jueves, 20 de abril de 2017

Hale Bopp: 20 años de un gran cometa

El cometa Hale-Bopp fotografiado el 7 de abril de 1997



Hace 20 años de esta fotografía. Se trata del Cometa Hale-Bopp que alcanzó su máxima aproximación al Sol en abril de 1997. Durante los meses previos había brillado bastante, fue fácilmente observable por los habitantes del hemisferio norte y su observación no pasaba desapercibida desde los ya contaminados cielos de una ciudad como Sevilla. Las dos colas que pueden apreciarse en la foto también eran notablemente visibles. Muy extensas, unas 40 veces el diámetro de la Luna Llena. 

He visto en mis observaciones que, en la fecha de la fotografía, bajo la constelación de Perseo, la magnitud que le estimé fue de 0. ¡Tan brillante como la estrella Vega! La cola de polvo, la más brillante se la medí visualmente ocupando 12 grados y algo menos la de gas (9 grados).

Aún recuerdo ese cometa que fue el posterior al magnífico Hyakutake del año 1996. Y aún recuerdo esa fantástica sensación de quedarme admirando los cielos que sigo teniendo intacta desde mucho antes que hiciera esa fotografía.

jueves, 6 de abril de 2017

Friedrich Argelander y el brillo de las estrellas



Cuando me inicié en la Astronomía empezaron a interesarme un tipo de estrellas cuyo brillo cambiaba con respecto al tiempo. Este tipo de estrellas, que me siguen fascinando y las sigo observando, se denominan estrellas variables. Por entonces, lo más fascinante para un joven de 16 años es que podía medir el brillo de las estrellas con un método fácil y que, además, me permitía contribuir activamente con la Astronomía en el conocimiento de este tipo de estrellas. El método que permitía medirlo se lo debo al astrónomo alemán Friedrich Argelander.

Friedrich Wilhelm Argelander nació un 22 de marzo de 1799 en la localidad de Memel, en la provincia de Klaipeda, por entonces perteneciente a Prusia y actualmente a Lituania. Su interés por la Astronomía le vino de la mano de Friedrich Bessel quien era el director del Observatorio Astrónomico de Kaliningrado y profesor de la Universidad de dicha ciudad. El mismo Bessel le consiguió un trabajo a Argelander en el observatorio finés de Turku en el año 1823 después de que éste último se doctorase tras realizar unas revisiones de observaciones del astrónomo John Flamsteed. Posteriormente también consiguió plaza en la Universidad de dicha ciudad como profesor de Astronomía. Su primer trabajo lo realizó allí y en 1837 publicó el libro "Sobre el Movimiento Propio del Sistema Solar". 

A partir de 1836 se iniciaron los trabajos para la construcción de un observatorio en la ciudad alemana de Bonn en los que Argelander estuvo participando activamente tanto en el desarrollo como con sus observaciones. De hecho, en 1843 Argelander publicó un catálogo de estrellas fijas que podían ser visibles a simple vista llamado Uranometria Nova. Lo más llamativo del catálogo fue el método que desarrolló para medir el brillo de las estrellas y que aún sigue siendo usado por miles de aficionados de todo el mundo. Dicho método es conocido como Método de Argelander.


EL MÉTODO DE ARGELANDER

Existe un método a través del cual los aficionados suelen medir visualmente la magnitud de las estrellas. Es actualmente muy usado por los observadores de estrellas variables y a pesar de contener una moderada dosis de subjetividad ha dado muy buenos resultados durante décadas. De hecho, hasta la aparición de los fotómetros y los sensores CCD la estimación de las magnitud de las estrellas -en especial los trabajos realizados con estrellas variables- se hacían usando solo el método conocido como método de Argelander. Actualmente se sigue usando pero debemos ser conscientes que no se adquiere la precisión que se obtiene con un instrumental adecuado, de cualquier forma suele ser validado por entidades dedicadas a la observación de estrellas variables.

Curva de luz de la variable T Cephei obtenida por observadores de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) usando el método de Argelander. (AAVSO)

Éste método fue desarrollado por el astrónomo que nos ocupa usándolo, además, para un catálogo de 22 estrellas variables que publicó en 1850. (Las estrellas variables, como he referido en la cabecera, son aquellas estrellas cuyo brillo no se mantiene constante con el tiempo). El método es muy fácil y consiste básicamente en una interpolación. Se desarrolla de la siguiente manera:

Seleccionamos dos estrellas de magnitud conocida, una de mayor brillo que la que queramos medir (estrella A) y otra de menor brillo que ella (estrella B). Una vez tenemos el par seleccionado, a continuación compararemos la más brillante con la estrella cuyo brillo desconocemos, y posteriormente, haremos lo mismo con la de menor brillo. Las comparaciones se harán asignándole unos grados definidos de la siguiente forma:

