Noo 14 4erer trimestre 2.000 Año IV

Telescopios: repasando fundamentos Taller: Luchando contra el rocio Astrofotografía con Webcams Cuarta entrega del curso de iniciación a la Astronomía

D ID A C LI B U P Galileo 14 pág 2

GALILEO

BREVES · INTERNET · ASTRONOMÍA · ASTRONAUTICA

No 14

DEL BOLETÍN DE LA AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINA BIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA

Sede: Horario: correo-e: pág.web: Portada: Edicion:

Locales del Departamento de Cultura de la Diputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia. c/ Iparragirre 46, 5º Dpto. 4. 48012 Bilbao Todos los martes de 19:30 a 21:30 h. [email protected] http://www.aavbae.net Nebulosas Trifida y Laguna. Mikel Berrocal Mikel Berrocal, Ander Aizpuru Dep.Legal:BI-420-92

Colaboran en este número

Ander Aizpuru Carmelo Fernández Francisco Violat

Juan A. Somavilla Emilo Martínez Marcial Vecilla

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. Queda prohibida la reproducción total o parcial de cualquier información gráfica o escrita por cualquier medio sin permiso expreso de la AAVBAE. ” AAV-BAE 2.000

ÍNDICE DEL N 14 4O TRIMESTRE 2000 O

Pág Noticias breves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Los Caminos del Firmamento . . . . . . . . . . . . . . .4 Taller: La lucha contra el rocío . . . . . . . . . . . . . .7 Iniciación a la Astronomía (4) . . . . . . . . . . . . . . .8 Telescopios: Repasando fundamentos (y2) . . . .12 Astronomía con WebCam . . . . . . . . . . . . . . . . .14 Un día en Calar Alto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .18 Observando el Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .20 El Sol este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .21 Efemérides planetarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22 El Cielo este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . .23 Ocultaciones lunares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .26 Galería de imágenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .27

ASTRONOMOS DE LA U.P.V. OBSERVAN JUPITER A TRAVÉS DEL TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE. Astrónomos de la Universidad del País Vasco -dos de ellos miembros de la Agrupación Astronómica Vizcaina- en colaboración con el J.P.L., realizaron observaciones de Júpiter, utilizando para ello el Telescopio Espacial Hubble. La observación se realizó el 2 de septiembre de este año y el objetivo de la misma fue analizar la unión de dos anticiclones de la atmósfera jupiterina en uno mayor en 1998, suceso que se repitió en marzo de este año. Se trataba de conseguir el máximo posible de información sobre la dinámica, textura interna, morfología de las nubes y estructura vertical del nuevo vórtice y areas cercanas, a fin de comprender mejor el comportamiento de los vórtices anticiclónicos y de la estructura de su atmósfera interior. Para ello el equipo de investigadores vascos tomaron imágenes en 4 bandas del espectro durante dos órbitas del planeta separadas entre sí 10 órbitas, utilizando la Wide Field Planetary Camera 2(WFPC-2). Más información: http://www.stsci.edu/apsb/doc/pep/public-proposals/8871.prop e LA AAV EN LOS MEDIOS DE COMUNICACIÓN A propósito de las “Lágrimas de San Lorenzo”, es decir, para nosotros las Perseidas, los medios de comunicación se pusieron en contacto con la Agrupación para recabar información sobre el evento. Así, la segunda semana de agosto se realizaron entrevistas con socios de la AAV en televisión (Canal Bizkaia) y radio (Radio Popular y Cadena COPE) donde se explicó la naturaleza de las lluvias de meteoritos y las formas de observarlas. De paso aprovechamos para llamar la atención sobre el tema que tanto nos viene preocupando: la contaminación lumínica. Esperemos que el grado de concienciación de los ciudadanos y las instituciones nos lleve a la adopción de medidas que conduzcan a la erradicación de esta lacra.e EL COMETA LINEAR SE DESINTEGRÓ El cometa Linear C/1999 S4, del que se esperaba un aumento de magnitud suficiente como para poder ser observado a simple vista, finalemte se fragmentó en su acercamiento al Sol, con lo que desaparecen las posibilidades de repertir observaciones como las del Hyakutake o HaleBopp. La fragmentación fue observada desde el I.A.C. por Mark Kigder el 23 de julio, y cuyo seguimiento fue dificultado en extremo por el grave incendio forestal que provocó el desalojo de las instalaciones del IAC. e NUEVA DIRECCIÓN DE LA AAV-BAE EN INTERNET Se ha registrado el dominio de Internet “AAVBAE”, por lo que ahora se puede acceder a la página en la dirección http://www.aavbae.net. La dirección antigua sigue siendo válida. Los socios que quieran obtener una dirección de correo de la agrupacion, (nombre @aavbae.net) pueden hacerlo en la Secretaría de la Agrupación, o solicitarlo a la dirección de e-mail: [email protected] e

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e Divulgación Los Caminos del Firmamento URSA MINOR y DRACO

S

Marcial Vecilla

e acaban las cortas noches del estio y comienza el otoño, la magia de nuevas constelaciones nos está esperando en el cielo estrellado. En este número nos ocuparemos de dos constelaciones circumpolares, Ursa Minor (La Osa Menor) y Draco (El Dragón).

URSA MINOR (La Osa Menor) La hermana pequeña de la Osa Mayor, con un gran parecido a esta, en los países de habla inglesa se la reconoce popularmente como “Little Dipper” cazo pequeño, y en nuestro país como “El Carro Pequeño”.

cia las dos estrellas del extremo de la Osa Mayor, las brillantes estrellas Dubhe (D UMa) y Merak (E UMa), también conocidas como “pointers”, indicadores, del Polo Norte. Alineando estas dos estrellas y prolongando la distancia entre ambas una cinco veces, nos llevará hasta la Polaris.

Viajaremos a través de estas dos constelaciones, siempre visibles en nuestra latitud, desvelando parte de los secretos y curiosidades que esconden.

El astro más brillante de la Osa Menor D UMi (Estrella Polar o Polaris) indica el punto donde parece girar la bóveda celeste. Se llega hasta ella tomando como referen-

D UMi (Polaris) dista del Polo Norte celeste casi 50’ de arco, su magnitud varía entre 1.96 y 2.05 m en periodo de 3 días y 23 horas, se encuentra a unos 300 a.l. y es

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Representación de la Osa Menor y el Dragón, segun Hevelius, siglo XVII

unas cincuenta veces más grande que el Sol, con una luminosidad 2000 veces mayor que este, si se situara en el lugar del Sol engulliría a la órbita de Mercurio y rozaría hasta la órbita de Venus. Es un astro pulsante y pertenece al tipo de estrellas conocidas como Cefeidas, es decir que su superficie fotosférica se eleva ritmicamente con una velocidad máxima de 2.7 km/s, variando su tipo espectral de F9 a F7. La Polar forma parte un sistema triple, una de las compañeras solamente es visible por medios espectroscópicos. La otra, de novena magnitud, se puede observar con instrumentos con una apertura de por lo menos 70 mm. y con una potencia de 100 a 150 aumentos, se requiere unas condiciones atmosféricas buenas para poder separar ambos componen-

tes, Polaris B, como se conoce a la compañera visible, es de tipo espectral B, de color blanco-azulado y con unas dimensiones un poco más grandes que el Sol. Su movimiento alrededor de la estrella principal es extremadamente lento, tardando 7.200 años en rodearla. La distancia de La Polar al Polo Norte celeste no es constante, en la actualidad parece acercarse aparentemente a este, hasta el año 2115. Las fuerzas gravitatorias de la Luna, del Sol y de los planetas producen en el eje terrestre un movimiento de peonza, conocido como precesión que tiene una duración de 25.000 años, por causa de este movimiento la estrella Polar se verá desplazada de las cercanías del norte celeste. Por lo tanto, nuestros descendientes dentro de 8.000 años conocerán como esGalileo 14 pág 5

trella Polar a D Cygni (Deneb), y dentro de 12.000 años será la brillante D Lyrae (Vega) La estrella E UMi (Kochab), conocida por los árabes como Al Na’ir al Farkadian (el más luminoso de los dos terneros, haciendo referencia también a J UMi), tuvo la suerte de hacer de estrella Polar en la anterior vuelta del eje terrestre. De 2.2 m y de color amarilloanaranjado esta situada a una distancia de 100 a.l., su vecina J UMi (Pherkad), conocida por los árabes como Alifa al Farkadian, que quiere decir el más débil de los dos terneros, de 3.1 m, es 300 veces más luminosa que el Sol, situada a 270 a.l., es un astro muy caliente de color blanco-azulado y con una variación de su luminosidad de un 10% en ciclos de 21 días. Por último mencionar la estrella RR UMi, una variable roja que os-

cila entre la 4.5 y 5.1 m, se la puede encontrar prolongando una distancia igual a la línea que une K y J. DRACO (El Dragón) Esta constelación envuelve a la Osa Menor, parece como si la estuviera protegiendo y guardando a ésta en su condición de marcadora del polo norte celeste. Un reguero de estrellas diseminadas por un área de 1.083 grados cuadrados. El nombre de la constelación recuerda al mítico monstruo que guardaba las manzanas de oro del fabuloso jardín de las Espérides y que fue abatido por Hércules. De todas las estrellas que se encuentran en esta constelación solamente ocho superan la 4.ª magnitud. D Dra conocida desde tiempos de los árabes con el nombre de Thuban (las fauces del Dragón), Bayer asignó a esta estrella la magnitud 2, como el astro más luminoso de la constelación, hoy no llega más que a la 3.6 m y su hegemonía como estrella principal ha sido desbancada por J Dra de 2.4 m. en el año 3500 antes de Jesucristo esta estrella ocupaba el lugar de la estrella Polar, señalando el norte celeste. La estrella E Dra (Rastaban) situada al oeste de J Dra forma la punta de la lengua del Dragón, de tipo espectral similar al Sol con un color amarillo-anaranjado, es de

