Venus, el planeta de las nubes eternas El bólido que vino de

Transcripción

Venus, el planeta de las nubes eternas
El bólido que vino de occidente
Fronteras de la Astronomía (I)
Introducción a la Heliofísica (II)
Bolet n patrocinado por:
Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004
GALILEO
Boletín Astronómico
N.º 24, 1.er Trimestre de 2004
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.org
Edición y maquetación:
Marcial Vecilla y Mikel Berrocal
GALILEO en internet:
http://www.aavbae.org/boletin.php
Depósito Legal: BI-420-92
Colaboran en este número:
Juan A. Somavilla, Jesús Conde,
Mikel Berrocal, Emilio Fernández,
José Félix Rojas, Luken Eguiluz,
M.ª Rosa Martín.
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
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permiso expreso de la AAV/BAE.
© AAV/BAE 2004
En Portada: Imágenes obtenidas por la sonda
Magallanes, en radar. Puede observarse la superficie de Venus en cinco imágenes; a - Centrada en el polo norte, b - a 0º de longitud y c, d
y e a 90º, 180º y 270º de longitud este respectivamente.
Las imágenes han sido coloreadas a partir de
los datos obtenidos por las sondas soviéticas
Venera 13 y 14
Para más información sobre estas imágenes
consultar el sitio:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery
En Contraportada: Varios detalles de la superficie de Venus, imágenes obtenidas en radar
por la sonda Magallanes.
Para más información visitar el sitio:
http://solarviews.com/cap/index
Editorial
n el 2003 los aficionados a la Astronomía, afincados al Norte de la
Península, sobre todo los residentes en la costa Cantábrica, sufrimos el
mayor bagaje de noches nubladas. Pocos acontecimientos astronómicos nos
deparó el Cielo. Nuestras observaciones públicas en el Parque de Etxebarria
corrieron la misma suerte, sólo cuatro de once observaciones programadas
pudieran llevarse a cabo, incluso el tránsito de Mercurio por el Sol, efeméride
diurna, se chafó por la gigantesca borrasca que arrasó toda la península.
E
En el 2004 soñamos con un clima espléndido, que nos acompañe en las
noches de observación, algunos de los acontecimientos previstos para este
año son:
- Un tránsito de Venus por el Sol el 8 de Junio
- Dos cometas visibles a simple vista, el C/2002 T7(LINEAR) que tiene su
perielio en abril y en los últimos días del mes será visible en el amanecer, más
adelante el cometa se dejara observar en el ocaso de los últimos días de mayo,
inmerso en el resplandor de las puesta de Sol; El otro cometa, el C/2001
Q4(NEAR), que en los primeros días de mayo podremos observarlo por el
horizonte oeste, que irá ascendiendo hasta a la Osa Mayor en julio.
Es muy posible, que en los últimos días de mayo, podamos observar a los
dos cometas a simple vista sobre el horizonte oeste, el T7 y el Q4 un poco más
alto al comienzo de las noches durante el crepúsculo.
Dos eclipses de Luna harán nuestras delicias observacionales. El primero
el 4 de mayo durante las primeras horas de la noche y el segundo, el 28 de
octubre durante las últimas horas de la noche muy cercano al amanecer.
Desde aquí desearos un excelente tiempo y buenas capturas fotográficas.
Aprovechemos el tiempo que nos queda probando los equipos, para no tener
sorpresas.
Juan A. Somavilla
Presidente de la AAV/BAE
Nota de Redacción
entimos mucho la tardanza en la llegada a vuestras manos del anterior
número de la revista, por lo que algunos de sus temas, sobre todo
Efemérides, son agua pasada.
S
Debido a esta circunstancia, el último trimestre del año 2003, ha quedado
sin cubrir y el número que tenéis delante viene a ser el que cubre el primer
trimestre de 2004. Sus temas son actuales, y recogen el conocimiento básico
en distintos ámbitos astronómicos, siendo válidos en el tiempo y en el espacio.
Os pedimos disculpas aún a pesar que diversas circunstancias no previstas
y fuera de nuestra voluntad, impidieron la salida puntual del Nº 23 y la
continuidad de finales de 2003.
Aprovechamos la ocasión para desear a todos los socios y amigos, un
espléndido año astronómico 2004.
Índice
Curso de iniciación a la Astronomía (XIII)
“Venus, el planeta de las nubes eternas”
4
El Bólido que vino de occidente
8
Posiciones planetarias
10
Ocultaciones lunares y satélites Galileanos
11
El firmamento este trimestre
12
Observando el Sol
14
Fronteras de la astronomía “Instrumentación”
16
Astronomía y Radioafición
19
20
3
Curso de Iniciaci n a la Astronom a (XIII)
Venus, el planeta de las nubes eternas
J. A. Somavilla - [email protected]
sí, como en Marte se pueden observar detalles en su
superficie, aunque de bajo
contraste, en Venus ni un solo rasgo superficial podemos atisbar. Lo
único que vemos al telescopio, tanto el aficionado como el profesional, es un disco pequeño de color
blanquecino y brillante, reflejo de la
luz solar sobre las capas altas de
las nubes, que cubren todo el planeta. Sólo con telescopios de gran
abertura, elevados aumentos y filtros determinados, es posible apreciar unos cortes en forma de arco
de sus nubes, siempre que nuestra
atmósfera sea estable.
Imagen en luz
ultravioleta de las
nubes de Venus,
obtenida por la sonda
Pioneer Venus Orbiter,
el 5 de febrero de
1975.
Hoy en día, se conoce su superficie sólida, gracias a la sonda
Magallanes enviada a principios de
los 90 del siglo pasado por la
NASA, que utilizando un potente radar, fue capaz de registrar imágenes de la casi la totalidad de su superficie.
Venus, con una temperatura superficial de casi 500ºC y una densa atmósfera, compuesta principalmente de dióxido de carbono,
determina un alto grado del llamado "efecto invernadero", registrándose el doble de presión
atmosférica que en la Tierra. Este
efecto, se incrementa con la ayuda
de las nubes que rodean el planeta, compuestas de ácido sulfúrico y
otros gases, que alimentan su química, donde el vapor de agua es
escasísimo. Desde 1990 a 1994 la
sonda Magallanes nos mostró imágenes de un pasado volcánico,
cambiando el relieve de su superficie, y que casi con seguridad sigue activo el vulcanismo.
Estos gases llamados de invernadero, posibilitan que la luz del Sol
llegue hasta la superficie, pero bloqueando y sin escapatoria la radiación infrarroja. El dióxido de carbono, y el dióxido de azufre y el
escaso vapor de agua, absorben
cada uno de ellos en una banda
concreta de longitud de onda, no
permitiendo el equilibrio entre la radiación solar y la infrarroja produ4
Fotografía obtenida del NSSDC Photo Gallery.
A
cida por el calentamiento de la superficie.
Explicado muy a groso modo este proceso, no es menester ni propio de este artículo profundizar analíticamente en él. Baste decir que
este mismo efecto se produce en
nuestros invernaderos terrestres,
sólo que a una escala muy inferior.
Venus tiene de un diÆmetro
ecuatorial de unos 12.100
km. Algo inferior al de la
Tierra, 12.756 km. Su rbita
en torno al Sol, alcanza una
distancia media de 108,4
mill. de km, completando
esta rbita en un per odo de
225 d as terrestres
La rotación sobre su eje polar es
la excepción, pues tarda en rotar
una vuelta sobre si mismo 243
días terrestres y su sentido de giro es retrógrado, de este a oeste,
inverso al del resto de los planetas
del Sistema Solar. Si estuviéramos
en su superficie, y siempre que no
existieran las nubes que cubren la
visión de la esfera celeste, en el
transcurso de unos 120 días terrestres que dura la noche, observaríamos las estrellas aparecer por
el oeste y ponerse por el este, con
una lentitud desesperante a como
estamos acostumbrados a verlas
desde la Tierra. Pura utopía porque
es imposible "de momento" la existencia humana en ese infierno planetario.