  • GRADO 1: Aparentemente las estrellas son iguales de brillo. Tras una observación exhaustiva no vemos diferencia alguna pero por unos instantes observamos que una estrella es más brillante que la otra.
  • GRADO 2: Al primer golpe de vista las dos estrellas resultan iguales pero cuando proseguimos la observación vemos claramente que una estrella es más brillante que otra.
  • GRADO 3: Una estrella es ligeramente más brillante que otra desde el primer golpe de vista.
  • GRADO 4: La diferencia de brillo entre las dos estrellas a comparar resulta notable.
  • GRADO 5: La diferencia de brillo entre las dos estrellas es exagerada o muy exagerada.
A esta relación podría añadirse el grado 0 que se aplicaría en el momento en el que no apreciáramos NINGUNA diferencia de brillo entre las estrellas a comparar pese a haberlo observado a las estrellas tras un detenido examen. Muchos observadores también aplican grados intermedios (a excepción del 0,5) pero para nuestros propósitos básicos la observación la haremos, ahora, usando grados enteros.


Ejemplo del Cálculo de la Magnitud

En una medición cualquiera podríamos tener una expresión así: A(3) V (2) B que significaría que la estrella A es tres grados más brillantes que la estrella de la que queremos obtener el brillo quien, a su vez, es dos grados más brillante que la estrella más débil elegida. Esta expresión recibe el nombre de comparación.

A continuación, llamaremos ma a la magnitud conocida de la estrella más brillante (que vamos a suponer de magnitud 3,2) y mb a la de magnitud más débil (supongamos de magnitud 3,8) y aplicaremos la sencilla expresión matemática siguiente:

Ejemplo y fórmula para calcular la magnitud  (FRB)

Si aplicamos los cálculos obtendremos que: mV = 3.2 + (3.8 - 3.2) · (3/5) = 3,56 = 3.6. Según la comparación entre estrellas que hemos observado, la magnitud que le hemos encontrado a la estrella es de 3.6.

Y así desarrolló Argelander su método que ha sido usado (y sigue usándose) por muchísimos aficionados con los que se construyen curvas de luz de muchísimas estrellas variables y que han servido para abundantes estudios en esta rama tan importante de la Astrofísica.


CATÁLOGO DE POSICIONES ESTELARES

Tras sus estudios publicados en el mencionado libro  "Sobre el Movimiento Propio del Sistema Solar", Argelander llegó a la conclusión de que carecía de datos suficientes que le permitieran indicar hacia donde se movía el Sol, y por extensión, hacia donde se movían las estrellas. Con esto en mente, consideró que sería necesario determinar las posiciones de muchas estrellas para alcanzar una conclusión razonable.

Y así lo hizo, desde su Observatorio en Bonn, inició su trabajo desde 1852 y hasta 1863.  Determinó la posición exacta de nada menos que 324.198 estrellas situadas en la franja de declinación de -2º y hasta los +90º. Para ello contó con la valiosa colaboración de sus ayudantes Eduard Schönfled y Adalbert Krüger. La conclusión de todos esos trabajos se compiló el catálogo conocido como Bonner Durchmusterung (BD) bastante usado durante la historia de la Astronomía posterior. Sus esfuerzos no quedaron ahí y junto con otro astrónomo, Wilhelm Foerster amplió hasta 200.000 estrellas y fue publicado en 1877 (tras su muerte) por la Sociedad Astronómica de Bonn y que conocemos con el nombre de Astronomische Gesellschaft Katalog (AGK).

Friedrich Wilhelm Argelander emprendió su viaje a las estrellas a las que tanto habío cuidado de medir su posición y su brillo el 17 de febrero de 1875, dejando un legado magnífico y un auténtico souvenir de mi afición que desembocó en muchísimos años de observaciones de estrellas variables. No podía faltar una entrada, en forma de homenaje en mi blog, a tan insigne astrónomo.






jueves, 23 de febrero de 2017

Marte y Urano, juntos en el cielo.



Máximo acercamiento entre Marte y Urano el atardecer del día 26 de febrero.





Posición de Venus y Marte en el horizonte Oeste a las 21 horas locales en los días de aproximación


Durante los próximos días podremos disfrutar de un acercamiento entre los planetas Marte y Urano. El primero es perfectamente visible a simple vista y el segundo puede ser localizado con prismáticos incluso desde núcleos urbanos. El mayor acercamiento se producirá el domingo día 26 cuando ambos planetas estén separados una distancia algo mayor al diámetro equivalente de la Luna Llena. Si tienes unos prismáticos o un pequeño telescopio no dejes pasar la oportunidad de ver a nuestros vecinos del Sistema Solar juntos en el cielo.