2.8 m y tiene una compañera de 14 m. J Dra (Eltanin, la cabeza del Dragón) representa el ojo y es la estrella más brillante. En la antigüedad fue un astro importante de culto por parte de los egipcios que la consideraban la imagen de Isis, tiene una magnitud de 2.42 y está situada a 150 a.l. G Dra de 2.2 m, es una estrella anaranjada cuya luz tarda 110 años en llegar hasta nosotros. K Dra es un astro más brillante que DDra, de tipo solar a 75 a.l. de nosotros y de 2.7 m., forma un sistema binario con una compañera de 8,8 m. a 6’’ de la principal, posiblemente una enana roja, esta pareja es perfectamente visible por telescopios con una abertura no inferior a 80 mm. Z Dra, sistema triple, las componentes principales son de una magnitud poco mayor de 5, es un sistema fácil para observar con un pequeño catalejo, ambos son de color blanco con una separación angular de 62’’ y separados una distancia de 2.300 U.A., a su vez una de las dos componentes es doble, con un periodo de 32 días y 12 minutos. Todo el sistema dista del Sol 120 a.l. La constelación del Dragón consta de varias estrellas variables, cabe destacar RY de color rojo y que oscila de forma irregular entre la

A L F A B E T O

sexta y octava magnitud en 170 días. TW variable en eclipse tipo Algol formada por un astro gigante blanco al que compaña una enana roja que gira a su alrededor y que oculta parcialmente cada 2 días y 20 horas, sus fluctuaciones se pueden seguir fácilmente con un telescopio de 80 mm. de abertura. Empleando un instrumento de 80 mm. de abertura y 50-100 aumentos podemos observar a NGC 6543, se trata de una nebulosa planetaria, en cuyo centro se encuentra una estrella de 10 m de tipo O, con una temperatura de 35.000º C y cuya luminosidad es 100 veces la solar. La estrella a perdió parte de su envoltura gaseosa y esta se encuentra a 3 a.l. de la estrella. Dentro del mismo campo, si observamos con pocos aumentos, podemos ver también una galaxia de 10 m, NGC 6503, de tipo espiral alargada. Varios objetos se quedan en el tintero por quedar lejos del instrumental empleado por los aficionados. Esta ha sido una pequeña reseña de lo que podemos observar en estas dos constelaciones, que sin duda reconfortarán al observador al contemplarlas. Para finalizar, adjunto al final del artículo el alfabeto griego, para que os familiariceis con el. Nos vemos en el próximo número de Galileo, hasta la vista.

G R I E G O

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R

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H

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P

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Sigma

Z

Omega

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e Taller La lucha contra el rocío Carmelo Fernandez Amezaga El rocio, ventiladores y SchmidtCassegrain

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i n duda la AAV es la agrupacion con más moral, al menos a título de los que nos gustan las observaciones.

Una de las pocas observaciones medianamente decentes de este año recuerdo que fue allá por enero en Orduña: !no había nubes! ni Luna, y además coincidió en sábado,

pero eso sí, nos cayó un rocío casi como sirimiri y se quedó pegad la escarcha en los coches (había varios grados bajo cero). Al menos conseguí la mejor temperatura en mi CCD COOKBOOK, llegando hasta los -17ºC. Por anteriores artículos de esta revista todos sabemos cual es la causa de qué se deposite la humedad en donde más molesta:

Nuestro telescopio irradia infrarrojos al cielo sin nubes, se queda más frio que el ambiente y la humedad se licúa delante del objetivo. Si calentamos el telescopio, necesitaremos mucha energía , consumo que probablemente acusarían nuestras baterias. Por otro lado, la cobertura ha resultado ser ineficaz en estos ambientes tan humedos. La solución más eficaz y cómoda es la que pasaré a describir ahora: Cogemos un ventilador de un microprocesador de PC. Le pegamos un imán de armario y la chapita del imán la pegamos en el secundario del telescopio. Resultado, el aire circulará a través de la lámina de cierre del objetivo igualando su temperatura a la del ambiente y manteniendola completamente seca. Si nos atenemos a las estadísticas, aproximadamente la mitad de las noches de observación se abortan por culpa del rocío. Los que tengan un refractor siempre pueden optar por el sistema de las resistencias, pues el tamaño del objetivo es menor, o bien introducir aire con un compresor de pecera y un tubito, pero eso todavía no se ha probado. !TRANSPARENTES OBSERVACIONES!

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e Divulgación Iniciación a la Astronomía (IV) Juan A. Somavilla

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bundante lectura, consejos y lecciones teórico prácticas sobre los distintos modelos y monturas de los TELESCOPIOS para aficionados, recorren las redes de Internet. Todas las Asociaciones de astrónomos amateurs del Planeta, han publicado hasta la saciedad, el desarrollo de los telescopios, las distintas monturas que les acompañan, los distintos métodos para sus puestas en estación (posicionamiento del telescopio al Polo celeste), y como sacarles el mejor aprovechamiento. Desde las Asociaciones Astronómicas se han realizado estudios de la totalidad de los telescopios que han aparecido en el mercado especializado, investigación de los instrumentos que han dado los mejores resultados con la práctica observacional. En revistas especializadas aparecen casi todos los meses, artículos en los que se desmenuza técnicamente los distintos instrumentos que salen al mercado y su comportamiento práctico ( SKY & Telescope, Astronomy , Internet y en revistas periódicas de las Asociaciones). En esta cuarta entrega, voy a salirme de lo que realmente por naturaleza se entiende la Iniciación a la Astronomía y vamos a dar un repaso a los

mínimos elementos técnicos que deben acompañar al TELESCOPIO para que la trilogía PRECIO - CALIDAD - RESULTADOS , sean una realidad en manos de los aficionados que se inician en la comprensión y práctica de la Astronomía. Deseo dejar claros los conceptos de los mecanismos que acompañan la óptica y montura del telescopio en su buen funcionamiento, básicamente, en los modelos más utilizados por los aficionados. Hay que entender que los espejos aluminizados y lentes de los que se dotan los distintos modelos, si son de buena calidad por su fabricación y calibrado, su valor en el mercado es elevado. No se puede pretender adquirir una óptica excelente a un precio módico. Lo mismo ocurre con las monturas que soportan el telescopio, el mecanismo de la “cruz de ejes”, así como los motores de seguimiento y la estabilidad del conjunto, a mayor calidad y acabado el precio del instrumento se dispara. No tiene sentido, instalar un tubo óptico de media-alta calidad en una montura inestable con una mecánica simple, por muy ecuatorial que sea. Muchos fabricantes intentan abaratar un instrumento, para que este al alcance de todos telescopio Schmidt-Cassegrain

ocular lente correctora espejo secundario

espejo primario

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los bolsillos. El resultado de ésta práctica, es el siguiente: infinidad de aficionados en su inicio de la práctica astronómica, tienen en sus manos, telescopios muy limitados en capacidad, para realizar observaciones de calidad media. Dichos “aparatos” están plagados de holguras mecánicas, defectos de montaje, monturas inestables, lentes, espejos y accesorios de baja calidad. Ante la compra realizada, los aficionados, con todo su ardor digno de mención, comienzan a rectificar los fallos que se producen en el movimiento de ambos ejes, intentando mejorar si cabe la estabilidad de la montura, posicionamiento de los motores y mejora del control de regulación. En la mayoría de los casos, encuentran, que el conjunto de la estructura, no da para “milagros”. Llega la decepción y a continuación abandonan esta afición tan maravillosa. ¡Es hora de romper esta dinámica! Desde estas líneas recomendamos que, si no se dispone del capital necesario para la compra de un telescopio como mínimo de media calidad, se desista de adquirir instrumental de baja calidad. Es más práctico disponer de un buen trípode y unos prismáticos excelentes que se pueden adquirir por unas 70.000 ptas., que comprar un telescopio ecuatorial por la misma cantidad. Es obvio que un telescopio ecuatorial a ese precio es de gama baja y todos los que conozco de esas características dan muchos problemas, salvo rara excepción. El equipo alternativo de trípode y binoculares da