Bien, con los pies en nuestro
planeta, nos hacemos una pregunta: quién no ha oído hablar en nuestro entorno familiar, amigos, etc.,
qué aquélla estrella tan brillante que
se observa hacia el sur-oeste, varias horas antes del anochecer, le
llaman el “lucero de la tarde”, y esa
otra estrella tan brillante que aparece unas dos o tres horas por el
este, es llamada el “lucero del alba”.
Efectivamente, con esos nombres es conocido Venus, sobre todo por pastores, agricultores y ganaderos. En la cultura griega, era
conocido por los nombres de
Phosphóros (el lucero vespertino),
"el que brilla al atardecer" y por
Hésperos (el lucero matutino), "el
que brilla al amanecer", creyendo
que se trataba de dos astros diferentes. Fue Pythágoras de Samos
(Pitágoras 580-500 a.d.C.) matemático y filósofo quien demostró
que eran el mismo planeta en ambas apariciones.
Fotografías de la superficie de Venus,
tomadas por las sondas soviéticas
Venera 9 y Venera 10, lanzadas al
encuentro de Venus el 8 y el 14 de junio
respectivamente.
En un hecho sin precedentes, ambas
sondas se posaron en la superficie de
Venus el 16 y el 23 de octubre de 1975.
Estas imagenes, fueron obtenidas por la
cámara de la Venera 9, el 22 y 25 de
octubre. Las dos sondas están
separadas en la superficie de Venus
2.100 km.
La mayoría de las rocas que aparecen
en las fotografías tienen entre 30 cm y
un metro de longitud.
Para tener una clara idea del
movimiento aparente de Venus sobre la bóveda celeste, en su traslación alrededor del Sol, partamos
de la Fig.1, para comprender y saber cuales son los momentos más
favorables para su observación. La
figura es una visión tomada desde
la vertical del polo norte de la Tierra, o si queremos, desde la prolongación del eje rotacional de
nuestro planeta. Como bien indica
la flecha, el giro de la rotación terrestre es de oeste a este. Un observador situado entre los 40º y 45º
de latitud y mirando hacia el Polo
norte, verá salir el Sol y a Venus por
su derecha (este) y ponerse ambos
astros por su izquierda (oeste).
Si observamos la Fig.1 partiendo de la posición de Venus en A,
este se sitúa entre la Tierra y el Sol,
llamándose a esta posición conjunción inferior, luego el resplandor fortísimo del Sol nos impedirá
la visión de Venus. Según van pasando los días, el planeta se acerca a la posición B, comenzando a
ser visible al amanecer un poco antes del orto solar, que al ser el mo-
Figura 1.
mento más cercano de Venus a la
Tierra, este aparece brillante, alcanzando una magnitud en torno a
la -4. Ante la mirada telescópica,
destaca el planeta como una Luna en cuarto creciente, con unos
cuernos muy agudos y presentando un diámetro angular de unos 43"
de arco.
Según avanzan los días, Venus
deriva hacia el oeste, madrugando
con mayor antelación a la salida del
Sol y adquiriendo más altura sobre
el horizonte, dándonos la oportunidad a los observadores de disponer más tiempo de observación,
hasta alcanzar la posición C, situándose a unos 47º de ángulo máximo con respecto a la Tierra y el
Sol como bien indica la Fig.1. A esta posición se le llama elongación
máxima occidental.
El planeta va alejándose de la
Tierra y aumentando su fase iluminada por el Sol, elevando un poquito su brillo al aumentar el área
del disco iluminado. A partir del momento de su elongación occidental,
Venus comenzará a tomar dirección
este acercándose al Sol, acortando el tiempo de observación.
Cuando alcanza la posición D,
el Sol sale antes que el planeta impidiendo su visión hasta que alcanza la posición E, momento denominado conjunción superior.
Venus no es visible durante casi
dos meses hasta que llega al punto orbital F, situándose muy cerca
del horizonte sur-oeste como el “lucero de la tarde”. Cada día que
avanza más hacia el este, adquiriendo mayor altura y brillo. Transcurren los días y Venus se observa
más cómodamente alcanzando la
posición G llamada elongación
máxima oriental, agradeciendo las
casi tres horas que podemos observarle. Llegado a esta culminación, Venus comienza a tomar rumbo oeste, acercándose al Sol y
subiendo de brillo hasta casi la
magnitud de -4,3, pero dificultando
la observación por su cercanía al
horizonte.
Con el paso de los días el astro
volverá a situarse de nuevo en la
posición A, de donde hemos partido al exponer el "tour". Contabilizando los días transcurridos son
aproximadamente unos 584. Este
periplo de Venus, es denominado
como período sinódico, es decir,
cuando alcaza la misma posición
Venus con respecto a la Tierra y el
Sol.
Al igual que Mercurio, Venus
también transita, o pasa aparentemente, a través de la superficie solar. Si tenemos en cuenta la inclinación de su órbita con respecto
a la eclíptica, aproximadamente los
3º 25' y entendiendo que la excentricidad de su órbita es tan insignificante (e = 0,0068) da como re-
Figura 2.
sultado una órbita casi circular, los
diámetros aparentes que nos ofrece Venus varían ligeramente, entre
57" y 62" precisamente debido a su
baja inclinación con respecto a la
eclíptica, hace que el fenómeno del
5
Fot. obtenida del NSSDC Photo Gallery.
La Venera 13 realizó estas fotografías el 3 de marzo de 1982.
La Venera tomó fotografías en color de la superficie de Venus.
Fot. obtenida del NSSDC Photo Gallery.
tránsito de Venus por el Sol se dé
en menor medida que los de Mercurio, produciéndose cada 106 y
126 años.
Pues bien, los aficionados que
vivimos en este siglo somos afortunados, no cabe duda, ya que en
el pasado año 2003, hemos podido
contemplar un tránsito de Mercurio
por el Sol y en Junio de 2004 observaremos el paso de Venus "caminando" por la fotosfera solar.
cuando en la conjunción inferior,
coincide con el paso del planeta por
los nodos ( posición de ascenso de
Venus, cortando la línea imaginaria
de la eclíptica en su trayectoria orbital).
Bien nos queda casi siete meses para adquirir experiencia observando la fotosfera solar, preparando los filtros que mejor se
acomoden al telescopio que usaremos y realizar prácticas de fotoEl tránsito de Mercurio, el 7 de
grafía a foco primario y con auMayo de 2003, nos fue adverso pamentos (oculares) planificando el
ra la gran mayoría de aficionados,
trabajo que desarrollaremos durante
puesto que una gran borrasca cuel fenómeno. Observaremos una
brió la casi totalidad de la penínsuesferita oscura, trazando una cuerla Ibérica, aunque hubo excepcioda sobre una gran esfera fuertenes.
mente iluminada. El Sol en esos instantes se hallará a unos 150
Las ventajas del tránsito de Vemillones de km. Y Venus transitanus, respecto al de Mercurio, son
rá por delante de él a 43 millones
varias entre las que se encuentran:
de km de la Tierra. Como se obmayor diámetro de la manchita (Veserva en la Fig.2 Venus entra en
nus), un mes mas tarde supone un
contacto con la
fotosfera del Sol
por la zona sureste y su salida
por el sur-este.
De este fenómeno daremos
cuenta con pelos y señales
cercanos a la feImagen de la superficie de Venus, obtenidad por la Venera 13.
cha.
acercamiento a la entrada del verano, augurando un mejor tiempo,
otra ventaja, es la magnitud que alcanza Venus durante el fenómeno
(-3,9), apreciándose un contraste
superior al de Mercurio y que sumado a un diámetro angular de
unos 58" de arco, permitirá a un número mayor de aficionados que sólo disponen de telescopios de poca
apertura.
La altura del Sol sobre el horizonte será muy elevada, sobrepasando los 60º permitiendo la cómoda observación del evento. Estos
tránsitos de Venus sólo acontecen
6
Conocida la forma de cómo se
mueve Venus, sobre la esfera celeste, paso a describir muy someramente la observación del planeta, con la herramienta fundamental
del astrónomo aficionado y profesional, como es el telescopio.
