sábado, 6 de mayo de 2017

7 de mayo: la Luna y Júpiter, una bonita pareja.

ACTUALIZACIÓN

Presente aquí un par de fotografías realizadas en la noche del 7 de mayo. Las fotografías fueron realizadas con una cámara Canon EOS70D acopladas a un refractor Borg de 36mm.

La Luna y Júpiter y detalle de sus satélites - ISO800 - 1/800 segundos

Los satélites de Júpiter bajo la fulgurante luz de una Luna casi llena (ISO800 - 0.4 segundos)



-- Texto de la entrada original --

Aspecto general de la bonita pareja entre la Luna y Júpiter

En la noche del próximo domingo 7 de mayo, podremos observar a la Luna y Júpiter bien cercanos en el cielo. La Luna estará iluminada un noventa y dos por ciento, casi Llena, y estará separada del  planeta Júpiter algo menos que un grado y medio de campo en la constelación de Virgo. Su separación será equivalente a tres veces el diámetro de la Luna Llena. 

La Luna y Júpiter en la constelación de Virgo. La estrella cercana a ellos es Spica


Aunque la fotografía será algo costosa por el brillo lunar, es una excelente oportunidad para distinguir al planeta Júpiter para aquellas personas que nunca hayan tenido la oportunidad de observarlo más aún cuando no se requiere más que nuestros propios ojos para conseguirlo.


Configuración de los satélites de Júpiter para la noche del 7 de mayo

Pero si tenemos a mano unos prismáticos o un pequeño telescopio, además de poder observar los accidentes lunares (como el impresionante cráter Aristarco del que ya se habló en esta entrada) podremos observar los satélites de Júpiter perfectamente dispuesto para nuestro deleite tal y como se muestra en la imagen superior.

Situación del cráter Aristarco, un faro en el disco lunar

No dejemos de observar estos dos cuerpos celestes juntos en el cielo, si ya de por si son bellos, aún más haciendo pareja.



viernes, 5 de mayo de 2017

Los Satélites de Júpiter

Los Satélites de Júpiter

Sidereus Nuncius
He aquí el séptimo día de enero del presente año de mil seiscientos diez, a la hora primera de la consiguiente noche, mientras contemplaba con el anteojo los astros celestes, apareció Júpiter. Disponiendo entonces de un instrumento sobremanera excelente Disponiendo entonces de un instrumento sobremanera excelente, percibí (cosa que antes no me había acontecido en absoluto por la debilidad del otro aparato) que lo acompañaban tres estrellitas, pequeñas sí, aunque en verdad clarísimas; las cuales, por más que considerase que eran del número de las fijas, me produjeron cierta admiración por cuanto que aparecían dispuestas exactamente en una línea recta paralela a la Eclíptica, así como más brillantes que las otras de magnitud pareja. Su disposición mutua y respecto a Júpiter era:

Oriente * * O * Occidente






Esta fue la primera observación de los satélites del planeta Júpiter. Fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 y la he reproducido de su libro Sidereus Nuncius: El Mensajero Sideral. 

Cualquier aficionado con un pequeño telescopio puede seguir la evolución de los movimientos de los satélites alrededor del planeta gigante. Pero también podemos observar unos curiosos fenómenos que, sin duda, nos fascinarán.


LOS CUATRO SATÉLITES "GALILEANOS"

Si no fuera por la cercanía al planeta Júpiter, los satélites serían visibles a simple vista desde un lugar apartado de la contaminación lumínica, pero el resplandor del gigante gaseoso lo impide. Sus diámetros aparentes no llegan, en el mejor de los casos, a los 2 segundos de arco por lo que la posibilidad de observarlos como discos se alcanza con telescopio de al menos 20 centímetros de diámetro. Lo que si es posible es observarlos puntual y cómodamente con cualquier instrumento y por supuesto desde la ciudad. Veamos algunos datos básicos sobre los cuatro satélites principales de Júpiter que nos pueden guiar en la observación. El número romano entre paréntesis es el orden que tiene los satélites con respecto a su propia cercanía al planeta y será usado en las efemérides que luego explicaremos. Por su parte la máxima elongación está referida a diámetros de Júpiter, así, Io no se distancia más allá de tres diámetros de Júpiter, ya sea al Este o al Oeste.



El satélite Ganímedes es el más grande de los satélites del Sistema Solar. Con sus 5300 kilómetros supera incluso el tamaño del planeta Mercurio.