mejores resultados y satisfacciones que el telescopio de baja calidad. Consultar en las Asociaciones de aficionados se hace imprescindible, porque estas os asesorarán en la compra de los instrumentos, con cariño y afición, con una elevada profesionalidad que les ha dado la experiencia y sin ánimo de lucro. Todos los telescopios de aficionados constan de dos partes fundamentales: la óptica entubada y la montura que lo soporta. La óptica de los telescopios reflectores, refractores y catadióptricos, están encerradas en unos armazones normalmente fabricados con material aislante o metalizados especiales, de alta resistencia mecánica y de baja densidad proporcionando a la estructura entubada, rigidez y poco peso. Esta fabricación eleva los precios del producto acabado pero, da seguridad y calidad. Las lentes en los refractores, los espejos en los reflectores y la combinación de ambos elementos en los catadióptricos, la calidad del vidrio utilizado y el pulido de sus caras implican un trabajo muy profesionalizado. Al límite que llegan en la fabricación y calibración de los espejos y lentes repercute en su precio. Pulir las cuatro caras del doblete acromático de un refractor y parabolizar el espejo de un reflector, su precio está directamente relacionado con el límite de calidad alcanzado. Hablar de estos límites en este capítulo, excede las pretensiones del que hacía referencia al principio, pero si quiero dejar claro que, las lentes en los refractores con un bajísimo cromatismo residual, son de elevado precio. Los espejos de los reflectores, en su acabado final, con una longitud de on-

ocular Lente(s)

da emergente de l= 1/10, son de calidad media y coste es alto. Hay espejos parabolizados con una onda emergente de l= 1/4 que dan buenos resultados si su nº F es superior a 8= (d/f) d= diámetro del espejo o lente en mm. y f= distancia focal en mm.), estos buenos resultados también dependerán de la estabilidad de la atmósfera en lugar que se observa. Este dato de onda emergente lo da normalmente el fabricante que los distribuidores lo hacen llegar a los compradores-usuarios. Se dan muchos casos de compra de espejos con una determinada onda emergente, que sometidos a nuevas calibraciones, están muy lejos de alcanzar los parámetros mencionados en el parte de fabricación. Así que estad atentos a la calidad del calibrado de fabricación. El mismo tratamiento que en los límites está, lo que se entiende por onda emergente de los espejos parabolizados, no es tema de esta cuarta entrega. Los telescopios catadióptricos tales como los tipos de Cassegrain/Maksutov van provistos de unas láminas correctoras de alta precisión y anclaje acompañados generalmente de unas monturas estables y sólidas, siendo los más caros del mercado. Estos tipos de telescopios son una opción ideal, en contra partida, hay que reseñar, que no está al alcance de todos los bolsillos. El tubo óptico en general está compuesto de la óptica (lentes o espejos) y el portaocular. Galileo 14 pág 9

telescopio refractor

En los refractores, las lentes, están soportadas en la boca del tubo sobre la base de un casquillo, normalmente metálico que le da rigidez y firmeza, y en los reflectores, el espejo primario lo soporta una pieza metálica llamada barrilete, que permite su centrado y alineación del eje óptico por medio de unos tornillos fijados en su base. Si estas piezas que soportan las ópticas son de plástico vulgar, hay que sospechar que son de baja calidad y por tanto hay que rechazarlos. Los portaoculares en ambos sistemas deben ser metálicos, sólo estos, permiten el enfoque fino y sin holguras. Una característica típica de una óptica de baja calidad, es la inclusión por el fabricante en el tubo óptico, de un portaocular al que sólo se le puede intercalar oculares de 1” (25 mm.). Esto implica al usuario observar el cielo con oculares de focales superiores a los 20 mm., Porque, los de corta focal (mayores aumentos), la visión a través de ellos es incomodísima, debido a la pequeña “pupila de salida”, inherente a su propia construcción. Los portaoculares adecuados son aquellos, en los que se puede intercalar oculares de 11/4” (31,7 mm.), con los de 2” (50,8 mm.)proporcionando, imágenes más planas y mayor campo. Prácticamente existen pocos instrumentos en el mercado con portaoculares de 25 mm., pero en algunos comercios los tienen todavía a la venta. Se deben rechazar. El espejo secundario de los

reflectores va fijado al tubo por una pieza que se llama la araña, también de fabricación metálica que posibilita el centrado y ajuste con el espejo primario del eje óptico. Debe disponer en el cuerpo en que está fijado el espejo secundario, de al menos tres tornillos de ajuste que permitan bascular el secundario en todas las direcciones. Se debe rechazar el telescopio en el que el espejo secundario no se pueda regular.

precio individual de estas monturas, supera las 80.000 ptas., en contrapartida la calidad y precisión.

La óptica del telescopio se apoya en la montura, y en la observación astronómica la montura ecuatorial es la que posibilita el seguimiento de los astros, contrarrestando la rotación terrestre.

Las monturas ecuatoriales más comunes que se encuentran en el mercado estatal son básicamente de dos tipos: la montura alemana y la montura de horquilla.

A mi entender, por experiencia, realizar una inversión en la montura de precisión es la opción a seguir. Nos evitará muchísimos quebraderos de cabeza y dispondremos de más tiempo para la observación, sin preocuparnos del seguimiento, después de una correcta puesta en estación.

espejo secundario

espejo primario

ocular

telescopio reflector

La montura del telescopio está directamente relacionada con el sistema óptico que debe soportar. Sus ejes, el de A.R (ascensión recta o eje horario) y el D (declinación del astro), se construyen específicamente en función del peso que deben soportar. A mayores diámetros de las lentes o espejos, mayores diámetros de los ejes, que permitan rotar con suavidad y regularidad. De una misma marca comercial existen monturas con “nominación”, que recorren toda la gama de calidades. Desde las inestables hasta las de altas prestaciones, permitiendo acoplar distintos accesorios como, CCDs, cámaras fotográficas, buscadores y adaptadores para el seguimiento y búsqueda automática de objetos estelares. Cabe decir, que el

Las monturas de horquilla son llamadas así porque recuerdan la horquilla en forma de lira, en cuyos extremos libres se sitúa el tubo óptico. Este conjunto es soportado por un sólido trípode que da elevada estabilidad a todo el equipo. Son utilizadas estas monturas con los sistemas ópticos Cassegrain/Maksutov. Estos tipos de telescopios en su conjunto, tanto la óptica como las monturas recorren la gama desde media a alta calidad y por lo tanto, su precio es elevado, pero el rendimiento que se les puede sacar también es elevado. La montura alemana es la más asequible, sus precios en el mercado actual están por debajo de las monturas de horquilla. Por otro lado, a este tipo de montura se adaptan la Galileo 14 pág 10

gran mayoría de los telescopios reflectores (espejo parabólico) y refractores (lentes), permitiendo combinar los tipos con la misma montura. La montura alemana en vez de utilizar el trípode como soporte total del tubo óptico y el bloque de la cruz de ejes, utiliza como soporte normalmente una columna tubular, de cuya base salen tres pies dando a toda la estructura estabilidad. Se hace preciso que esta columna tubular sea metálica con un peso superior al tubo óptico y corta de altura para acercar el centro de gravedad de toda la estructura lo más posible al suelo donde descansa para la observación. A su vez, ésta columna permite ser retirada en caso de que se quiera dejar fijo el telescopio y montar el bloque de la cruz de ejes con la óptica sobre una columna prefabricada (observatorio fijo). La montura ecuatorial que va soportada por medio de un trípode plantea a los telescopios superiores en diámetro a los 150 mm., algunos problemas de transmisión de vibraciones. Sus fabricantes, a pesar de ser extensibles les construyen altos en su mínima extensión, y una pequeña brisa o un golpecito sin intención tardan más de 10 ó 12 segundos en estabilizar la imagen, muy perjudicial en largas exposiciones fotográficas. De ahí que muchos aficionados tratan de dar estabilidad a base de montar un peso adicional en su centro de gravedad o bien enlazando las tres patas del trípode con una estructura metálica; y si uno es “manitas” es posible que de resultado, pero no todos los aficionados lo son. Sólo los trípodes de media y alta calidad por su solidez dan estabilidad al conjunto y claro, su precio también. Lo mismo ocurre con los accesorios (oculares, barlows, buscadores, motores de se-