Allá por 1966 del siglo pasado
(es curioso como nos suena estas
fechas, pues están a la vuelta de la
esquina), acababa de llegar de mi
trabajo nocturno, hacia las 6,30 horas de la madrugada todavía si
amanecer y observando el Lucero
de la mañana por el camino de
vuelta a casa, me propuse obser-
varle en cuaanto llegara a esta, con
el reflector de 150 mm de diámetro
y 1.200 mm de focal. La visión de
Venus en un cuarto menguante finísimo y de cuernos agudos, llenando un poco menos de la mitad
del campo del ocular de 25 mm, me
impresionó su belleza. Era la primera vez que veía Venus con el telescopio. Siempre me gustan más
las conjunciones inferiores (lucero
del alba), que las superiores (lucero de la tarde).
Como veis, con un reflector de
150 mm de diámetro y aún menor
de 114 mm, se puede seguir la evolución de las fases que adquiere el
planeta en sus conjunciones. Por
desgracia, nos debemos conformar
con estas visiones, puesto que es
lo máximo que se puede alcanzar
desde la Tierra y con unas buenas
condiciones atmosféricas, siendo
lamentable que Venus acercándose tanto a la Tierra como ningún
otro planeta sea el astro que menos partido podemos sacar con
nuestros telescopios.
La fotograf a, a travØs del
telescopio, hay que
realizarla con ampliaci n
(oculares), utilizando
pel cula de media
sensibilidad
(400 ISO) y si disponemos
de un filtro que atenœe el
fuerte resplandor de su
contorno, mucho mejor,
ayudando a realizar un
perfecto enfoque del planeta
A mí me ha dado buenos resultados el filtro violeta Wraten 47, con
seguimiento motorizado y sin él y
utilizando tiempos de exposición de
½ y 1 segundo.
Fotografía de la Venera 10.
La fotografía con cámara reflex
y objetivo standard, obliga a la utilización de un trípode estable. Venus, durante muchos días entre sus
conjunciones, se separa del horizonte, adquiriendo elevada altura
lo que nos permite hacer registros
de su movimiento, este sistema es
el más adecuado. Cuando se está
acercando al Sol, el astro pierde altura y su luz reflejada atraviesa densas capas atmosféricas y lo observamos con fuertes turbulencias y
enrojecido, dificultando el registro
fotográfico, por lo que éste hay que
realizarlo cuando el planeta se halle en su mayor alejamiento del horizonte.
La observación de Venus a simple vista, es una buena guía para
los navegantes, en sus dos conjunciones, sabiendo que se dan al
sur-oeste y sur-este de los puntos
cardinales terrestres, a groso modo, incluso para aquellos que practican la montaña. La visión de este
“lucero” (vespertino y matutino) es
un espectáculo que no hay que perderse.
Bueno amigos, teóricamente me
despido hasta dentro de tres lunas,
igual son cuatro, pero aquí estaré
otra vez con vosotros. Saludos.
ALGUNOS DATOS PLANETARIOS DE VENUS COMPARADOS CON LOS DE LA TIERRA
Venus
Tierra
(Venus/Tierra)
Masa (1024 kg)
4,8685
5,9736
0,815
Volumen (1010 km3)
92,843
108,321
0,857
Radio ecuatorial (km)
6051,8
6378,1
0,949
Radio polar (km)
6051,8
6356,8
0,952
5243
5515
0,951
Densidad media (kg/m3)
Gravedad superficial (eq.) (m/s2)
8,87
9,78
0,905
Velocidad de escape (km/s)
10,36
11,19
0,926
2613,9
1367.6
1,911
Irradiación solar (W/m2)
Semieje mayor (106 km)
108,21
149,60
0,723
Periodo orbital sidéreo (días)
224,701
365,256
0,615
107,48
147,09
0,731
Perihelio (106 km)
Afelio (106 km)
108,94
152,10
0,716
Periodo sinódico (días)
583,92
–
–
Velocidad media orbital (km/s)
35,02
29,78
1,176
Máx. velocidad orbital (km/s)
35,26
30,29
1,164
Mín. velocidad orbital (km/s)
34,79
29,29
1,188
Inclinación de la órbita (gra.)
3,39
0,00
Excentricidad de la órbita
0,0067
0,0167
0,401
Periodo sidereo de rotación (hrs.)
-5832,5
23,9345
243,686
Duración del día (hrs.)
2802,0
24,0000
116.750
Distancia a la Tierra mínima (106 km)
38,2
Distancia a la Tierra máxima (106 km)
261,0
Diámetro aparente desde la Tierra máximo (segundos de arco)
66,0’’
Diámetro aparente desde la Tierra mínimo (segundos de arco)
9,7’’
Máximo de magnitud visual
-4,6
Presión en la superficie: 92 bar
Temperatura: ~737 K, (464oC)
Composición atmosférica (cerca de la superficie): Dióxido de carbono (CO2) - 96,5%; Nitrógeno (N2) - 3,5%
En menor proporción: Dióxido de sulfuro (SO2), Argón (Ar), Agua (H2O),
Monóxido de carbono (CO), Helio (He) y Neón (Ne).
Datos obtenidos del sitio: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html
7
El bólido que vino de occidente
Jesús Conde - [email protected]
a noticia astronómica, más
importante de este comienzo
de año, ha sido la visión de
un magnífico bólido que atravesó
completamente la península durante la tarde del domingo día 4 de
Enero. Este hecho tan poco habitual y la vistosidad del fenómeno
sobre cielos ausentes de nubes, hizo saltar la noticia inmediatamente
a las emisoras de radio por la noche y a los telediarios del día siguiente, incluyendo ya imágenes y
videos, así como entrevistas a testigos.
Como los hechos son lo suficientemente conocidos, vamos a
tratar de establecer las conclusiones más factibles sobre ellos, así
como algunas aclaraciones lingüísticas, y deshacer algunos errores de bulto. En primer lugar vamos
a establecer las diferencias de significado entre meteoro, meteorito y
meteoroide. Denominamos "meteoroide" a pequeños fragmentos
materiales cuyo tamaño puede ir
desde el de un grano microscópico
hasta el de un objeto de 100 metros de diámetro y que viajan con
unas velocidades, relativas a la tierra, de entre 13 y 75 kilómetros por
segundo, según vayan en la misma
dirección o en dirección contraria.
Este cuerpo, al chocar con las capas de la alta atmósfera, se pone
in-candescente y la luz que emite
es conocida como "meteoro". Si el
L
Reconstrucción del paso y caída del bólido.
cuerpo es lo suficientemente grande para que la fricción y las altas
temperaturas no lo consuman completamente, puede colisionar, con
mayor o menor fuerza, con la superficie terrestre. Este resto es lo
que llamamos "meteorito". Otro de
los puntos que conviene aclarar sobre la caída de meteoritos, es que,
aunque este hecho es habitual
Se calcula que entre 10 y
100 toneladas de polvo y
material meteor tico caen
diariamente sobre nuestro
planeta
Imagen del bólido sobre los cielos
de Castilla y León.
8
Eso no quiere decir que sean
siempre visible, ya que sabemos
que las tres cuartas partes de nuestra superficie terrestre es agua, así
que la mayor parte cae en el agua,
y de los que caen en la tierra, muchos lo hacen en grandes zonas
desérticas, y no sólo de arena como, el Sahara, sino también en las
grandes estepas rusas ,las cordi-
lleras como el Himalaya o los inmensos casquetes polares, solamente podemos ver los que caen
por la noche debido a su incandescencia, aunque sólo astrónomos, aficionados y pocas personas
más suelen observarlos. Así que la
excepcionalidad de este bólido, visible durante el día (lo que da idea
de su masa), facilitada su visión por
la ausencia casi completa de nubes
y su observación tan generalizada
en la franja de terreno situada bajo su trayectoria es lo que le ha dado tanta proyección al tema.
Los hechos comprobados son:
el ángulo de entrada, que fue de
30º y su recorrido por el cielo peninsular en dirección noroeste-sureste. Al rebasar la región de Galicia y entrar en Castilla y León, el
bólido explota y se divide en fragmentos más pequeños que continúan su trayectoria sobre la península.
Otro hecho comprobado es que
hasta el día de hoy no se han en-
Meteorito “Allende”,
contiene materia
orgánica (formaldéhido),
cayó sobre México.