LOS FENÓMENOS CLÁSICOS

Los movimientos de los satélites de Júpiter a lo largo de sus órbitas generan una serie de fenómenos celestes dignos de ser observados y estudiados. Aquellos en los que intervienen los satélites con el planeta son denominados Fenómenos Clásicos y los que se suceden entre los satélites entre sí, Fenómenos Mutuos. Realmente los más interesantes hoy en día y que aún siguen requiriendo observaciones son los segundos, pero la observación de los Fenómenos Clásicos no está exenta de interés y por supuesto de belleza. En éste caso son los que vamos a tratar.

Los Fenómenos Clásicos son cuatro:

1.- Ocultaciones de los satélites por parte del planeta Júpiter. Para un observador situado en el punto T1 de la figura inferior, el satélite S1 no aparece visible estando ocultado al interponerse Júpiter en la línea de visión del observador.

2.- Eclipse de los satélites por parte de la sombra de Júpiter. El observador, situado en T2 no puede observar al satélite S2 pues éste se haya inmerso en la sombra proyectada por Júpiter.

3.- Tránsito de los satélites por delante del disco del planeta. En éste caso un observador que observa desde el punto T3 observa como el satélite S3 pasa por delante del disco del planeta.

4.- Tránsito de la sombra del satélite por delante del disco del planeta. En éste caso el observador observa como la sombra creada por la luz del Sol se proyecta sobre el disco de Júpiter.


Configuración de los Fenómenos Clásicos de Júpiter (Diagrama, GEA)

De estos cuatro fenómenos el que es más asequible para la observación con instrumentos modestos es el segundo: el eclipse de los satélites por la sombra del planeta. Esto se debe a que las ocultaciones y los tránsitos ocurren muy cerca del limbo iluminado del planeta. Históricamente el astrónomo danes Ole Romer determinó la primera medida de la velocidad de la luz en 1676 usando los eclipses del satélite Io por parte de la sombra de Júpiter.


EFEMÉRIDES DE LOS FENÓMENOS CLÁSICOS

Se presentan aquí todas las efemérides de los fenómenos clásicos de los satélites de Júpiter facilitadas por el Observatorio de Paris y recogidas por la revista Sky & Telescope. Las horas están expresadas en Tiempo Universal, esto es, para obtener la hora local en la Península Ibérica hay que añadirle una hora en invierno y dos en verano; y ninguna hora y una hora si observamos desde las Islas Canarias. Las efemérides aparecen en inglés pero son de fácil comprensión. De cualquier forma solo tenemos que tener en cuenta las siguiente leyenda:



Por ejemplo, el 9 de mayo a las 21:40 TU (Tiempo Universal) o sea a las 23:40 horas locales en el horario actual, aparece la leyenda "III.Oc.D" que significaría que el satélite III, Ganímedes, desaparece, iniciándose así una ocultación detrás del planeta Júpiter. Unas horas más tarde, a las 23:58 TU o 01:58 horas locales ya de la madrugada del día 10, tenemos la inscripción "III.Oc.R" que significaría que el satélite III, Ganímedes, reaparece de un eclipse provocado por la sombra de Júpiter.



OBSERVACIÓN DE LOS ECLIPSES

Es interesante que tengamos un reloj sincronizado con unas señales horarias fieles, en el caso de Radio Nacional de España suele ser así, pero podemos hacerlo también a través de internet sincronizando el reloj de nuestro ordenador con el del USNO (United States Naval Observatory), en éste enlace. Pues bien una vez que tenemos nuestros relojes en hora, (aconsejo el uso de un cronómetro) procederemos a observar el fenómeno unos seis o siete minutos antes de lo señalado por las efemérides. 

Inicialmente observaremos al satélite sin problemas, mostrando su brillo habitual para después desaparecer paulatinamente. En ese momento en el que dejamos de observarlo detendremos el cronómetro o anotaremos la hora con un precisión de 1 segundo. En las reapariciones, lo aconsejable es saber por qué parte de al lado del disco de Júpiter aparecerá el satélite (ojo, no del disco). Yo aconsejo hacer la simulación con algunos programas como por ejemplo el ya citado aquí, Stellarium. De ésta forma estaremos atentos a percibir la primera luz del satélite y ese será el momento en el que deberemos obtener la hora.