guimiento, reguladores de velocidad, adaptadores para la fotografía astronómica, etc.). Toda esta variedad de elementos utilizados en la observación astronómica, conlleva un desembolso económico elevado, obligando al usuario a seleccionar los más importantes y necesarios para un trabajo de observación medianamente serio. Todos los telescopios de la gama media-alta son acompañados de los mínimos accesorios, siendo de buena calidad. Los de gama baja no son de fiar por regla general, son válidos para observaciones sin ningún valor astronómico y dejan mucho que desear. Como estos elementos se pueden adquirir individualmente nos da opción a escoger aquellos que necesitemos eligiendo los de calidad. El asesoramiento de los astrónomos aficionados con experiencia son los que mejor conocen las características y la calidad de los accesorios que nuestro flamante nuevo telescopio necesita, consúltales. La compra de un telescopio de baja calidad, obliga al usua-

rio, a realizar reformas mecánicas y a veces electrónicas, que en la mayoría de las veces, no da los resultados de mejora del equipo. En esta situación he conocido aficionados abandonar sus ilusiones en el conocimiento y diversión de la Astronomía. Otros, más fuertes de voluntad y asesorados utilizan sólo la óptica como simples buscadores de los objetos estelares, como apoyo de un equipo superior en diámetro del objetivo principal y una montura sólida. Esta es la única salida, para un telescopio de baja calidad. Muchos aficionados han esperado a disponer de fondos para adquirir un telescopio, por lo menos de calidad media. Otros optan 1º por comprar una montura de altas prestaciones que le permita incorporar e intercambiar cualquier tipo de telescopio, siendo una opción a tener muy en cuenta. Este intervalo de tiempo hasta disponer del equipo completo permite al aficionado experimentarse en todas las actividades de carácter astronómico que le brindan las Asociaciones Astronómicas de aficionados, con lo cual, cuando ya dispone de su propio telescopio, el rendimiento que le sacará será superior, sin olvidarnos de que la gran mayoría de los aficionados comenzamos la observación astronómica, con pequeños instrumentos, a los que fuimos exprimiendo todas Galileo 14 pág 11

sus posibilidades. Actualmente, la tecnología a evolucionado muchísimo en el campo de los telescopios y sus accesorios. La alta profesionalidad que exige su fabricación y su bajo mercado en el estado, los distribuidores deben importar la gran mayoría de los instrumentos, gravando su precio final. Se deja entrever en el mercado un aumento de telescopios fabricados en el sudeste asiático con una sensible baja de precios, pero que aconseja prudencia y consulta antes de adquirirlos. Esperemos que su calidad sea tolerable y podamos aumentar nuestras horas de vuelo por el Universo. Sabéis donde estamos, consultadnos. ¡Hasta pronto amigos, os deseamos una buena compra y felices observaciones¡

e Divulgación Telescopios: Repasando fundamentos (y 2) Ander Aizpuru LA ATMOSFERA Cuando la tarde es muy azul y sopla una pequeña brisa, es casi seguro que la noche será oscura y trasparente. Estas condiciones son perfectas para contemplar galaxias, nebulosas, y estrellas débiles. Por desgracia en muchas ocasiones habrá aire turbulento al mismo tiempo, con lo que tendremos un seeing muy pobre. Un telescopio pequeño apenas se verá afectado, pero con aberturas grandes las imágenes serán borrosas. Muchos principiantes ignoran que la transparencia y un buen seeing no van siempre juntos. Otro factor a tener en cuenta es la contaminación lumínica de las ciudades y la polución de las fabricas. Existen grupos que están intentando convencer a las autoridades locales para que cambien el sistema de iluminación de sus ciudades, porporcionandoles nuevas alternativas. España, a pesar de ser uno de los países más pobres de la comunidad económica europea, es de los que más derrocha en energía. Al aficionado no le queda más remedio que buscar lugares alejados de la ciudad y desprovistos de contaminación.

LA OBSERVACION Antes de elegir el aumento piensa bien lo que vas a observar. Si quieres ver galaxias pequeñas y tenues, cúmulos globulares y estrellas débiles, no hay nada mejor que grandes aberturas. Hace muchos años, predominaban los telescopios con grandes lentes y largas relaciones focales. Los oculares de aquel entonces no podían tener focales cortas. Hoy en día, son excelentes y están totalmente corregidos, de tal modo que muchos aficionados prefieren telescopios Dobsonianos de 300 a 600mm, ya que pueden

conseguir muy buenas observaciones a precios mucho más económicos. El contraste es, a veces, tan importante como la luminosidad. A menudo, los pequeños refractores actúan mejor que los reflectores más grandes debido a su mayor capacidad para el contraste. Subir el aumento de cualquier telescopio disminuirá el tamaño de la pupila de salida y oscurecerá el cielo. Por esta razón, y en contra de lo que muchos aficionados piensan, las estrellas más débiles siempre se ven mejor con aumentos moderadamente altos. Lo mismo vale para objetos difusos, como las galaxias y las nebulosas. Esto parece contradecir la regla que nos indica que hay que utilizar pupilas de salida grandes para contemplar objetos difusos. En realidad no tiene tanta importancia; siempre hay que confiar en la vista y en la experiencia. ¿Cuál es la resolución adecuada?. Ello depende de lo que vayamos a observar. Si lo que deseamos ver ocupa grandes áreas de cielo, como por ejemplo las Pléyades, nos será más grato hacerlo con pocos aumentos, 20x ó 60x. De este modo podremos observar el cúmulo en todo su esplendor. La ventaja de los telescopios de distancia foGalileo 14 pág 12

cal corta, es la de ofrecernos un gran campo para observar objetos muy extensos. Esto no impide que podamos darle mayor aumento disminuyendo de esa manera el campo visual. No sucede lo mismo con telescopios de focales largas, que parten de por sí, de un campo bastante limitado. ¿Qué objetos son accesibles a bajas potencias?, aquellos cuya extensión sea superior a 1º, como por ejemplo los cúmulos abiertos, las galaxias grandes, las nebulosas difusas y los campos de estrellas de la Vía Láctea. Podemos destacar el cúmulo del Pesebre de 1º de extensión, las Pléyades con casi 2º y las Híades de 5º. También nebulosas como la de Norteamérica necesitan, al menos, un campo de 3 grados para ver su forma característica.

¿Cuál es el mínimo aumento que podemos aplicar a nuestro telescopio?. Primero, hay que considerar los limites de la pupila de salida de los refractores y reflectores. El diámetro de 7mm de la pupila del ojo, adaptado para la oscuridad, parece ser el criterio seguido por los astrónomos. Los denominados prismáticos para la visión nocturna siguiendo esa regla utilizan aumentos 3,5 veces por milímetro de abertura. No existe un aumento mínimo para los telescopios refractores. Muchos aficionados no estarán de acuerdo conmigo, pues piensan que si estamos utilizando un telescopio de 100mm de abertura, con una relación focal F/4 y le añadimos un ocular de 55mm, nos dará una pupila de salida de 14mm. Como el ojo sólo puede utilizar 7mm, se está perdiendo la mitad de la abertura; lo que significa que el rendimiento es equivalente al de un telescopio de tan solo 50mm de abertura. Estamos malgastando luz y resolución. Sin embargo, esto no es del todo cierto. Efectivamente estamos desaprovechando abertura, pero no la luz puesto que el ojo queda totalmente iluminado. Pensad si no, que durante el día el tamaño de vuestra pupila es de casi 3,5mm. Si observáis a través de unos prismáticos de 7x50 veréis que la imagen no es más luminosa que utilizando uno de 7x25. Por otra parte la pérdida de resolución no tiene importancia utilizando aumentos tan bajos. El poder utilizar potencias bajas, nos permitirá conseguir un gran campo de observación, útil para divisar cometas y grandes nebulosas difusas. Los reflectores tienen el problema de la obstrucción central. En los Newton esta es de casi un 20% del diámetro objetivo, mientras que en algunos Cassegrain es mayor del 45%. Una pupila de salida de 14mm en un S/C mostraría una zona negra en el centro del campo de 6mm de diámetro.

mulos globulares, las nebulosas planetarias, las galaxias pequeñas, los cúmulos abiertos pequeños, y las estrellas dobles, requieren de grandes aumentos. Sin embargo existen unos limites impuestos por las condiciones atmosféricas, la abertura y la calidad óptica del telescopio, los oculares y Barlows, y finalmente la estabilidad del trípode.

En el siglo XIX el físico inglés Lord Rayleigh estableció unos limites de resolución menos severos que los de Dawes.

Una atmósfera estable es imprescindible para que la observación con grandes aumentos sea efectiva. Es necesario un buen seeing y escoger objetos situados muy por encima del horizonte.

Los observadores planetarios con experiencia utilizan aumentos de 0.8x a 1,2x por milímetro de abertura para conseguir el mayor detalle. Por otro lado, para las estrellas dobles se utilizan mayores aumentos (2x por mm).