Meteorito férreo (Siberia).
contrado fragmentos pertenecientes a este objeto.
Lo que nos hace desechar
la hip tesis del cuerpo
rocoso y decidirnos por un
bloque de hielo, o una bola
de nieve sucia.
En definitiva un resto cometario.
Así el hielo se habría sublimado y
desaparecido totalmente. No hay
que olvidar que pasaría en pocos
segundos del frío del espacio (en-
tre 200 y 100 grados bajo cero a los
cerca de 1500º sobre cero (la temperatura de fusión del hierro por
ejemplo). Además estas altas temperaturas sólo se forman en el frente de choque, mientras el resto del
meteorito sigue a muy baja temperatura.
Estas grandísimas diferencias
térmicas, crean unas tensiones internas tan fuertes que pueden llegar a fragmentar totalmente el meteorito, y lo que en un principio pudo
ser un solo objeto se va dividiendo
en varios trozos tras sucesivas ex-
Bólido observado en
gran parte de Europa en
1993, durante la lluvía de
las Perseidas.
plosiones, pero no debemos olvidar tampoco que las ondas de choque asociadas al cuerpo inicial o
a los restos fragmentados, también
generan explosiones como lo hacen los aviones reactores al atravesar la barrera del sonido, por esto se oyeron varias explosiones en
diferentes lugares de la trayectoria.
En cuanto al tamaño o al peso
hay discrepancias, se le calculan
50 toneladas de masa, por lo que
si fuera de hielo tendría un volumen
de 50 metros cúbicos, lo que correspondería aproximadamente al
tamaño de un gran camión con remolque. Si fuera pétreo, su volumen ocuparía 10 metros cúbicos,
lo que corresponde a un pequeño
camión y si fuera metálico (de hierro) correspondería a un pequeño
automóvil. Con estas referencias
podemos hacernos una idea bastante ajustada de su tamaño.
Si descartamos la posibilidad de
que se trate de cualquier artefacto
espacial, las coincidencias relatadas por los testigos, sólo lo son en
la dirección y la luminosidad, ya que
incluso en la hora del suceso hay
incertidumbres; parecen ser las
17,45 h. el momento de su visión
en Santiago de Compostela; a las
18,00 h. se vio entre León y Palencia, y en ese mismo momento
se vio en otras zonas de la provincia de Burgos, tan distanciadas como Melgar (rayando la provincia de
Palencia), o en la carretera BurgosSoria, cerca de Soria o en Almarza
dentro ya de la provincia de Soria.
Posteriormente hay observaciones
desde Castellón, Albacete y Mallorca sobre las 19,00h.
Si tomamos la primera y última
observación, hay un intervalo de
una hora y cuarto para recorrer
unos 1000 km, más o menos a la
velocidad de un avión comercial,
entre 800 y 900 km/h, lo que no
concuerda con la supuesta velocidad de los meteoritos, salvo que no
hubiera caído un bólido, sino varios
en diferentes momentos, aunque
próximos en el tiempo. Esto también explicaría las diferentes coloraciones vistas por los testigos, que
van desde un blanco brillante (la
Coruña-León) al azul intenso (Burgos-Soria), incluso anaranjado (la
Rioja).
Por último, no debemos olvidar
que entre el 1 y el 5 de enero tuvo
lugar la lluvia de estrellas "Cuadrántidas" con un máximo muy pronunciado el día 3.
9
10
Matutinos
14 Mayo ....Mercurio en su máxima elongación,
26º al oeste del Sol.
8 Junio ...... Tránsito de Venus, durante 6 horas.
30 Junio .... Aldebaran a menos de 11/2º de
Venus
5 Julio ........ La Tierra se encuentra en el afelio.
Vespertinos
4 Mayo ...... Eclipse total de Luna
24 Mayo .... Marte a 1º de Saturno
21 Mayo .... Ocultación de Venus por la Luna
FENÓMENOS PLANETARIOS
Posiciones planetarias
2.º Trimestre 2004
Ocultaciones Lunares
Desde Bilbao este trimestre
P:
14 marzo 2004
Fecha
Hora
02/03/2004
08/03/2004
14/03/2004
08/04/2004
09/04/2004
25/04/2004
26/04/2004
29/04/2004
07/05/2004
21/05/2004
21/05/2004
23/05/2004
23/05/2004
19:24:15
01:07:05
02:38:26
23:06:15
04:15:55
23:14:46
21:03:51
19:21:44
23:42:45
10:49:20
12:08:11
20:28:35
21:30:24
21 mayo 2004
F
L XZ
D
R
R
R
R
D
D
D
R
D
R
D
R
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
B
D
B
23 mayo 2004
Mag
A.R.
11604
18116
23974
22283
22388
10614
12050
15783
24651
5.3
5.9
4.5
4.6
4.8
5.8
5.9
5.4
4.6
-3.9
-3.9
11604 5.3
11604 5.3
L:
SAO:
XZ:
Mag.:
A.R., Dec.:
K:
A.P.:
A.W.:
07h44m22.4709s
12h09m54.7244s
17h47m48.5139s
16h20m53.6346s
16h30m28.0463s
07h11m37.7931s
08h01m10.5543s
10h32m25.5406s
18h08m21.6839s
05h41m37.9844s
05h41m35.9732s
07h44m21.2927s
07h44m21.2921s
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 SAO
Número de la estrella en el catálogo zodiacal
Magnitud de la estrella
Coordenadas ecuatoriales de la estrella
% Iluminado de la Luna
Ángulo de Posición
Ángulo de Watts
Dec.
+25º46’33.096”
+01º52’23.845”
-27º50’00.614”
-24º10’51.498”
-25º07’33.354”
+26º51’07.410”
+25º23’01.338”
+14º06’59.072”
-28º27’28.014”
+26º44’47.608”
+26º44’20.496”
+25º46’35.619”
+25º46’35.620”
Satélites Galileanos
%K
ºPA
ºWA
83%+
98%47%83%82%33%+
41%+
71%+
86%5%+
5%+
18%+
18%+
118
278
260
345
331
27
81
95
239
69
260
103
293
108.00
255.84
260.12
336.63
323.77
19.33
69.77
74.28
241.07
70.22
260.69
92.74
282.53
Estrella
76 Geminorum
10 Virginis
X Sagittarii
19 Scorpii
22 Scorpii
47 Geminorum
Omega Cancri
46 Leonis
38 B. Sagittarii
Venus
Venus
76 Geminorum
76 Geminorum
Ganímides
Calixto
Mayo
Europa
Abril
Io
Marzo
Fotografías obtenidas del NSSDC Photo Gallery
Posición de los satélites de Júpiter
11
El Firmamento este trimestre
Objetos celestes para observar...
A simple vista:
- Capella
- Sirio
- Procyon
α Aur
α CMa
α CMi
- δ Cephei
δ Cep
- Deneb
α Cyg
- Castor
α Gem
- Pollux
β Gem
- Vega
- Betelgeuse
α Lyr
α Ori
- Algol
- Pleyades
α Per
Tau
- Aldebaran
- Hyades
- Polaris
α Tau
Tau
α UMi
Binaria espectroscópica, a 24 a.l., de color amarillo. Ocupa el sexto lugar en el ranking de estrellas más brillantes
Sirio es la estrella más brillante del cielo, dista de nosotros 8,6 a.l.
Su nombre griego significa “la que precede al perro”, sale antes que Sirio en el hemisferio norte.
Se encuentra a 11,4 a.l.
Estrella variable entre 3,5 y 4,4 mag. en un periodo de algo más de cinco días, tiene una compañera de mag.6.
δ Cep da nombre a las estrellas variables con similiares características.
De mag. 1 situada a 1.600 a.l., es un estrella supergigante que se ve como una estrella blanca de tipo A2.
Con una magnitud absoluta de -7,1 tiene 30.000 veces la luminosidad del Sol.
Castor a 52 a.l. y de mag. 1,62, es un sistema múltiple compuesto por 6 componentes.
Mediante un telescopio modesto podemos observar tres de ellas.
Pollux es el miembro más brillante de la constelación de mag. 1,16 y tipo espectral K0, dista de nosotros 34 a.l.