Durante los años 80 y 90 muchos aficionados observamos este tipo de fenómenos, realizando millares y millares de observaciones  en todo el mundo que ayudaron a construir unas efemérides que han ayudado a comprender mejor todos los movimientos del sistema joviano de cara las misiones espaciales que posteriormente se enviaron. A comienzos del próximo otoño volveremos a centrarnos en los satélites de Júpiter, ésta vez para tratar los fenómenos mútuos. Pero hasta entonces la danza de los satélites de Júpiter y sus fenómenos clásicos es un espectáculo que ningún aficionado debe perderse. 

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



domingo, 19 de febrero de 2017

La Compañera de Sirio



En una entrada anterior del blog se dio una breve reseña histórica acerca de la estrella Sirio así como la observación de la misma. Sirio resulta carismática, no ya solo por resultar ser la estrella más brillante del firmamento sino porque su observación dio pie al estudio de las enanas blancas.

EL MOVIMIENTO DE SIRIO

El movimiento oscilante de Sirio
En el último tercio del siglo XIX, el astrónomo William Huggins (1824-1910) investigó el espectro de la estrella Sirio intentando, con esta técnica, determinar la velocidad a la que viajaba la estrella. Huggins llegó a la conclusión de que Sirio se alejaba del Sol a una velocidad de 15 kilómetros por segundo. En la actualidad se sabe que Sirio viaja a la mitad de esa velocidad pero sin duda fue un descubrimiento realmente notable e importante para la Astrofísica el poder medir las velocidades a las que viajan las estrellas.

Unos años antes del descubrimiento de Huggins, el astrónomo y matemático alemán Friedrich Bessel (1784-1846) hizo un importante descubrimiento en base a observaciones propias que había realizado de las estrellas Procyon y Sirio. La trayectoria del movimiento propio de ambas estrellas no era rectilínea, como cabía esperar, al contrario, resultaba oscilante. Bessel argumentó, en 1844, que alrededor de estas estrellas debía orbitar un cuerpo con una gran masa de forma que influyera en su movimiento por mor de la gravitación.

La órbita pudo ser calculada en 1850 por el alemán Friedrich Peters (1813-1890) cuando aún no había sido observada visualmente ni registrada fotográficamente. El cálculo matemático daría pruebas a favor de la idea de Bessel pero el  honor del descubrimiento visual de la compañera de Sirio le fue concedido al hijo de un pintor aficionado a la Astronomía: Alvan Clark.


CONSTRUYENDO TELESCOPIOS

Alvan Clark y sus hijos (fuente: Wikipedia)
Alvan Clark (1804-1887) nunca supo hasta donde llegaría, de constructor de carruajes pasó a pintar al quedar prendado de las imágenes y grabados que pudo ver en un viaje que realizó. Aunque la afición por la Astronomía le vino tras quedarse impresionado por los trabajos de construcción de telescopios de William Herschel (1738-1822), la Astronomía le vino de la mano de uno de sus hijos, uno se la dio y el otro se la concedió...

Alvan Clark tuvo dos hijos con su esposa María Pease: George Bassett y Alvan Graham El primero de ellos quedó enamorado de la Astronomía tras el paso, en febrero de 1843 (hace 204 años) del Gran Cometa de Marzo (el  hoy conocido como C/1843 D1). El cometa alcanzó un brillo y tamaño notable.



El fantástico refractor de Yerkes
El joven George se sintió tan atraído por la Astronomía que usando una campaña de bronce construyó un telescopio para escudriñar los cielos. La familia  Clark se tomó en serio la construcción de telescopios para uso comercial: el padre se dedicaba al diseño y a la mecánica; los hijos a la labor comercial. George profundizaba cada vez más en la mejora de los mecanismos de los telescopios que se construían mientras que su hermano Alvan Graham Clark pulía y probaba las lentes y los espejos con una destreza inusitada. A pesar de realizar lentes acromátricas de hasta 102 centímetros como la que ocupara el glorioso telescopio del Observatorio de Yerkes, la pericia empresarial de Alvan era muy reducida y no le fue demasiado bien el cambio. Deprimido y apesadumbrado, pero convencido de que sus lentes eran las mejores, decidió comprobarlo por sí mismo y realizó multitud de observaciones de estrellas dobles. La familia cosechó un éxito sin precedente y los observatorios estadounidenses incluían siempre un telescopio refractor, con su correspondiente montura, fabricada por la empresa Alvan Clark and Sons.

