2006

Fotografías obtenidas del NSSDC Photo Gallery

Ene

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Europa

Ganímides

Calixto

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Ocultaciones Lunares Desde Bilbao este trimestre F: L: XZ:

Tipo de fenómeno ("R" reaparición, "D" desaparición, "G" rasante, "M" Rasante distante al lugar de observación) Limbo donde se produce el fenónemo (D: oscuro B: Iluminado) Número de la estrella en el catálogo zodiacal

Mag.: A.R., Dec.: K: A.P.:

Magnitud de la estrella Coordenadas ecuatoriales de la estrella % Iluminado de la Luna Ángulo de Posición

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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

Efemérides 3.º Trimestre 2005 D

D Enero

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Luna en el perigeo Neptuno a 3,8º N de la Luna La Tierra en el perihelio Máximo de las Cuadrántidas Urano a 1,9º N de la Luna Luna en cuarto Creciente Marte a 1,3º S de la Luna Venus en conjunción inferior Pollux a 1,9º N de la Luna Luna llena Saturno a 3,6º S de la Luna Regulus a 2,6º S de la Luna

1 3 4 5 5 6 10 11 13 13 14 14

Mercurio a 1,8º S de Neptuno Venus estacionario OBSERVICIÓN PÚBLICA Luna en cuarto creciente Marte a 2,1º S de la Luna Neptuno en conjunción Pollux a 1,8º S de la Luna Saturno a 3,6º S de la Luna Luna llena Regulus a 2,5º S de la Luna Luna en el apogeo Mercurio a 0,0º N de Urano

17 Luna en el apogeo 21 Spica a 0,6º de la Luna 22 Luna en cuarto menguante 23 Júpiter a 4,4º N de la Luna 25 La Luna oculta a Antares 26 Mercurio en conjunción superior 27 Saturno en oposición 29 Luna nueva 29 Mercurio a 2º N de la Luna 30 Neptuno a 3,7º de la Luna 30 Luna en el perigeo 31 Urano a 1,6º N de la Luna Febrero 18 20 21 21 24 26 27 28 28

Spica a 0,4º S de la Luna Júpiter a 4,8º N de la Luna Luna en cuarto creciente Antares a 0,2º N de la Luna Máxima elongación E de Mercurio (18º) Neptuno a 3,6º N de la Luna Luna en el perigeo Luna nueva Urano a 1,4º N de la Luna

Marzo 1 1 2 4 5 6 6 9 10 12 12 13

Mercurio a 3,3º N de la Luna Urano en conjunción Mercurio estacionario OBSERVACIÓN PÚBLICA Júpiter estacionario Marte a 2,9º S de la Luna Luna en cuarto creciente Pólux a 1,7º N de la Luna Saturno a 3,8º S de la Luna Mercurio en conjunción inferior Regulus a 2,5º S de la Luna Luna en el apogeo

15 Luna llena (Eclipse penumbral de Luna) 17 Spica a 0,3º S de la Luna 19 Júpiter a 4,9º N de la Luna 20 Equinoccio de primavera 21 Antares a 0,2º N de la Luna 22 Luna en cuarto menguante 25 Máxima elongación O de Venus (47º) 26 Neptuno a 3,5º N de la Luna 27 Mercurio a 2,0º N de la Luna 29 Luna Nueva (Eclipse total de Sol, parcial desde Europa

ALGUNOS CONSEJOS

Bilbao - Lat. 43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m ENERO 21:00 h. T.U. FEBRERO 20:00 h. T.U MARZO 19:00 h. T.U.

Para observar el firmamento y en especial los objetos de cielo profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias) debemos buscar siempre un lugar lo más oscuro posible, alejado de la contaminación luminica de las ciudades. Veremos más estrellas si acostumbramos a nuestra vista a la oscuridad. Esto se consigue después de 15 minutos, aproximadamente. También necesitaremos, para ver la carta celeste, una linterna recubierta con celofán rojo, o cualquier otro sistema que nos filtre gran parte de la luz de la linterna para que no deslumbre. Finalmente buscaremos noches sin Luna para este tipo de observaciones y llevaremos ropa de abrigo adecuada. Boletín patrocinado por:

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Observando el Sol Emilio Martínez - [email protected]

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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006

JULIO 05 - máx. 117 - día 5 Llegan las vacaciones y la posibilidad de dedicar más tiempo a las observaciones del Sol , consecuencia de ello el alcanzar el 100% de días de observación, para conseguirlo, no viene mal trasladar el instrumental con nosotros. Durante este mes y en su primera semana se alcanzan niveles elevados del índice Wolf, con abundancia de grupos de todos los tipos, para a partir de la segunda mitad de la primera quincena disminuir paulatinamente hasta alcanzar el valor de W=0 durante seis días, algo que no sucedía hace bastante tiempo, y a partir de aquí empezar una nueva recuperación de los valores del índice.