Según la mitología griega Castor y Pollux son los dos hijos gemelos de la diosa Leda.
Quinta estrella más brillante del cielo, de color blanco-azulado a 25,3 a.l.
Con un diámetro 300 veces superior al Sol y a 430 a.l. de distancia,
es una de las mayores supergigantes rojas conocidas.
Sistema binario eclipsable, su magnitud varía entre 2,1 y 3,4 en 2,867 días.
Cúmulo estelar abierto, a simple vista se pueden ver siete estrellas, unos simples prismáticos revelan muchísimas más. Dista de nosotros 151 a.l.
Estrella roja supergigante. No pertenece al cúmulo de la Hyades. Dista de nosotros 54 a.l.
Cúmulo abierto en forma de V, a 150 a.l.
Estrella doble, un telescopio revela su compañera de 8m.
Con unos prismáticos:
- M31
And
- M2
- M38
- M36
- M37
- M44
- M41
Aqr
Aur
Aur
Aur
Cnc
CMa
- µ Cephei
- Mira
- χ Cygni
- M39
- ν Draconis
- M35
Cep
Cet
Cyg
Cyg
Dra
Gem
- M42
Ori
- M15
- γ Leporis
Peg
Lep
- M50
- Mizar y Alcor
Mon
ζ UMa
- Doble Cúmulo Per
- Cr 69
Ori
La galaxia de Andromeda, es el objeto más distante, 2 millones de a.l., que se puede observar a
simple vista.
Cúmulo globular, contiene alrededor de 150.000 estrellas, uno de los más compactos y ricos
Cúmulo abierto a 4.200 a.l., contiene gigantes amarillas con una magnitud de 7,9
Cúmulo abierto compuesto de una 60 estrellas brilla con una magnitud de 9.
Cúmulo abierto, contiene un considerable número de gigantes rojas.
El Pesebre, cúmulo abierto fácilmente visible a simple vista
Situado a cuatro grados al sur de Sirio. Cúmulo abierto, sus estrellas están distribuidas en un area
de 25 a.l.
Estrella variable de 3,4 a 5,1 en 730 días. De color rojo.
Variable de periodo largo, 332 días, varia de 3.0 m a 10,1 m.
Gigante roja pulsante, de periodo largo. 3,3 a 14,2 m en un periodo de 407 días.
Cúmlo abierto descubierto por Charles Messier en 1764. Su magnitud visual es de 4,6 m.
Par de estrellas de color blanco. Fácil de observar con prismáticos. A 100 a.l.
Cúmulo abierto compuesto por unos cientos de estrellas distribuidas en un área
como la Luna llena.
La gran nebulosa de Orion. Parte principal de una nube sde gas que se extiende por un área demás
de 10 º
Cúmulo globular, con un diámetro de 18’ y una magnitud visual de 6,2.
Sistema doble formado por una estrella dorada y otra blanca, de 3 y 6 mag.
respectivamente, con separación angular de 93,6” de arco. El sistema dista de nosotros 30 a.l.
Visible con prismáticos, un telescopio revela las estrellas individuales, a 3.000 a.l.
Mizar de tipo A2 y de mag. 2, Alcor es de mag. 3, a su vez Mizar es una doble espectroscópica,
y tiene el honor de ser la primera en ser descubierta por este método.
Doble cúmulo en Perseo NGC 869 y NGC 884, espectaculares vistos a través
de unos prismáticos.
Cúmulo en l Orionis, a 1.630 a.l.
Con un telescopio:
- M81
- M82
- M94
- 61 Cygni
- γ Delphini
- γ Andromedae
- M67
- 2265
UMa
Uma
CVn
Cyg
Del
And
Cnc
Mon
Galaxia en espiral visible con prismáticos y fácil de ver con un telescopio, a 9 millones de a.l.
Galaxia de forma irregular, a 10 millones de a.l. más pequeña que M81.
Galaxia espiral, distante de nosotros 15 millones de a.l.
Estrella doble, 5,2 y 6,1 mag. ambas naranjas, a 11,4 a.l. y separadas 28,4”.
Par de color amarill0 y blanc0. Magnitud 4,3 y 5,2, a 100 años luz. Struve 2725 (doble) está en el mismo campo.
Sistema doble compuesto por una brillante estrella de color naranja y otra de color azul de 5 m.
Cúmulo abierto, uno de los más viejos, cun una magnitud de 6,1 m, y una extensión aparente de 30’.
Cúmulo abierto llamado “arbol de navidad”. Asociado a la nebulosa del Cono, a 2.450 a.l.
Bilbao - Lat.
ENERO
FEBRERO
MARZO
43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m
21:00 h. T.U.
20:00 h. T.U.
19:00 h. T.U.
ALGUNOS CONSEJOS
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:
Observando el Sol
Emilio Martínez - [email protected]
N.º de Wolf diario: enero 2002 - diciembre 2002
250
200
150
100
50
dic'02
nov'02
oct'02
sep'02
ago'02
jul'02
jun'02
may'02
abr'02
mar'02
ene'02
feb'02
0
N.º Wolf. Valores Mensuales Comparados: enero 2002 - diciembre 2002
250
Max Bizkaia
Med Bizkaia
Min Bizkaia
MaxSabadell
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50
14
dic-02
nov-02
oct-02
sep-02
ago-02
jul-02
jun-02
may-02
abr-02
mar-02
feb-02
ene-02
0
OCTUBRE - máx. 194 - día 13
Continua con un perfil de actividad similar al menos
en sum forma, con disminuciones de actividad , debida a
la desaparición por el horizonte -W- Oeste de los grupos que motivan un máximo mensual, le suceden periodos de transición para en fecha diversa de cada mes se
recupera en parte, durando este ascenso varios días y
de nuevo se vuelve a producir este ritmo de actividad.
NOVIEMBRE - máx. 195 - día 5
Sigue la tónica de actividad con un número de grupos
que ronda la decena y unos índices que rondan en el máximo el valor de 150 -W- y bajando en su promedio del
mes rondando en índice 100.
DICIEMBRE - máx. 213 - día 20
Durante este mes el tiempo atmosférico dificulta bastante la observación durante los primeros días y los que
nos permite hacerlo nos lleva a mostra un descenso importante de actividad siendo el índice alcanzado en su
promedio mensual cercano al índice 100 pero por lo bajo, asi llegamos el día 29 a alcanzar un desconsolado 11
de -Wolf que en parte podria deberse a las dificultades
de realizar una buena observación aunque los índices de
los días mas proximos solo alcanzan el valor de 22 que
es el siguiente índice entre los mínimos, asi despedimos el mes y el año oficial.
15
Fronteras de la Astronomía
Instrumentaci n (I)
José F. Rojas Palenzuela - [email protected]
lo largo de la historia humana, sólo unas pocas generaciones, han tenido el privilegio de ser testigos de momentos
cruciales, en el devenir de las ideas que conforman nuestra concepción del Universo. Momentos tan
singulares como la revolución Copernicana, el desarrollo de la física
de Newton o del electromagnetismo de Maxwell, así como la Mecánica Cuántica y las teorías de la Relatividad pertenecen sin duda a esta
categoría. Pero lo que muchas personas ignoran es que el profundo
cambio que ha sufrido nuestra concepción del Cosmos en los últimos
años coloca a nuestra generación
en una situación igualmente significada.
A
Una vez más estos cambios han
venido de la mano de avances tecnológicos que nos han abierto nuevas ventanas al Cosmos o que han
ampliado las posibilidades de las
que ya existían. A lo largo de esta
exposición describiremos algunos
de estos fructíferos avances y los
cambios que han ocasionado en
nuestros conocimientos.
Comencemos por la Astronomía
óptica (visible).
En este momento, la actual
generaci n de telescopios
pticos tienen espejos de 8
10 m de diÆmetro, e
incluso algunos de ellos
cuentan con 2 y hasta 4
espejos
Esta a la vuelta de la esquina el
poder utilizar estos conjuntos de espejos con técnicas interferométricas, como ya se hace en radio e incluso en infrarrojo (IR), lo que
permite ganar en resolución (nivel
de detalle). Y sin embargo la carrera
hacia tamaños aún mayores no se
detiene aquí y ya se encuentran sobre el tablero de los diseñadores
los proyectos de futuros instrumentos de 30 m de diámetro e incluso alguno de 100 m.