No hay que olvidar la rigidez del trípode ni la suavidad del motor, ambos imprescindibles para este tipo de observaciones. Los Dobsonianos son muy estables, pero hay que moverlos frecuentemente cuando trabajamos con altas potencias. Se puede evitar un poco si utilizamos oculares de gran campo. Hay que tener presente que al utilizar aumentos altos, se acentúan los defectos de los oculares, los errores de alineación y el seeing atmosférico.

LA LUMINOSIDAD EN LA IMAGEN Las ondas de la luz interactúan entre sí, reforzándose o anulándose. Los telescopios difractan la luz de tal manera que forman una serie de anillos luminosos concéntricos alrededor de la imagen de una estrella. Estos anillos destacan cuando miramos un objeto y desenfocamos la imagen. En estas circunstancias la estrella se mostrará como un punto pequeño con uno o más anillos de difracción alrededor. Con un mal telescopio o con turbulencia atmosférica no se apreciarían con facilidad. En una imagen perfecta el punto central, llamado disco de Airy, contiene el 84% de la luz recogida por la abertura. El primer anillo recoge el 7%, y el resto está distribuido en anillos de menor intensidad.

La Luna, los planetas, los cúGalileo 14 pág 13

En su opinión, se puede resolver dos estrellas si una de ellas está situada en el centro del disco Airy y la otra en el primer anillo oscuro. El límite de Rayleigh es de 5,5 segundos de arco por cada 25mm de abertura.

La atmósfera es uno de los factores que más nos limita. Es raro encontrar las condiciones que permitan a un telescopio alcanzar una resolución dos o tres veces mayor que la conseguida por un buen telescopio de 100mm. La aberración esférica o una obstrucción grande restan luz al disco de Airy y lo añaden a los anillos de difracción. Con una obstrucción central del 50%, el disco es solamente 10 veces más luminoso que el primer anillo, mientras que en telescopios sin obstrucción es de 50 veces. El desplazamiento de la luz del disco de Airy a los anillos de difracción también reduce el contraste, disminuyendo los detalles de los planetas. Por esta razón los observadores de los planetas que utilizan modelos de tipo Newton, necesitan espejos secundarios que sean lo más pequeños posibles. La observación para la mayoría de los aficionados es un pasatiempo estético. Parece presuntuoso intentar cuantificar que aumento se puede conseguir, dada la variedad de instrumentos, objetos y condiciones atmosféricas que existen. Es preciso saber qué es lo que deseamos observar y con qué equipo contamos.

e Astrofotografía Astronomía con Webcam Francisco A. Violat Bordonau

ASESORES ASTRONÓMICOS CACEREÑOS

L

a Astronomía digital es posible desde el momento en el cual acoplamos un chip del tipo CCD a un telescopio o sistema óptico similar, tal como un teleobjetivo fotográfico de calidad. Una CCD astronómica es cara (su precio puede rondar las 120.000 Ptas. si es de segunda mano, como por ejemplo la SBIG ST-4), aunque ofrece una calidad y una resolución muy elevada, así como una gran capacidad de almacenamiento de luz (es capaz de detectar astros muy débiles). Sin embargo todos los "manitas" emprendedores pueden hacer también algo de astronomía digital, a un precio muy razonable, por medio del empleo de una cámara digital del tipo "webcam" o cámara de videoconferencia, que podemos adquirir bastante barata; a lo largo de este pequeño artículo veremos cómo emplearla.

En este Club astronómico venimos trabajando desde 1993 con cámaras digitales del tipo CCD acopladas a telescopios reflectores de 20 cm (marca Meade) y 25 cm de diámetro (Optic's); las 3 que tenemos en la actualidad (dos son Starlight Xpresss MX5 y la tercera SBIG ST-4) han costado en todos los casos más de 150.000 Ptas., lo cual las hacen asequibles sólo a pocos bolsillos: están fuera, pues, del alcance de cualquier modesto estudiante de bachillerato. Sin embargo recientemente hemos adquirido una videocámara de conferencia (webcam en el argot técnico) que tiene prestaciones similares a una CCD astronómica de alto precio, aunque a menor escala y con ciertas limitaciones. La que nosotros utilizamos es una ZoomCam PPC (modelo 1590) de la firma Zoom Telephonics Inc. cuyo precio fi-

Galileo 14 pág 14

nal es 15.000 Ptas., capaz de ofrecer en unos minutos excelentes en imágenes animadas -para videoconferencia- a una velocidad de 15 cuadros/segundo, con una profundidad de color de 24 bits (millones de colores) y una resolución de 704 x 576 pixels (ajustable por el usuario a otros tamaños: 176 x 144, 352 x 288, 640 x 480, 704 x 576 y otros valores personalizables por el usuario); si se desea trabajar a imagen fija (para capturar tomas astronómicas) la cámara dispone de un chip de tecnología CMOS al cual se le ha añadido un sistema óptico luminoso (f: 1,9) con tratamiento multicapa cuyo ángulo de visión es de 52º y un campo de enfoque de 5 cm a infinito: esto nos permite hacer muchas cosas, como ahora veremos. Este tipo de cámara ya no es muy habitual: la nuestra está conectada al puerto paralelo

(ahora está de moda el puerto USB) y funciona bajo Windows 95/98 en un PC Pentium MMX de 133 MHz. En el mercado es muy fácil encontrar cualquier cámara para puerto USB incluso por 9.000 Ptas.: no las hemos probado, aunque suponemos serán iguales o similares a la aquí usada. Se instala en el ordenador apenas en 4-5 minutos de modo muy fácil desde su CD-ROM y cualquier profano captura imágenes sin problemas en dos minutos más. ¿Qué podemos hacer con ella?; teniendo en cuenta que posee un chip CCD bastante similar a una astronómica (aunque con ligeras diferencias) la principal función de la misma será digitalizar imágenes: es decir, que cualquier cuerpo capaz de ser visto por el ojo puede ser capturado por ella; hay que matizar lo de "cualquier cuerpo", dado que este tipo de cámaras no poseen un control sobre el tiempo de integración (tiempo de exposición a la luz) tan poderoso como el de una CCD astronómica: de este modo a una ST-4 le puedo ordenar capturar imágenes con una integración de 5 minutos y es ése, precisamente, el tiempo durante el cual el chip va a estar acumulando fotones, pasado el cual el ordenador hace una lectura de los capturados (pixel a pixel, línea a línea y columna a columna) para formar con el resultado una imagen en el monitor.

nado o poco iluminado (incluso a contraluz), pero de ninguna manera se le puede ordenar capturar tomas con un tiempo de exposición determinado. Ello limita el número de cuerpos astronómicos a estudiar con un reflector de 200-250 mm de abertura a los más luminosos: el Sol (siempre con filtro solar objetivo), la Luna, los planetas brillantes y algunas estrellas de magnitud no demasiado baja; todos los objetos débiles (por encima de la 3ª magnitud) van a quedar fuera de nuestra posibilidades, salvo que la acoplemos a un telescopio luminoso de 30-40 cm o superior. Una cámara como ésta es verdaderamente versátil: el primer uso que le hemos dado ha sido obtener vistas generales del equipo astronómico (catadióptrico de 203 mm de abertura, reductor de focal, montura ecuatorial alemana, motor de seguidmiento, la MX5 acoplada al telescopio, el buscador, una vista parcial del observatorio, una fotografía de todos los miembros del observatorio...) con la intención no sólo de enviar todas estas imágenes a los demás compañeros de afición, sino también enriquecer cualquier publicación escrita con estas fotografías; anteriormente era necesario tomar imágenes con una cámara fotográfica, revelarlas

Con la webcam no podemos controlar el tiempo de exposición más que de un modo parcial y pobre: en este modelo es posible manipular la cantidad de luz incidente (para que aproveche mejor la luz) diciéndole que trabajamos en un ambiente muy iluminado, medianamente ilumi-

y una vez sobre papel escanearlas. Ahora todo esto se puede hacer en unos segundos con total limpieza. Una utilidad añadida es que la cámara nos permite escanear documentos: libros, revistas, fotografías... cualquier documento escrito que se le ponga delante lo convierte en imagen digital, la cual puede ser remitida por e-mail, retocada con algún programa astronómico, pegada en cualquier revista, artículo, libro, etc... sin la necesidad de tener un verdadero escáner.