AGOSTO 05 - máx. 64 - día 2 Continúa la recuperación, hasta el día del máximo , para a continuación ir a una actividad de valores medios algo que podemos considerar normal, en las ondas suaves que a estas alturas del ciclo de once años se suelen dar, entre las sucesivas apariciones de épocas con valores W=0. Alcanzando en este mes un nivel de días observados del 97 %.

SEPTIEMBRE 05 - máx. 45 - día 11 Este mes se caracteriza por la escasa actividad media, cercana a W= 21 siendo este nivel casi el mas pequeño de los cercanos al mínimo, con lo cual nos podemos situar en una situación preparatoria del mínimo absoluto, veremos que nos deparan los próximos meses, lo único destacable además de lo anteriormente indicado es la aparición a mediados de mes de una mancha bastante grande que alcanza un número de 25 poros lo que permite al máximo alcanzar valores medios.

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El Eclipse Anular del 3 de octubre desde Benavente (Zamora) Jesús Conde

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ara la observación del eclipse de sol del 3 de octubre de 2005 me desplacé hasta la provincia de Zamora, una de las zonas recorridas por el cono de sombra, y dentro de ella la zona de Benavente, en la franja norte para poder observar de forma rasante tal fenómeno y tener la posibilidad de fotografiar las famosas perlas de Bailly. A primera hora de la mañana, despejada pero fría (4,4º) me dirigí desde Benavente hasta el lugar de observación situado a unos 12 kilómetros en Pobladura del Valle, última localidad de Zamora en dirección norte por la N-VI antes de entrar en la provincia de León. Las coordenadas del lugar son: 42º 08m latitud y 05h 45m de longitud, y su altura de 735 metros sobre el nivel del mar. Una vez instalado el material en las afueras del pueblo, sobre una zona de bodegas, comienzo la observación sobre las 7h TU. Intercalando las que hago a simple vis-

ta con las efectuadas a través del telescopio y la toma de lecturas de temperatura y humedad según avanzaba el fenómeno. Como principales detalles a destacar, los siguientes: Fuerte disminución de la luminosidad poco antes, durante, y poco después de la totalidad, el mundo animal en esta zona siguió con su actividad normal, insectos, pájaros etc. Incluso en la grabación digital del fenómeno, se oye de fondo (a parte del ruido de coches y camiones por la N-VI) el canto de pequeños pájaros. La temperatura bajó grado y medio y la humedad aumentó un 10% en dicho intervalo. Material utilizado: Telescopio reflector Mizar 100 F/6 con filtro mylar Baader + Ocular K-25mm. Cámara fotográfica Ricoh + Barlow x 2, film Fujicolor-Superia 100.

Cámara Olympus OM-1 +catadrióptico Samyang con filtro mylar Baader + barlow x 2 +barlow x 2 sobre trípode, film fujicolor-superia 100 y film fujicolor 400. Videocámara digital JVC modelo GR-D21. Cámaras digitales Kodak CX6200 y Genius 3.1. Material gráfico obtenido: Casi dos horas de filmación digital del fenómeno, 45 tomas con cámara digital, 34 tomas con película gráfica a través del telescopio reflector, 19 tomas con película gráfica con cámara Olympus OM-1 y teleobjetivo Samyang, (f-500, F/8)+Barlow x2 y 25 lecturas de temperatura y humedad. Tiempos de los contactos

Primer contacto: Segundo contacto: Máximo: Tercer contacto: Contacto final:

07h 41m 18s 08h 56m 11s 08h 56m 44s 08h 58m 16s 10h 20m 50s

14 12

TEMPERATURA

10 8

TEMP HUM

6 4 2

9: 03 9: 35 10 :0 0 10 :1 1 10 :2 1 10 :3 6 10 :4 4 11 :0 2 11 :3 0 11 :4 4 12 :0 8 12 :1 8 12 :3 0

0

HORA 16

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Izquierda y arriba: Fotogramas extraidos dela grabación con cámara de vídeo digital donde se aprecian las perlas de Bailly en el 3º contacto ocurrido a las 8h 58m TU.

Fotografía obtenida a las 8h 54m TU. Fuji Superia 100, cámara Ricoh KR-5 a través del telescopio reflector de 100 Ø + barlow x2 y ocular k-25mm. Arriba dcha: Fotografía obtenida a través de un filtro inactínico. Izquierda: Efecto Pinhole producido al atravesar la luz unos arbustos.