16
Sin embargo
la atmósfera terrestre que nos
permite respirar
es un serio obstáculo para conseguir imágenes
estables. El mismo fenómeno
responsable de
las imágenes
ondulantes sobre el asfalto recalentado por el
Sol en una carretera en verano ocasiona que
las imágenes de
los astros que
Espejo de 8 metros del telescopio Gemini.
producen los temino que sigue la luz y la electrólescopios queden borrosas sobre
nica de control mueve algunos aclos detectores, lo que penaliza setuadores piezoeléctricos que deveramente la resolución (los detaforman uno de los espejos del
lles más finos detectables). Una fortelescopio para corregir el problema de atenuar este fenómeno
ma. Esta técnica ya ha mostrado
denominado seeing consiste en ubisus bondades trabajando en IR y
car los observatorios astronómicos
es enormemente prometedora paen lugares muy concretos del glora el visible, aunque aún debe subo terrestre en los que las condiperar algunos problemas.
ciones de estabilidad y transparencia de la atmósfera sean las
mejores posibles. Destacan los obLa luz procedente de un
servatorios de Mauna Kea (en Hapunto muy alejado, tras ser
wai, a más de 4.000 m de altura),
concentrada por el
del Roque de los Muchachos (en la
telescopio, idealmente
isla de La Palma) y de Cerro Paradeber a presentar una
nal (en el desierto de Atacama, Chidistribuci n muy
le).
Pero a pesar de la quietud de
los cielos de lugares tan selectos,
todavía no es suficiente y se hace
necesario acudir a otro planteamiento radicalmente diferente: la
óptica adaptativa. En esta técnica,
un sensor detecta varias veces por
segundo la forma del frente de onda de la luz que llega al telescopio
procedente de una fuente puntual,
tal como una estrella o una pequeña mancha (spot) generado en la
alta atmósfera por un laser anexo,
y que idealmente (en el vacío) debería ser plana. Un ordenador
computa rápidamente la corrección
que debe ser introducida en el ca-
caracter stica denominada
disco de Airy
En realidad, las aberraciones
que siempre existen en todo instrumento óptico, unidas al efecto
perturbador de la atmósfera, hacen
que la luz se desperdigue por una
región bastante más extensa, por
lo que la intensidad de luz en cada
punto de dicha región es mucho
menor a lo que debería ser. Sin embargo, el efecto del seeing puede
reducirse por medio de esta técnica porque se consigue que la región en la que la luz se desparrama se reduzca notablemente,
aunque sin llegar a ser tan peque-
una de valor 10. Consecuencia inmediata es que las exposiciones
electrónicas se pueden sumar en
gran número utilizando un ordenador.
Efecto de un sistema de óptica
adaptativa.
ña como el disco de Airy. Los beneficios son asombrosos tanto en
el incremento de resolución como
en la renovada capacidad de detectar objetos débiles al aparecer
su luz más concentrada que antes.
Haciendo uso de esta técnica, la
ventaja en "agudeza visual" de los
telescopios en el espacio se reduce, mientras que permanece la
enorme capacidad de captación de
luz de los grandes telescopios terrestres.
Simultáneamente se ha producido otra revolución en los receptores de la luz, que ya no son fotográficos sino hipersensibles
detectores electrónicos de tipo
CCD.
Estos chips tienen dos
inmensas ventajas sobre la
pel cula fotogrÆfica: su
respuesta altamente lineal y
su eficiencia cuÆntica
Vamos a dar alguna cifra por fijar el orden de magnitud. Si con una
exposición de valor 10 se consigue
cierto nivel de ennegrecimiento
(densidad) en la fotografía final, se
precisará de una exposición 100
para conseguir una unidad más de
ennegrecimiento. Por el contrario
en un chip CCD sólo se precisaría
de una exposición de valor 20 para conseguir el doble de luz que en
Eficiencia cuántica de los detectores CCD.
Por otro lado, respecto a la eficiencia cuántica, que de forma sencilla podríamos definir como el porcentaje de fotones (partículas de
luz) que el detector atrapa y utiliza
para formar la imagen, basta con
decir que en las películas fotográficas muy sensibles llega a alcanzar valores que rondan el 2% mientras que se pueden encontrar chips
CCD que llegan a alcanzar valores
¡entre el 60 y el 90%! Este es el motivo de que en la actualidad existan
astrónomos aficionados que con telescopios bastante modestos, pero
equipados con este
tipo de cámaras
CCD, han conseguido fotografiar objetos celestes que hace 30 años sólo
podía fotografiar el
telescopio Hale de 5
m.
Incluso regiones del espectro
que parecía que ya no podían aportar sorpresas, como por ejemplo la
ventana de radio, han contribuido
a su propio lote de sorpresas cuando se han utilizado técnicas de interferometría para combinar la radiación recogida por varias antenas
diferentes (27 en el VLA) para formar con ella el equivalente a una
antena gigante en lo que respecta
a resolución. En particular, la técnica denominada VLBI permite
combinar la radiación captada por
antenas en diferentes continentes,
lo que ha permitido "ver" en radio
detalles entre 200 y 500 veces más
pequeños que los más pequeños
visibles con el telescopio espacial.
Otra ventaja nada desdeñable es
que la imagen generada por un CCD
se digitaliza en la salida del detector por
lo que es una imagen intrínsecamente numérica y muy
fácil de procesar con La observación en IR permite sondear en profundidad
regiones con mayor densidad de polvo y gas.
las técnicas de trataEn otro orden de cosas, además
miento de imagen en ordenador.
de radiación electromagnética, ya
La revolución en detectores tamsomos capaces de detectar rutinabién nos ha permitido abrir nuevas
riamente neutrinos procedentes de
ventanas al Cosmos, cada una de
las reacciones nucleares que tielas cuales ha aportado su granito
nen lugar en las estrellas (el Sol,
de información. Por una parte heprincipalmente) y también en las exmos abierto la ventana de las miplosiones finales de las estrellas de
croondas, extendiendo la informagran masa (supernovas), lo que
ción que nos aportaba la ventana
aporta una clase de información rade radio por un lado y la que nos
dicalmente diferente a la electroaportaba el IR desde el otro. Por
magnética, porque esta proviene
otra parte, en el IR se han puesto
del mismo centro de estos astros.
a punto detectores equivalentes a
Los detectores de neutrinos se
los CCD del visible pero para este
rango de longitudes de onda, lo que
construyen a gran profundidad en
ha permitido obtener imágenes IR
viejas minas bajo el suelo o en la
directas. Así hemos podido identiprofundidad del océano para imficar estrellas en pleno nacimiento
pedir que la llegada de otras radiay las regiones en que esto tiene luciones de origen diferente se congar, regiones que en luz visible son
funda con los neutrinos, que tienen
bastante anodinas.
17
el telescopio en un avión reactor
modificado, dentro de una cabina
especial con una compuerta abrible en vuelo. Esta técnica funciona
excepcionalmente bien en IR y el
KAO, primer observatorio de esta
clase, dejó tan buen recuerdo que
ahora va a despegar su sucesor
SOFIA.
El detector de neutrinos de Sudbury
esta enterrado en una vieja mina.
la capacidad de atravesar la materia como si fueran fantasmas. De
hecho 70.000 millones de neutrinos
atraviesan cada centimetro cuadrado de cuanta materia vemos
(nosotros incluidos) en cada segundo. Son neutrinos que provienen de las reacciones nucleares en
el centro del Sol, y 8 minutos más
tarde de aparecer allí nos atraviesan (tras atravesar toda la Tierra si
es de noche). Resulta curioso que
los neutrinos fueran descubiertos
precisamente como una ausencia
en lo que se determinaba experimentalmente en los productos de
la reacción de desintegración del
neutrón, allá por 1930.
Pero las posibles fuentes de información no terminan en estas esquivas partículas porque en este
momento se pone en marcha una
nueva clase de observatorios que
van a intentar detectar no partículas o radiación electromagnética sino ondas gravitatorias, ondas que
la Relatividad General predice y que
son la única explicación posible para el movimiento observado en algunos sistemas estelares ya conocidos como por ejemplo el pulsar
binario PSR 1957. Si la técnica da
frutos, ya se diseña una versión ampliada y constituida por un conjunto de satélites en formación.