IMAGEN ASTRONÓMICA La cámara es un pequeño cabezal de color marfil que puede situarse encima del ordenador o en cualquier superficie plana; posee una lente frontal montada sobre un eje pivotante: ello permite mover este cabezal en diferentes ángulos y lo mismo puede tomar vistas horizontales que del techo del observatorio, sin mover para nada la cámara del sitio en la cual está asentada. Está conectada por un cable de 2 m de longitud al puerto paralelo: es lo suficientemente largo como para moverla, cambiarla de ubicación y lo más importante, unirla a cualquier parte del telescopio o moverla alrededor de éste; de este modo tomando el cabezal en la mano lo podemos aproximar al buscador de 50 mm de diámetro (capaz de ofrece un campo amplio a bajo aumento), al seguidor acromático de 75 mm de abertura y 500 mm de focal, el cual nos ofrece un campo algo menor pero más aumentado o acercarlo al ocular del telescopio principal y mirar a través suyo. Ahora tenemos la posibilidad de utilizar el

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lentemiento que conlleva. Podemos estudiar los poros solares, su evolución a lo largo de los días a manchas o grupos de manchas, la evolución de estos grupos, el desplazamiento sobre la fotosfera solar, el oscurecimiento del limbo y las fáculas en las cercanías del limbo.

ocular que deseemos para obtener diferentes aumentos: esto supone una ventaja sobre la ST-4 o la MX5 que empleamos, las cuales siempre trabajan a foco primario (2.000 mm de focal) y no pueden pasar de 1"/pixel en las imágenes astronómicas que capturan dada esta corta focal. La webcam tiene su propio sistema óptico: una lente pequeña muy luminosa (f: 1,9) que unida a un ocular proporciona imágenes similares a las que ve el ojo, con la posibilidad de acentuar el color o el contraste por medio del sofware de la propia cámara o, posteriormente, con cualquier programa adecuado.

El Sol Para observar el Sol es necesario reducir notablemente la luz incidente en el sistema; para ello es necesario el empleo de un filtro solar del tipo objetivo, que está situado delante del objetivo del telescopio: ello nos permite emplear la cámara todo el tiempo que se desee sin que se nos caliente el filtro, como ocurre cuando el filtro es del tipo ocular, el cual puede llegar a estallar si se recalienta largo ra-

to (esto puede paliarse diafragmando el telescopio). Dado que el filtro permite que penetre la luz empleando la abertura total del objetivo el poder resolutivo será máximo (por ejemplo 1" si la turbulencia lo permite), pero la cantidad de luz será muy elevada, siendo posible que incluso así la cámara quede deslumbrada; no aconsejamos diagrafmar el objetivo dado que esto limina el poder resolutivo: es más aconsejable intercalar un filtro poscuro (rojo o azul) delante del ocular del telescopio, con lo cual al cantidad de luz es menor y ahora, manipulando el control de iluminación de la webcam, podemos obtener imágenes correctamente expuestas. ¿Qué vamos a obtener?: pues vistas de la fotosfera solar, tanto más nítidas cuando mejor enfocado esté el telescopio y más reducida sea la turbulencia; en los mejores casos podemos alcanzar a ver detalles de 2-3" como mínimo, dependiendo de la bondad del sistema óptico y la turbulencia del aire, mucho más elevada durante el día debido a la presencia del propio Sol y al caGalileo 14 pág 16

Imágenes solares obtenidas por Ferrán Ginebrosa desde Barcelona, con un reflector de 114 mm de abertura, son en muchos casos similares en calidad a las mejores obtenidas por mi con una MX5 en un catadióptrico de 203 mm de abertura desde Cáceres. Un cuidadoso procesamiento posterior con Photoshop o similar llega a poner de manifiesto incluso la presencia de los granos de arroz en la fotosfera o la estructura interna de las manchas (como líneas radiales debidas a la presencia del campo magnético solar).

La Luna La Luna posee la cantidad de luz necesaria para ser fácil de estudiar en todo momento: basta enfocarla en el ocular, acoplar la webcam y de inmediato obtenemos en el monitor detalladas vistas de la superficie, con un campo mayor o menor dependiendo de la focal empleada y del aumento (a

mayor aumento menos campo abarcado y a la inversa); podemos lograr una resolución de 1-2"/pixel si la turbulencia de la noche lo permite y la focal empleada es larga. Cambiando la focal del ocular se logran imágenes parciales de la Luna (con ocular a bajo aumento), vistas detalladas de circos o cráterer (aumento mediano) o incluso primeros planos de accidentes (ocular de alto aumento); nada nos impide capturar varias imágenes adyacentes y unirlas en un mosaico o incluso, si se desea, utilizar filtros de color para comprobar que ciertas zonas muy concretas (océanos y corrientes de basaltos) presentan una ténue coloración propia.

Planetas Venus, Júpiter, Marte, Saturno y Mercurio (durante elgunos días en cada elongación) llegan a ofrecernos discos aparentes empleando oculares que proporcionen aumentos entre las 100 y la 300 veces; nada nos impide emplear duplicador de focal o Barlow para ampliar todavía más las imágenes o incluso utilizar filtros de color (rojo, verde o azul) para contrastar sus detalles. El trabajo es más cómodo utilizando motor de seguimiento para evitar, de este modo, tener que manipular en los controles de la montura. Venus y Mercurio ofrecer sus fases a medida que se mueven: el primero con facilidad mientras que el segundo sólo unos pocos días en cada elongación, con el fondo celeste iluminado de rojo o naranja y emplean-

do un aumento medio o alto. Marte es una bolita amarilloanaranjada con sólo con buenas imágenes llega a ofrecer zonas verdosas o grises; Júpiter aparece como un buen disco perlino achatado, cruzado por dos o tres (en ocasiones hasta cuatro) cinturones nubosos más oscuros, pardos o rojizos, con algunos detalles menores (a veces la Gran Mancha Roja, como un óvalo cremoso). Sus satélites mayores (Io, Europa, Ganimedes y Calisto) pueden llegar a apreciarse como estrellitas puntuales siempre que la abertura del instrumento sea mediana o grande y éste sea luminoso.

Gamma Arietis mag: 3,8 sep 7,6 “arco

Estrellas Sólo las más luminosas (Sirio, Arturo, Vega...) son fácilmente capturables con telescopios de aficionado; en estos casos lo único que se ofrece en el monitor es un manchón de luz, a veces coloreado (por Galileo 14 pág 17

ejemplo cuando la estrella es roja o naranja y tenemos el contraste de color al máximo), que fluctúa de brillo -centelleodebido a la turbulencia e incluso cambia levemente de posición aleatoriamente. Con un ocular de mediano o alto aumento podemos desdoblar algunos sistemas dobles o múltiples: Cástor (en Gemini) aparece como una estrella formada por dos componentes blancos, uno de ellos situado al lado del otro y algo menos brillante; el Trapecio (situado en el seno de M 45) llega a ofrecer sus cuatro componentes como diminutas estrellitas o Mizar (en Ursa Major) aparece doble con sus componentes bien separadas. Es posible también seguir algunas variables en su máximo: Mira, Algol, R Leonis...

Cielo Profundo De los miles de objetos visibles con telescopio pequeño o mediano sólo podemos aspirar a capturar los cuerpos más brillantes, y de éstos precisamente los que estén formados por astros brillantes: así podremos capturar las estrellas de M 45 Pléyades, las de M 44 Pesebre, las de M 35, etc...; la vista de estos cúmulos estelares es la de conjuntos de estrellitas de diferente brillo que forman grupitos, tríos o incluso sistemas binarios. Salvo estos cuerpos prácticamente ningún otro (nebulosa, nebulosa planetaria, cúmulo globular, galaxia o quasar) es factible capturarlo a no ser que se trabaje con un instrumento muy luminoso de buena abertura.

Todas las imágenes de este artículo han sido obtenidas con webcams y cámaras de vídeo-vigilancia por socios de la AAVBAE..

e Actividades Un día en Calar Alto Mikel Berrocal

Nada mas llegar, con las cinco cúpulas detrás -menuda “plantación”...

A

provechando las vacaciones de verano, coindicimos Emilio Martinez y yo en Almeria en el mes de Julio. Ya puestos decidimos que era una pena “pasar por el Zaragoza y no ver el Pilar”, asi que intentamos concertar una visita al Observatorio Hispano-Aleman de Calar Alto, situado a unos 2000 metros de altura en la Sierra de los Filabres a unos 70 km de Almería.

Tras ponernos en contacto con el personal del Observatorio en Almería capital, concertamos la visita para la mañana del miercoles 12 de julio. Tras trepar por los 30 kilometros de carretera que hay desde la nacional hasta lo alto de la Cordillera, fuimos atendidos de forma exquisita por el personal del centro, que tras una explicacion sobre las actividades pasadas y presentes del Observatorio, nos introdujeron en el “sancta-sanctorum”, el telescopio de 3,5 metros. La cupula, en aquellos momentos cerrada, esta aislada termicamente de forma que recupera la temperatura ambiente en el mo-

La foto de rigor delante del “pequeñin”. Para hacerse una idea de la escala, fijaos en la puerta -señalada con la flechaGalileo 14 pág 18

mento de la apertura para observacion, dado que esta es mucho mas elevada durante el dia. Asi mismo esta aislada del reto del terreno para evitar los menores movimientos que pudieran producirse. En fin, impresionante. Todo esto, en medio de un cielo incomparable (mas de cien noches al año) y rodeados de otros cuatro telescopios, formando un lugar privilegado para la observacion astronomica. Esperemos que siga asi durante mucho tiempo y no sufra los rigores de la contaminacion luminica ni del abandono administrativo...