Quizá el encargo más sobresaliente pero con peores consecuencias económicas para la familia se convirtió en el de mejores frutos científicos. La Universidad de Mississippi le llevó a trabajar en la construcción de un enorme telescopio refractor de 43,5 centímetros. La familia Clark iban a construir el mayor telescopio que jamás hubieran realizado. Pero la Guerra de Secesión convirtió a Mississippi en enemigo y el proyecto quedó  anulado pese a los esfuerzos de la familia de separar guerra y ciencia. Pero el uso del telescopio continuó...

Sirio A y B (Foto: Hubble)
La noche del 31 de enero de 1862, Alvan y Alvan Graham, padre e hijo, abrieron su observatorio con el telescopio instalado con el fin de comprobar que, tras tantos viajes, la lente del telescopio seguía impacable y el telescopio podría usarse. No sin esfuerzos, Alvan Graham apuntó a Sirio, la estrella más brillante del firmamento, una vez la tuvo en el ocular, sorprendido, llamó rápidamente a su padre pues, según se cuenta, había comprobado una pequeña aberración en la lente principal. Alterados por el supuesto defecto de la lente, movieron el telescopio hacia otras estrellas brillantes y cual fue su sorpresa cuando al apuntar a Procyon o Rigel no aparecía tal efecto. Habían descubierto la compañera de Sirio. Bessel había acertado.






LA COMPAÑERA DE SIRIO




La compañera de Sirio, Sirius B, gira alrededor de la estrella principal, Sirius A, en un periodo de 50 años y se encuentra separada unas 20 Unidades Astronómicas (una unidad astronómica es la distancia de la Tierra al Sol). Esto supone que, desde la Tierra, la compañera de Sirio viaja en una trayectoria elíptica alrededor de la principal que infiere una separación entre las dos estrellas. Esta separación varía entre los 3 segundos de arco y los 11. Como puede verse en el gráfico, en el apoastro (la máxima distancia con respecto a la estrella principal) se producirá allá por el año 2025 y el periastro (la mínima distancia entre las dos estrellas) en el 2044. Es decir estamos en los años buenos para su observación. Pero, ¿se puede observar la compañera de Sirio?








OBSERVACIÓN DE SIRIUS B

En teoría la separación entre las dos estrellas no sería un problema para la observación con telescopios de aficionados. Es más, no lo sería ni incluso con telescopios pequeños, pero hay que tener en cuenta que Sirio brilla con magnitud -1.5 y su compañera con magnitud 8.5. ¡La principal es 9500 veces más brillante que la secundaria! Esta diferencia de brillo es el problema principal para su observación.

Posición actual de Sirius A y B
No obstante los años venideros nos son propicios. La mejor época para la observación es la actual, la segunda mitad de febrero y la primera mitad de marzo. Es preciso usar telescopios de diámetros medios, refractores de 15 cms y reflectores de 20 cms de diámetro o más. Noches muy claras y limpias. Instrumental perfectamente colimado, sin suciedad y en equilibro térmico con el exterior. Cuando todo esté dispuesto, usaremos un ocular que nos de bastantes aumentos, aproximadamente el doble del diámetro de la lente que tengamos en milímetros, solo bajaremos de aumentos si la imagen se torna borrosa. Fuera del inmenso resplandor de Sirio podremos ver una diminuta estrella al este de la estrella principal, el diagrama de la órbita mostrado atrás nos puede servir para saber su localización y la separación (más de 8 segundos de arco).

Realmente observar Sirius B es muy difícil pero no imposible. Yo he llegado a verla con un refractor de 16 centímetros en una noche realmente magnífica, (y no tengo buena vista) eso sí, la visión de la compañera de Sirio me duró unos segundos. Incluso los fluídos del ojo perjudican su observación pero, una vez que la observas, la experiencia es maravillosa. Como maravilloso fue el descubrimiento de la compañera de Sirio, una enana blanca que abrió muchas puertas a la Astrofísica actual.

miércoles, 8 de febrero de 2017

10 de febrero: Eclipse Penumbral de Luna



Durante la noche del viernes día 10 de febrero y la madrugada del sábado día 11 tendremos la oportunidad de observar un eclipse penumbral de Luna. Si bien es cierto que no es un fenómeno tan destacado como un eclipse total (yo diría que incluso parcial) no deja de tener su encanto el hecho de que podamos ver el disco lunar un poco oscurecido durante unos minutos. Eso sí, para eso tendremos que acostarnos algo tarde pues el máximo se dará a las 1h44m hora peninsular española (00h44 TU).


¿QUÉ ES UN ECLIPSE DE LUNA? 