Y esto nos lleva a otra categoría de observatorios astronómicos,
en los que el efecto perturbador de
la atmósfera intenta reducirse por
la vía expeditiva de subir el telescopio por encima de la atmósfera.
Esto se puede acometer montando
18
Este nuevo telescopio
contarÆ con un espejo
segmentado equivalente a
uno monol tico de 6,1 m
Estará más dedicado al IR cercano, por lo que va a ser situado en
un punto muy singular denominado punto de Lagrange L2, distante
casi 1,5 millones de Km de la Tierra en dirección opuesta al Sol, lo
que hace que no se puedan llevar
a cabo misiones de mantenimiento como con el actual HST.
Si se precisan observaciones de
duración superior a las pocas horas del vuelo de un avión, se puede optar por la barquilla de un enorme globo que vuele a 40 Km de
altura como se ha hecho con los
detectores de microondas del BOCapítulo aparte merecen las
OMERANG, que permanecieron en
sondas espaciales a otros planevuelo 4 días. Pero sin duda la sotas.Las imágenes obtenidas por ralución ideal es sacar del todo el telescopio de la
atmósfera. El inconveniente es
el enorme coste
que conlleva,
por lo que los telescopios en el
espacio
no
abundan. Algunos como el telescopio Hubble
consiguen imágenes de una
nitidez inigualable por ningún
otro telescopio,
El telescopio espacial Hubble (HST)
mientras que
otros como Compton, Chandra,
dar de la superficie de Venus siemXMM o EUVE observan en longipre oculta por las nubes obtenidas
tudes de onda que no atraviesan la
por la sonda Magellan, las imágeatmósfera, por lo que sólo son facnes de altísima resolución de la sutibles desde el espacio. Sin emperficie marciana obtenidas por la
bargo la información que aportan
Mars Global Surveyor y las obteninos muestra los procesos más
das in situ por el rover de la Pathenergéticos del Universo. Algunos
finder, el increíble éxito de la misión
observatorios espaciales han batiGalileo a Júpiter con las primeras
do todos los récords de duración,
medidas directas de la atmósfera
como el IUE mientras que otros han
del planeta gigante, y las citas de
tenido una vida operativa mucho
la Giotto con el cometa Halley y de
más breve, aunque igualmente prola sonda NEAR con el asteroide
vechosa, como el IRAS o la misión
Eros han revolucionado la percepHipparcos.
ción de nuestro entorno en el SisLas imágenes obtenidas por el
telescopio espacial Hubble (HST)
son tan asombrosas, a pesar de
contar con sólo 2,4 m de diánetro,
que ya se le ha asignado un sustituto denominado hasta ahora
NGST, y recientemente renombrado como James Web Space Telescope.
tema Solar y avivado las espectativas de encontrar vestigios de vida
fuera de la Tierra. Pero a pesar de
todo ello, el papel más destacado
posiblemente sea el del SOHO, que
vigila permanentemente el Sol. Al
fin y al cabo el Sol es la fuente de
nuestra vida y es trascendental conocerlo bien.
Astronomía y Radioafición
Luken Eguiluz - [email protected]
Mike Foale, KB5UAC
operando la estación
de radio de la ISS
Frecuencia
Frecuencia
Frecuencia
Frecuencia
de
de
de
de
FRECUENCIAS
descenso fonía: 145.800 MHz
ascenso fonía: 145.200 MHz
descenso packet: 145.800 MHz
ascenso packet: 145.990 MHz
e forma reciente, el evento
de que un astronauta español, tuvo que estar operando dentro de la Estación Espacial
Internacional, puso en marcha a
muchos radioafionados para contactar con él y alguno más de sus
compañeros tripulantes.
D
FAX, RTTY, SSB, FM...), en definitiva modos menos llamativos pero altamente eficaces a la hora de
permitir el contacto entre el suelo y
la atmósfera, todavía "terráquea",
ya que estamos hablando de una
distancia inferior a los 500 km sobre la vertical.
Hemos dicho comunicar con
ellos, en este caso en forma hablada (fonía), que es lo que entiende la gente de la calle, pero no
es menos cierto que existen otras
formas de contacto radioléctrico,
que incluso supera un mejor enlace con ellos, citamos a modo de
ejemplo alguna de esas modalidades v.g. (CW, SSTV, PACKET,
Viene esto a cuento, para presentar (mejor dicho recordar), modalidades que a primera vista paracen abocadas a la extinción...
CW, o telegrafía con su código Morse, con cuyas abreviaturas (pocas
letras) tienen cada una un significado muy concreto y descifrable por
cualquier radioaficionado, donde
también acompañamos el abece-
ALGUNAS ABREVIATURAS USADAS
POR LOS RADIOAFICIONADOS EN
CÓDIGO MORSE
73
88
cariño
ABT
ADR
AF
AGN
ANI
ANT
BD
BI
CC
CFM
CHIRP
DR
DX
ERE
ES
Saludos
Amor, besos,
Aproximadamente
Dirección
Baja frecuencia
Nuevamente
Ninguno, alguno
Antena
Malo
Por
Pilotaje a cuarzo
Confirmo
Gorgeo
Querido
Larga distancia
Aquí
Y
FB
FM
GA
GB
INPT
entrada
KEY
LTR
MNI
NR
de
NW
OK
RPRT
RPT
RST
TKS, TNX
TX
Bien transmitido
De, a partir de, a
Buenas tardes
Hasta la vista
Potencia de
Manipulador
Carta
Mucho
Numero o cerca
Ahora
Todo correcto
Reporte, control
Repita
Reporte
Gracias
Transmisor
dario con su Código (puntos y rayas) y Fonético internacional.
De forma breve podemos decir
que el Código Morse toma el PUNTO como unidad, este tiempo de
duración es de 1/25 seg., aproximadamente. Siendo una LÍNEA el
equivalente en tiempo a 3 puntos.
Los espacios entre letras son de 3
puntos y entre palabras de 5 puntos. Todo ello se aprende a distinguir con un poco de constancia e
interés (es decir como casi todo).
Su recepción y/o escucha de tonos
etc,lo dejamos para otro artículo.
Un cordial saludo y felíz escucha.
Luken
ALFABETO EN CÓDIGO MORSE
Y FONÉTICO
A
.-
Alpha
N
-.
November
B
-...
Bravo
O
---
Oscar
C
-.-.
Charlie
P
.--.
Papa
D
-..
Delta
Q
--.-
Quebec
E
.
Echo
R
.-.
Romeo
F
..-.
Foxtrot
S
...
Sierra
G
--.
Golf
T
-
Tango
H
....
Hotel
U
I
V
J
W
K
X
L
Y
M
Z
....
....--.--.-...-..
-.----..
Uniform
India
Victor
Juliet
Whiskey
Kilo
X-ray
Lima
Yankee
Mike
Zulu
19
M.ª Rosa Martín - [email protected]
Extructura de
las células
solares.
3.1.2. La zona radiactiva
odea al núcleo y tiene un
grosor de 300.000 Km. Su
denominación proviene del
mecanismo de transporte de la
energía generada en el núcleo hacia capas más exteriores. Este
transporte es llevado a cabo por los
fotones (los fotones "son las partículas que componen las ondas de
luz").
R
Debido a la altas temperaturas
y presión en esta zona (aunque menores que en el núcleo), los fotones
no pueden recorrer mucha distancia sin colisionar con un átomo (entre uno y dos centímetros). Este
desplazamiento se conoce como
proceso de absorción y reemisión.
Durante el viaje de un fotón a la superficie solar, este va de colisión en
colisión convirtiéndose en un fotón
menos energético, y de rayos gamma se pasa a rayos X, de éstos a
rayos ultravioleta extremos, de éstos a rayos ultravioleta, hasta que
emerge finalmente a la superficie
solar como luz visible o infrarrojos.
Se estima que los fotones
invierten en este viaje unos
10 millones de aæos
Esto supone que la energía que
solar que recibimos en la Tierra se
"fabricó" hace mucho tiempo.