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Un reloj... ¿de Sol? Carmelo Fernandez y Esteban Esteban

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n el número anterior de Galileo aparecía un artículo sobre un reloj solar muy poco convencional donde, gracias a la fibra óptica, la lectura de la hora se hacía de una manera similar a los relojes habituales. Siguiendo esa línea y rizando el rizo se describe aquí un artilugio aún más sorprendente. Al observar el instrumento de la imagen adjunta (Figura 1) todo el mundo estaría de acuerdo en que se trata de un clásico reloj con sus dos agujas, horaria y minutero. Si un día soleado lo observamos durante un tiempo admitiremos que funciona perfectamente a pesar de su aspecto artesanal y los materiales con los que se ha elaborado como madera, cartón o vastos engranajes de plástico. Quizás si lo miramos al cabo de unos días nos extrañe su exactitud; que a pesar del aspecto poco fiable de montaje casero no se haya adelantado ni atrasado. Pero si seguimos observándolo de vez en cuando notaremos algunas particularidades extrañas como que si lo cambiamos de orientación nos da una hora incorrecta, si se nubla el reloj se para; si al cabo de un tiempo el Sol vuelve a sa-

Figura 2

lir, sorprendentemente se actualiza solo y sigue su marcha, y de noche permanecerá parado aunque podemos hacer que marque cualquier hora si lo enfocamos con una linterna, y todo ello no impedirá que al día siguiente siga funcionando, sin haberlo tocado siquiera.

Figura 1

¡Extraño comportamiento, igualito que nuestros relojes de sol! Está claro que tanto la elaboración del aparato como su aspecto tienen muy poco que ver con la gnomónica clásica. Sin embargo funciona utilizando la posición del Sol, hay que orientarlo igual que los relojes solares para que funcione correctamente, la posición del eje del elemento clave debe ser idéntica a la de un gnomon, y comparte con los relojes solares

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las ventajas e inconvenientes que se han mencionado. El artilugio consta de dos partes fundamentales; por un lado un sistema electrónico-mecánico que basándose en la posición del Sol es capaz de orientar un elemento hacia esa dirección, y por otra parte un sistema de engranajes que utilizando la orientación de dicho elemento sitúa las dos agujas del reloj para que indiquen la hora. El funcionamiento de ambos sistemas hace que a medida que el sol va cambiando de posición según va pasando el tiempo las dos agujas se vayan moviendo de la misma manera que las de un reloj convencional. Sistema electrónico Sobre un eje paralelo al eje terrestre, igual que un gnomon clásico, gira un cartón o placa a cuyos lados se han colocado dos resistencias fotosensibles LDR como se ve en los gráficos en planta (antes de inclinarlo) y alzado (ya inclinado) (Figura 2).

Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006 Figura 3 Esquema obtenido de la revista ELEKTOR.

Estas resistencias tienen la propiedad de variar su valor dependiendo de la cantidad de luz que las ilumina y esta propiedad es utilizada por el circuito electrónico que ha sido realizado por Carmelo Fernández (Figura 3). En este circuito se utiliza un comparador que mantiene el dispositivo en reposo mientras las dos LDRs estén sometidas a la misma iluminación. Cuando una de las dos LDR recibe más luz que la otra se produce una corriente eléctrica en un sentido u otro según cual sea la más iluminada.

unas pilas, que podrían sustituirse por unas placas fotovoltaicas acopladas al sistema que las mantendría orientadas al Sol para una mayor eficiencia. Agujas horarias y sistema mecánico A partir de la posición de la placa, con un sistema de engranajes se colocan las dos agujas de ma nera que se muevan adecuada-

Si se coloca un motor que utilizando esa corriente haga girar a la placa que contiene las resistencias, éste motor hará que dicha placa se oriente al Sol. Esto es así porque en cualquier otra posición una de las resistencias estará en la sombra producida por la placa (1), y el circuito generará energía que utilizará el motor para hacer girar la placa hasta que salga de la sombra y las dos estén iluminadas cuando la placa quede dirigida hacia el sol, momento en que se parará (2).

Figura 4

Cuando un poco después, debido al movimiento del sol, la sombra vuelva a incidir sobre la LDR (3) el circuito vuelve a producir energía, se activa nuevamente el motor y vuelve a moverse la placa (Figura 4). Al circuito electrónico hay que suministrarle energía eléctrica (corriente continua de unos 6 voltios) con un pequeño transformador o 19

Figura 5

mente. La aguja horaria deberá moverse un ángulo doble que la placa para utilizar el sistema convencional de esfera de 12 horas que hay en nuestros relojes, cada hora 30º, mientras que el sol se mueve 15º en una hora. Lo más sencillo sería unir el eje de la placa con el eje de la aguja horaria (ambos ejes provistos de engranajes idénticos) utilizando un multiplicador con dos engranajes solidarios, uno con doble número de dientes que el otro, de manera que el eje de la placa transmitiera el giro a velocidad duplicada al eje de la aguja horaria, o bien, según la opción B, que el engranaje del eje de la placa tuviese el doble número de dientes que el de la aguja horaria y se uniesen directamente (Figura 5). En nuestro modelo se ha preferido que el motor haga girar directamente la aguja horaria y ésta mediante el sistema descrito, que en este caso actuaría de reductora que siempre es más eficiente que la multiplicadora, haga girar la placa

Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006 Figura 6

a la mitad de velocidad. También se ha optado por la opción A, aparentemente más complicada, por problemas de disposición de los engranajes adecuados que además se ajusten a las necesidades de relación con el minutero. El minutero debe moverse a una velocidad 12 veces mayor que el horario, y esto se puede conseguir con otra reductora de varios engranajes o, como en nuestro caso, utilizando un tornillo sinfín. El motor mueve simultáneamente el tornillo sinfín y el cambiador de ángulo de 90º. El primero hace girar el engranaje del horario y en el segundo se acopla la transmisión del minutero, con lo que si utilizamos para el horario un engranaje de 12 dientes acoplado al sinfín, conseguimos que la velocidad del minutero sea 12 veces mayor que la del horario ya que por cada vuelta del eje del motor el minutero da una vuelta y Figura 7

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el horario 1/12 de vuelta (un diente de su engranaje) (Figura 6). Los distintos elementos se han distribuido en tres niveles: en la parte superior que queda a la vista la esfera con las agujas. En la parte central está todo el mecanismo y en la parte inferior la placa con los LDR. Este elemento se ha separado del resto para que no haya problemas con el cable que debe tener libertad de movimiento y no encontrar obstáculos. El eje de la placa pasa del nivel inferior al central y los ejes de las agujas del nivel central al superior. El circuito electrónico se ha colocado en una esquina de la parte inferior, aunque por su pequeño tamaño puede estar en cualquier lugar (Figura 7). Funcionamiento del reloj Inicialmente se ajustan las agujas por ejemplo de manera que cuando la placa esté dirigida al sur marquen las 12 en punto si que-

remos obtener hora solar verdadera. Se coloca el reloj orientado Norte -Sur como todo reloj solar, y el eje en que gira la placa con las LDR con la inclinación de la latitud. En cuanto reciba la luz del sol el sistema electrónico producirá una corriente que hará moverse rápidamente las agujas a la vez que va girando la placa con las LDR hasta dejarla orientada al Sol, momento en el que las agujas indicarán la hora correcta y se detendrán momentáneamente. Al cabo de unos segundos (más o menos según la longitud de la placa) la sombra de la placa incidirá sobre una de las LDR lo que hará que vuelva a activarse el motor, se actualice la hora y la placa vuelva a orientarse al sol. No es necesario que la sombra cubra toda la superficie de la LDR para activar el sistema, sino solamente una pequeña porción de la misma. Por ello si se colocan los elementos mecánicos libres de mucho rozamiento, puede observarse el avance del minutero poco a poco, como en los relojes mecánicos o eléctricos. Como se ha mencionado al principio sufrirá todas las vicisitudes de un reloj solar si el sol se nubla. Al final del día se parará, o si hay alguna iluminación artificial aunque sea débil girará hacia ella, pero cuando al día siguiente empiece a recibir luz del sol automática y rápidamente se pone en hora y sigue funcionando. Como la posición de partida de las agujas podemos colocarla como queramos, y debido a su aspecto, puede parecernos más adecuado que indique hora civil en vez de hora solar verdadera. Evidentemente solo es necesario, una vez bien orientado, mover las manecillas a mano para que coincidan con nuestro reloj de pulsera. Deberemos realizar los dos cambios horarios anuales de la manera habitual y corregir periódicamente, por ejemplo cada semana, los minutos de variación en la ecuación del tiempo.

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El Eclipse anular en fotos

¡Objetivo cumplido!

Las imágenes están tomadas en Arquillinos (Zamora). Los integrantes de la expedición fueron: Virginia, Mikel, Marcial y Ander. Más imágenes en: http://www.gautxori.com/sistema_solar/sol/eclipse20051003/index.html

Isabel, Cruz, Carmen, Alex,

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Secuencia fotográfica obtenida con una cámara digital sin variar los parámetros de exposición. Se puede apreciar la variación de la intensidad luminosa ambiental durante el eclipse anular. Autor: Román Almela Lugar: Madrid

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GALILEO Boletín Astronómico Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaina / Bizkaiko Astronomi Elkartea - AAV/BAE Locales del Dpto. de Cultura de la D.F.V. - B.F.A. C/. Iparraguirre 46, 5.º, Dpto. 4 - 48012 Bilbao [email protected] • http://www.aavbae.net GALILEO en Internet: http://www.aavbae.net/boletín.php

Luken desde Muzkiz

José Félix desde Bilbao

Emilio desde Zamora