Ambos planetas estarán situados en el horizonte oeste y serán visibles en el cielo del atardecer. Marte brilla como un punto rojo de magnitud 1.5 un poco hacia arriba y a la izquierda del planeta Venus. Es distinguible con facilidad. Por su parte Urano tendrá una magnitud de 6.2 y será visible como un pequeño punto verdoso. Si se quiere observar a Urano no necesitaremos más que unos prismáticos o un pequeño telescopio para ello. No debe existir dificultad en su observación incluso desde ciudades con contaminación lumínica moderada. A continuación se muestran los diagramas de posición de ambos planetas entre los días 24 y 28 de febrero, ambos inclusive, así como las distancias que separan a ambos planetas. Los gráficos están indicados a las 20h de Tiempo Universal, es decir a las 21 horas locales en el horario peninsular español. 


24 de febrero. Separación: 1º 48 minutos


25 de febrero. Separación 58 minutos de arco


26 de febrero. Separación: 34 minutos de arco


27 de febrero. Separación: 48 minutos de arco


28 de febrero. Separación: 1 gado y 20 minutos de arco

Finalmente, el día 1 de marzo la Luna se unirá los tres planetas con un débil creciente iluminado un 12 por ciento. Si tenemos oportunidad observemos al planeta Urano, en noviembre de 2014 ya se incorporó una entrada sobre su observación. Y por supuesto si podemos, grabemos nuestro recuerdo en forma de fotografía. Si se usa un teleobjetivo de, por ejemplo, 135 mm con un ISO1600 y una exposición de 1 a 2 segundos será más que suficiente para que la imagen salga bien.




martes, 21 de febrero de 2017

"Antes de Hubble, Miss Leavitt". Reseña.



"Trabajamos del alba al ocaso,
computar es nuestra labor,
somos leales y educadas,
y nuestro registro es un primor"

De El delantal del observatorio


Acabo de terminarme este libro y creo que bien se merece incluir una breve reseña del mismo en el blog. Realmente me parece completamente aconsejable su lectura. El libro está escrito por el reportero científico del New York Times George Johnson y está dedicado a la figura de la astrónoma americana Miss Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) y a toda su obra científica desarrollada en el observatorio de Harvard a finales del siglo XIX y principios del XX.

El libro se extiende, además, a los trabajos de Edwar Pickering (1846-1919), Harlow Shapley (1885-1972) y Edwin Hubble (1889-1953) haciendo hincapié en los descubrimientos de este último y de la nueva "apertura" del Universo a nuevas galaxias diferentes de la nuestra y a las nuevas formas de medición de distancias del y en el Universo.

Leavitt trabajó en el observatorio de Harvard. Desarrolló su trabajo con muchísimo interés pese a percibir un salario muy pequeño en el observatorio de Harvard, siendo contratada por el astrónomo Edward Pickering con un contrato que mejor leer en el libro... La astrónoma se dedicaba a medir el brillo de las estrellas tras ir examinando las placas fotográficas que se había ido tomando en el observatorio noche tras noche. Formaba parte de un grupo de mujeres conocidas como "calculistas" por los cuantiosos y tedioso cálculos que debían hacer. Entre su equipo era la persona más destacada y era reconocida por su capacidad de trabajo y análisis.

Johnson relata como Leavitt llegó al descubrimiento de la relación período-luminosidad en las estrellas variables cefeidas tras examinar muchas de ellas en las Nubes de Magallanes. De dicho trabajo tomaron muy buena nota -en ocasiones de forma poco ética- Edward Pickering y Edwin Hubble.

A lo largo de los 10 capítulos de los que está compuesto el libro, se hace un repaso a toda la vida de Leavitt y detalla bien sus trabajos dándole un justo reconocimiento a esta espléndida astrónoma que, gracias a sus meticulosas observaciones y a sus exactos cálculos, ayudó a ir poniendo algunas de las bases de los pilares de la Astrofísica. El libro está editado por Antoni Bosch y en este enlace puede descargarse el índice y el primer capítulo en pdf.

Algo que me ha llamado bastante la atención del libro son sus numerosas citas y referencias bibliográficas organizadas por capítulos aunque lo considero un poco escaso de fotografías y de gráficos dada la época de la historia de la Astronomía en la que se desarrolla el libro. Totalmente aconsejable.


Título: ANTES DE HUBBLE, MISS LEAVITT (La mujer que descubrió como medir el Universo)
George Johnson, 2005.
Antoni Bosch, Editor. 192 Páginas.
Precio: 17.58 €

El conocido "delantal" del observatorio de Harvard