A la derecha, una impresionate vista del secundario y la montura del telescopio de 3,5m. En la parte derecha de la foto se puede apreciar el sistema de optica adaptativa que consigue que la resolucion del telescopio alcance y a veces supere la del “Hubble”. El secundario (arriba) es intercambiable, eso si desde una altura respetable. Abajo, un detalle del espejo principal y del captador CCD (de color amarillo) adaptado al mismo. Desde la sala principal las señales se envian a la planta inferior donde los astronomos llevan a cabo las observaciones.

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e Observación

Este trimestre ha tenido gran difusión la noticia de la aparición de una gran mancha solar, de tamaño tal que ha sido posible observarla a simple vista -usando el correspondiente filtro. Así mismo, la alta actividad solar ha provocado numerosas auroras boreales durante los meses de verano, siendo observadas en latitudes tan bajas como Cataluña o Florida.

Observando el Sol Emilio Martinez

Comenzamos un nuevo año de observación solar, que perteneciendo al ciclo nº 23 se supone que contendrá el máximo del mismo que según los cálculos se debe producir hacia los meses de julio-agosto y que, a tenor de la literatura existente, se concretan generalmente en algunas características que a su aparición nos puede indicar la cercanía del máximo del ciclo. Estas serian: abundante formación de grupos cercanos a 20; grupos que suelen ser muy activos, formando largas cadenas que ocupan generalmente ambos hemisferios y van de lado a lado del Sol, como si fuesen las bandas de Júpiter

Nº de Wolf: Ene-Mar 2000

300 250 200 150 100 50

Valores mensuales 300

250

Medio

Minimo

Maximo

Max Sab

200

150

100

50

0 ene

feb

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mar

29

25

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9

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14

10

6

2

29

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17

13

9

5

1

0

El Sol este trimestre

ENERO: MÁXIMO: 196 DÍA 15 La primera parte del mes la actividad se mantuvo bastante baja tratándose de un periodo que debería presentar una actividad más elevada al estar en época de máximo, a partir de el día 15 ( en referencias de otros observadores ), ésta se incrementó siendo cercana al 200 que no pudimos observar salvo el día 15 por estar nuboso. la última parte del mes volvió a reproducir la misma situación de la primera .

FEBRERO MÁXIMO: 218 DÍA 26 Este mes presenta unas características similares al anterior ,en tanto que los valores continúan en situación que podíamos identificar como estacionaria, si bien no se producen valores inferiores a cien , siendo superiores a los del mes anterior. también en el promedio y con grupos de manchas alrededor de 12.

MARZO MÁXIMO: 295 DÍA 24 En Marzo se produce un incremento en los valores medios del índice, en los días en que la actividad ronda los 200 de coeficiente se aprecian sucesivas agrupaciones que conforman aunque de forma irregular las anunciadas bandas paralelas en ambos hemisferios alcanzando tanto en el promedio como en el máximo valores cercanos al 200 (el máximo de casi 300, medio 192) siendo el número de grupos de casi 13.

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e Efemérides Los Planetas Efemérides obtenidas mediante un programa de José Félix Rojas Para Bilbao, 43°15'00”N, 2°55'00”W, alt. 20 m.

Dec

r (P-T)

orto

13h59m39.2s 14h47m40.9s 14h13m29.5s 14h09m09.6s 15h28m01.1s 17h04m33.6s 18h48m41.6s

-14°41'13.8" -19°35'38.2" -13°46'53.0" -10°33'27.4" -17°43'26.3" -23°27'46.3" -24°51'01.1"

1.083401 0.826210 0.676768 0.990971 1.296029 1.430689 1.430756

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

14h21m27.1s 15h33m59.1s 16h50m43.8s 18h10m07.8s 19h28m45.1s 20h42m55.5s 21h50m24.6s

-14°13'02.7" -20°06'50.8" -24°04'19.3" -25°31'41.8" -24°15'28.9" -20°29'24.8" -14°48'36.1"

1.401474 1.317449 1.227624 1.132416 1.032615 0.928495 0.820949

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

10h43m32.4s +9°25'37.2" 11h18m30.0s +5°51'07.1" 11h52m48.7s +2°11'33.1" 12h26m42.3s -1°27'44.7" 13h00m25.5s -5°01'51.7" 13h34m06.4s -8°25'46.0" 14h07m51.2s -11°34'59.6"

2.459208 2.383011 2.292543 2.188480 2.071927 1.944328 1.807397

Jupiter

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

4h39m15.3s 4h37m21.2s 4h32m26.1s 4h25m09.4s 4h16m40.3s 4h08m25.8s 4h01m48.2s

+21°12'15.0" +21°07'42.2" +20°57'24.0" +20°42'02.6" +20°23'26.9" +20°04'47.2" +19°49'53.0"

4.487303 4.300590 4.156878 4.070518 4.051153 4.102135 4.218843

20h38m 4h10m 11h38m 43.87" 19h38m 3h09m 10h37m 45.78" 18h35m 2h05m 9h32m 47.36" 17h30m 0h59m 8h25m 48.37" 16h24m 23h48m 7h16m 48.60" 15h18m 22h41m 6h07m 47.99" 14h13m 21h35m 5h01m 46.67"

Saturno

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

3h56m03.6s 3h53m19.9s 3h49m20.8s 3h44m34.4s 3h39m36.1s 3h35m04.1s 3h31m31.9s

+18°04'22.4" +17°54'06.9" +17°40'37.2" +17°25'18.7" +17°10'03.0" +16°56'56.5" +16°47'53.9"

8.486420 8.312142 8.191857 8.136382 8.150887 8.234647 8.380413

20h09m 3h27m 10h41m 19.50" 19h08m 2h25m 9h38m 19.91" 18h06m 1h22m 8h34m 20.20" 17h04m 0h19m 7h30m 20.34" 16h01m 23h11m 6h25m 20.30" 14h58m 22h07m 5h20m 20.09" 13h57m 21h05m 4h17m 19.74"

Urano

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

21h19m21.8s 21h18m28.7s 21h18m18.8s 21h18m54.4s 21h20m14.4s 21h22m14.8s 21h24m49.3s

-16°22'57.7" -16°26'33.6" -16°26'48.4" -16°23'34.3" -16°16'57.1" -16°07'13.5" -15°54'50.2"

19.303962 19.524661 19.772439 20.030570 20.282097 20.510442 20.701288

15h49m 14h50m 13h50m 12h52m 11h54m 10h56m 9h59m

20h47m 19h48m 18h48m 17h50m 16h52m 15h55m 14h59m

1h50m 0h50m 23h47m 22h48m 21h51m 20h55m 19h59m

3.63" 3.59" 3.54" 3.50" 3.45" 3.41" 3.38"

Neptuno

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

20h24m28.4s 20h24m14.2s 20h24m30.9s 20h25m18.6s 20h26m35.0s 20h28m16.3s 20h30m17.0s

-19°06'01.2" -19°07'05.7" -19°06'24.5" -19°03'56.7" -18°59'47.8" -18°54'09.0" -18°47'16.4"

29.662959 29.906827 30.163226 30.414923 30.645354 30.839028 30.983456

15h06m 14h07m 13h08m 12h10m 11h12m 10h14m 9h17m

19h53m 18h54m 17h55m 16h57m 15h59m 15h02m 14h05m

0h43m 23h40m 22h41m 21h43m 20h46m 19h49m 18h53m

2.26" 2.24" 2.22" 2.20" 2.19" 2.17" 2.16"

Planeta

fecha

DJ

Mercurio

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

2451818.50 2451833.50 2451848.50 2451863.50 2451878.50 2451893.50 2451908.50

Venus

1/10 16/10 31/10 15/11 30/11 15/12 30/12

Marte

AR

Galileo 14 pág 22

paso

ocaso

D.Ec

8h26m 8h34m 6h34m 5h21m 6h11m 7h14m 8h06m

13h31m 13h19m 11h43m 10h43m 11h04m 11h42m 12h27m

18h36m 18h03m 16h53m 16h05m 15h57m 16h09m 16h48m

6.29" 8.32" 9.82" 6.61" 5.13" 4.68" 4.71"

8h46m 9h25m 10h01m 10h28m 10h40m 10h37m 10h21m

13h53m 14h07m 14h25m 14h45m 15h05m 15h19m 15h27m

19h00m 18h49m 18h49m 19h02m 19h29m 20h02m 20h35m

11.95" 12.72" 13.66" 14.82" 16.26" 18.10" 20.50"