3.1.3. La zona convectiva
Es la zona más externa del interior solar. Tiene un grosor de
200.000 km. La energía procedente de la zona de radiación entra en
esta capa de gases más fríos y opacos. Debido a la opacidad de esta
zona, la transmisión de la energía
por radiación se vuelve ineficiente.
El mecanismo utilizado en esta zona de la estrella es la convección.
La opacidad de esta capa se explica por su menor temperatura,
que permite que los átomos conserven parte de sus electrones, algo imposible en el núcleo solar de20
Células
granulares
Espículas
bido a su alta temperatura. Estos
átomos con electrones capturan
más fácilmente a los fotones. La
convección es un fenómeno similar al del agua hirviendo. A medida que el gas caliente se eleva y
expande, origina corrientes de convección turbulentas que transportan energía a la superficie impulsada hacia arriba por las células de
convección en un movimiento violento y a borbotones acompañado
de ondas sonoras. En la superficie,
los gases irradian su calor, se enfrían y vuelven a caer al interior,
dónde se vuelven a calentar. Con
esto tenemos una capa muy homogénea, ya que la convección
mezcla los elementos existentes.
3.2. El exterior solar
El exterior solar sí puede ser observado visualmente desde la Tierra. Constituye la atmósfera solar y
se encuentra formado por tres zonas: la fotosfera, la cromosfera y la
corona.
3.2.1. La fotosfera
Es la superficie visible del Sol.
Se trata de una capa gaseosa de
unos 500 Km de espesor. Es de ella
de dónde parte la mayor parte de
la luz solar que recibimos, de ahí
su nombre.
En realidad por debajo de esta
capa también se irradia, pero por
tratarse de capas más densas no
dejan pasar la luz (son opacas). Sin
embargo, la fotosfera tiene la densidad adecuada como para emitir
luz y permitir que la luz escape de
ella. La energía que nos llega del
Sol es más intensa en el centro que
los bordes del disco (fenómeno de
ensombrencimiento de los bordes).
Esto es así porque la energía de los
bordes es emitida por la parte superficial de la fotosfera donde la
temperatura es de 4000ºK, mientras que la luz central tiene su origen en las capas bajas de la fotosfera donde la temperatura ronda los
8000ºK.
La mayor a de la luz que
recibimos del Sol procede
de una zona de la fotosfera
que se encuentra a 6000”K
Desde el punto de vista óptico,
la energía que nos llega es más intensa en el centro que en la periferia del Sol porque cuando miramos
los bordes del Sol, la luz nos llega
después de haber atravesado oblicuamente la fotosfera, por lo tanto
nos llega de la parte superior de esta capa, mientras que, cuando la línea de enfoque es perpendicular a
Corona solar,
visible
durante un
eclipse total
de Sol.
la superficie solar, alcanzamos las
capas profundas de la fotosfera.
La superficie de la fotosfera
estÆ recubierta por cØlulas
denominadas grÆnulos
Los gránulos tiene alrededor de
15000 km. de diámetro, tienen una
parte central brillante y están separados unos de otros por zonas
más oscuras. Se cree que los gránulos están producidos por la convección solar, así cada gránulo sería la parte superior de elevadas
columnas de gas caliente que ascendería a la superficie (zona brillante central), se enfriaría y volvería a bajar (las zonas oscuras
serían columnas de gas frío que inicia su descenso). Existe otra estructura mayor denominada supergránulo. Cada uno de estos
supergránulos contendría alrededor de 300 gránulos Los gránulos
tienen una vida de unos 10 minutos y los supergránulos de una media hora. Cuando un gránulo o supergránulo se extingue, en seguida
es sustituido por otro.
3.2.2. La cromosfera
La cromosfera se encuentra situada por encima de la fotosfera.
Es invisible en condiciones normales, pero puede verse durante unos
pocos segundos al principio y final
de los eclipses solares totales. Se
asemeja a un anillo de color rojizo,
de ahí su nombre, croma, que en
griego significa esfera de color.
En cuanto a las propiedades físicas de la cromosfera, la temperatura en esta es mayor que en la
fotosfera, es decir que aumenta a
medida que aumenta la distancia al
centro del Sol, mientras que la densidad disminuye hacia el exterior.
En la cromosfera las capas no son
físicamente homogéneas, por lo
que en una misma capa de la cromosfera existen zonas frías y calientes mientras que una misma capa de la fotosfera se encuentra
siempre a la misma temperatura.
En la cromosfera se pueden encontrar espículas, estructuras similares a llamas que pueden ascender a alturas de 10.000 km por
encima de la fotosfera y tienen una
vida de entre 5 y 10 minutos. Su
temperatura es de unos 10.000ºK.
Las espículas oscilan a merced de
las corrientes magnéticas como las
hierbas lo hacen a merced del viento, por eso algunos observadores
comparan la cromosfera con una
"pradera caliente".
3.2.3. La corona.
La corona es la parte más exterior de la atmósfera solar. Sólo puede verse durante los eclipses totales porque su brillo es sólo de una
millonésima parte del brillo de la fotosfera, se asemeja a un halo blanco perlado. Afortunadamente, el estudio de la cromosfera como de la
corona se puede llevar a cabo con
instrumentos de medida sin necesidad de tener que esperar a que
se produzca un eclipse.
La corona solar puede
alcanzar una distancia de 15
diÆmetros solares
a esas distancias del núcleo solar
es que las ondas de sonido generadas en la zona convectiva se
convierten en la corona en ondas
de choque que agitan los átomos
de gas provocando un fuerte aumento de la temperatura. Sin embargo, a efectos prácticos, esta temperatura no tiene importancia
significativa en el conjunto de la
cantidad de calor emitida por el Sol.
La corona está sometida a continuas tempestades magnéticas.
Esto hace que adquiera una disposición filamentosa. Esta tendencia es más perceptible en fases de
mínima actividad solar, mientras
que en los máximos adopta una estructura más regular y compacta.
Los elementos que componen
la corona escapan del Sol en el llamado viento solar. Este está formado en su mayor pare de hidrógeno ionizado (un sólo protón sin
electrones). El viento solar es el responsable de las auroras boreales.
El volumen de la corona es incomparablemente superior al del
resto del Sol, por el contrario su masa, comparada con el resto, es
prácticamente despreciable. De ahí
que su densidad no suela sobrepasar de entre 1 a 10 átomos por
centímetro cúbico.
La temperatura de la corona cerca de la cromosfera es de
500.000ºK, mientras que en la pare exterior de la corona es de
3.500.000ºK. Se cree que la razón
de que la temperatura sea tan alta
21
Observaciones Públicas 2004
Organizadas por la Agrupaci n Astron mica Vizca na / Bizkaiko
Astronomi
Elkartea
stas se realizan habitual-
É
mente en el Parque de
Etxebarria de Bilbao, un sá-
bado al mes, desde las 20:00 h. del
sábado hasta las 00:00 h. del domingo. También se organizan observaciones en caso de eventos especiales, que se anuncian con
antelación en nuestra página Web.
Para conocer posibles cambios
de última hora, u observaciones de
eventos concretos, consultad en el
teléfono de información ciudadana
del Ayuntamiento de Bilbao, 010 ó
la sección de agenda de los diferentes diarios del territorio.
Durante las observaciones
se instalan varios
telescopios, mediante los
cuales los asistentes podrÆn
observar principalmente la
Luna y los planetas, ademÆs
de algunos fen menos tales
como ocultaciones, trÆnsitos,
etc.
Debido a la contaminación lumínica, no es posible observar otros
objetos y fenómenos. También se
instalan sistemas de vídeo conectados a los telescopios. Los asistentes son invitados a observar a
través de los instrumentos, y gozar
de la experiencia de contemplar directamente los astros y planetas
22
Días de observación pública.
Curso de Iniciaci n (XII)
Marte, el planeta rojo
J. A. Somavilla - [email protected]
23
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.org
GALILEO en Internet: http://www.aavbae.org/boletin.php
Copyright Calvin J. Hamilton
Copyright NASA

Venus, el planeta de las nubes eternas El bólido que vino de

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