3h36m 10h14m 16h52m 3h26m 9h50m 16h14m 3h15m 9h25m 15h36m 3h03m 9h00m 14h57m 2h51m 8h35m 14h18m 2h39m 8h09m 13h40m 2h26m 7h44m 13h02m

3.81" 3.94" 4.09" 4.29" 4.54" 4.84" 5.21"

e Efemérides El cielo este trimestre 1 Octubre 2000 00:00 UT

Galileo 14 pág 23

e Efemérides El cielo este trimestre 1 Noviembre 2000 00:00 UT

Galileo 14 pág 24

e Efemérides El cielo este trimestre 1 Diciembre 2000 00:00 UT

Galileo 14 pág 25

e Efemérides Ocultaciones Lunares Para los meses de octubre, noviembre y diciembre

Dia Hora F L dd mm aaaa hh mm ss 04-10-2000 08-10-2000 10-10-2000 16-10-2000 17-10-2000 17-10-2000 19-10-2000 21-10-2000 21-10-2000 21-10-2000 21-10-2000 21-10-2000 28-10-2000 29-10-2000 31-10-2000 31-10-2000 01-11-2000 08-11-2000 10-11-2000 11-11-2000 12-11-2000 13-11-2000 13-11-2000 13-11-2000 13-11-2000 14-11-2000 14-11-2000 14-11-2000 15-11-2000 15-11-2000 17-11-2000 30-11-2000 04-12-2000 08-12-2000 08-12-2000 10-12-2000 11-12-2000 11-12-2000 12-12-2000 12-12-2000 12-12-2000 13-12-2000 14-12-2000 14-12-2000 15-12-2000 20-12-2000 23-12-2000 27-12-2000 31-12-2000 31-12-2000

20:39:08 23:56:24 18:24:17 21:57:33 04:37:16 22:22:57 04:34:27 00:02:33 00:03:47 00:15:29 00:18:51 00:22:41 17:30:43 17:43:26 17:54:51 19:40:48 20:48:28 01:59:09 19:23:28 02:11:06 20:26:36 04:33:51 05:24:07 19:39:47 23:33:04 00:13:22 03:51:19 20:56:31 21:44:42 22:00:26 06:58:09 18:46:37 17:04:16 01:31:06 17:05:01 20:18:49 01:01:04 05:56:16 02:42:35 18:45:15 20:05:10 07:24:08 04:54:58 07:15:19 05:56:53 05:01:59 06:56:25 17:17:45 18:04:09 21:50:03

D D D R R R R R R R R R D D D D D D D D R R R R R R R R D R R D D D D D D D R R R R R R R R R D D D

D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D B D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D D

SAO

XZ

F L SAO XZ Mag

Mag h

186715 164686 146635 94002 94112 77255 78750 98010 98013 98024 98019 98032 159212 159807 186037 186135 187468 147017 110464 110565 93805 93923 93942 94345 77084 77098 77157 78129 79294 79294 80333 189114 146729 110332 110723 94112 94199 94306 77813 78750 78805 79216 80030 80112 98488 139516 159807 188795 165578 146635

54061 30114 31467 5862 6123 7110 9823 13123 13130 13156 13148 13168 21228 22194 24312 24424 26112 32163 3132 3360 5429 5714 5741 6577 6766 6796 6925 8620 10907 10907 13140 28200 31616 2898 3667 6123 6305 6510 8032 9823 9942 10758 12445 12593 14117 19662 22194 27820 31396 31467

7.0 6.4 5.0 6.2 6.0 6.2 6.8 6.6 6.9 6.3 6.8 6.8 6.5 6.3 7.0 5.7 5.9 6.6 6.8 6.1 7.0 4.3 6.9 6.5 6.7 6.1 6.8 6.7 3.5 3.5 6.4 5.9 6.2 6.8 4.3 6.0 6.4 6.5 6.9 6.8 5.3 7.0 6.9 5.8 6.6 6.5 6.3 6.8 6.1 5.0

fenomeno (Desap.- Reap.) Limbo (D,Oscuro B,Iluminado) Catalogo Smithsonian Cat. Estrellas Zodiacales Magnitud

A.R. m s

18h22m04.409s 21h50m15.197s 23h19m00.112s 04h33m35.609s 04h46m19.363s 05h33m41.206s 06h47m49.527s 08h39m52.034s 08h39m57.801s 08h40m28.326s 08h40m21.458s 08h40m57.611s 15h23m02.063s 16h14m39.643s 17h58m58.039s 18h01m55.177s 18h56m01.709s 23h59m43.025s 02h18m44.462s 02h29m38.296s 04h11m06.539s 04h25m32.551s 04h27m08.026s 05h08m53.575s 05h17m34.282s 05h19m17.817s 05h25m13.500s 06h14m31.552s 07h20m10.085s 07h20m10.086s 08h40m08.637s 20h18m02.478s 23h29m02.618s 02h05m51.312s 02h44m59.610s 04h46m20.397s 04h55m01.959s 05h05m35.710s 05h59m43.273s 06h47m51.093s 06h51m36.615s 07h15m37.187s 08h14m30.296s 08h20m24.200s 09h19m01.683s 13h43m55.604s 16h14m40.219s 19h59m35.005s 23h14m41.757s 23h18m59.284s

Galileo 14 pág 26

°

Decl ' “

AR Dec K AP AW

Ascension recta Declinacion % iluminado de la Luna Angulo de Posicion Angulo de Watts

K %

AP °

AW °

-22°55'14.45" 44%+ 141 145.00 -16°50'29.75" 81%+ 125 146.06 -09°36'23.65" 93%+ 1 25.20 +18°01'04.04" 85%- 271 278.30 +18°44'07.74" 83%- 207 213.53 +20°28'26.82" 76%- 272 272.98 +21°41'24.94" 63%- 222 215.98 +19°32'19.32" 42%- 306 290.15 +19°33'03.11" 42%- 310 293.66 +19°32'33.68" 42%- 310 293.58 +19°20'48.79" 42%- 265 249.30 +19°34'41.56" 42%- 322 305.97 -15°08'01.00" 2%+ 110 96.71 -18°32'06.45" 6%+ 94 85.22 -22°31'00.07" 19%+ 58 59.30 -22°46'45.97" 19%+ 125 127.27 -23°10'21.40" 27%+ 123 129.88 -05°53'21.01" 83%+ 137 161.36 +08°11'03.25" 98%+ 2 21.48 +09°34'08.58" 99%+ 24 41.89 +16°38'55.16" 99%- 218 227.75 +17°55'45.31" 98%- 239 247.00 +18°12'31.83" 98%- 284 291.97 +19°51'36.91" 95%- 303 307.08 +20°07'55.28" 94%- 231 234.21 +20°08'05.13" 94%- 203 205.42 +20°35'01.50" 93%- 243 245.27 +21°46'50.09" 88%- 330 327.29 +21°58'48.26" 79%- 13 3.83 +21°58'48.26" 79%- 339 329.70 +20°00'16.66" 66%- 355 339.06 -21°48'30.25" 20%+ 80 94.93 -09°15'46.98" 55%+ 69 93.70 +07°01'54.47" 85%+ 71 91.04 +10°07'01.72" 91%+ 86 102.69 +18°44'08.02" 100%+ 106 112.72 +19°29'09.87" 100%+ 85 90.81 +19°48'25.79" 100%+ 84 88.20 +21°36'12.08" 99%- 256 254.78 +21°41'22.38" 97%- 232 225.71 +21°45'32.63" 97%- 224 217.08 +21°57'50.48" 95%- 298 289.35 +20°42'14.78" 89%- 253 238.55 +20°44'38.08" 88%- 354 339.31 +17°42'03.22" 80%- 226 207.34 -05°30'04.36" 27%- 337 316.06 -18°32'08.57" 5%- 236 227.18 -22°12'35.49" 3%+ 35 48.28 -10°41'10.54" 29%+ 112 135.68 -09°36'29.54" 30%+ 346 10.50

e galería de imágenes Todas las fotos que aparecen en esta sección, salvo indicación en contra, han sido realizadas por socios de la AAV-BAE.

Perseida en Cefeo. Valladolid 12/8/2000. Exp.1min T-Max3200. Obj 50mm f/1,8. Mikel Berrocal

Cumulo Globular M15. Orduña 8/8/2000. CCD Cookbook. 4 Exposiciones -Cuadro Oscuro. Procesado con Photo Shop. Carmelo Fernandez

Cuarto creciente.Burgos, 4/9/2000. 255mm f/4,6 + Barlow 2X. exp. 1/60s. Fuji Superia 100. Juan Somavilla

Nebulosa de Norteamerica y Pelicano. Almeria. 5/7/2000. Maksutov-Cassegrain d:90mm D:500mm f/5,6. 2 exposiciones de 20min. Kodak Royal Gold 1000, combinadas digitalmente. Mikel Berrocal

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D ID A C LI B U P Galileo 14 pág 28