Comencemos por saber qué es un eclipse de Luna, cuántos tipos existen y, por supuesto, cómo se producen.
Un eclipse de Luna es un fenómeno astronómico que se produce debido a la interposición de la Tierra entre la Luna y el Sol cuando los tres cuerpos están alineados o muy cerca de la línea virtual que los uniría. Cuando la Tierra ocupa la posición central, la luz enviada desde el Sol provoca un cono de sombra terrestre cuya proyección se divide en dos partes: la umbra (la zona más oscura) y la penumbra (la zona más clara). 



TIPOS DE ECLIPSES


En función de que zona atraviese la Luna podremos ver diferentes tipos de eclipses:

Eclipse Penumbral: Aquél que se produce cuando la Luna atraviesa la zona de penumbra, ya sea todo el disco lunar (eclipse penumbral total) o parte (eclipse penumbral parcial).

Eclipse Total: La Luna atraviesa completamente la zona de umbra terrestre. Será el caso del eclipse del 28 de septiembre.

Eclipse Parcial: Una parte del disco lunar atraviesa la zona de umbra y el resto es ocultada por la penumbra.

En nuestro caso lo que vamos a observar es un eclipse penumbral total y lo que observaremos será un ligero oscurecimiento del disco lunar.



EL ECLIPSE PENUMBRAL DEL DÍA 10

Magnífica fotografía de Paco Bellido durante el eclipse penumbral del pasado 16 de septiembre

La penumbra de la Tierra oscurecerá el disco lunar un 99%, es decir casi completamente. El eclipse  será visible en toda Europa, toda África, la zona occidental de Asia y la oriental de América. Comenzará a las 22h44m Tiempo Universal (una hora más en la península ibérica y la misma hora en las Islas Canarias), alcanzará su máximo a las 00h44m TU (01h44 hora peninsular española) y acabará hacia las 02h43 TU

Lo que iremos observando será un oscurecimiento paulatino del disco lunar. Tenemos que tener en cuenta que en ningún momento tan destacado como cuando se produce un eclipse total de Luna. Llegado el máximo será el momento donde podamos observar y fotografiar mejor el oscurecimiento. Esperemos que las condiciones meteorológicas sean propicias. ¡Buena observación!




jueves, 2 de febrero de 2017

5 de febrero: Ocultación de la estrella Aldebarán por la Luna



Zona por donde desaparecerá Aldebarán tras el disco lunar


El próximo domingo día 5 de febrero la Luna ocultará a la estrella más importante de la constelación de Tauro: Aldebarán. Suele ser un fenómeno relativamente común que ya tratamos hace año y medio aquí pero no por ello deja de ser fascinante.

Será en la noche del domingo cuando la Luna se acerque a la estrella Aldebarán (de magnitud 0.9) y la oculte por el limbo oscurecido hacia las 22h52m hora peninsular española. La estrella reaparecerá por el limbo iluminado a las 01h04m del día 6 por la zona del Mare Crisium si bien la observación será más complicada al reaparecer la estrella por la zona brillante de nuestro satélite. Eso sí, estos horarios están referidos a la ciudad de Sevilla. Para conocer los horarios en que se producirá la ocultación y la reaparición de la estrella podremos consultar la web www.calsky.com entrando en "Moon" y luego en el apartado "Star/Planet Occultations". La Luna estará más allá del cuarto creciente, iluminada un 70% y a poco menos de 60 grados sobre el horizonte suroeste. 

Reaparición de Aldebarán por la zona iluminada ya entrada la madrugada del día 6

La ocultación se produce debido a que la Luna (como el Sol y el resto de los planetas) recorren una zona del cielo que denominamos eclíptica y que coincide con una serie de trece constelaciones que son las que conocemos como zodiacales (sobre el número ya hablaremos en otra entrada ). De esta forma, cuando la Luna atraviesa la constelación de Tauro, como es este caso, puede rozar u ocultar a la brillante Aldebarán como, en otras ocasiones también ha hecho con las Pléyades que también pertenecen a esta constelación o al cúmulo de los Hyades.

Para su observación necesitaremos prismáticos preferiblemente sujetos sobre trípode pero es más aconsejable el uso de un pequeño telescopio (si disponemos de él) al que no tendremos que añadirle demasiados aumentos. Lo importante es prepararse con tiempo y observarlo desde varios minutos antes de la inmersión de la estrella tras el disco lunar. La observación de una ocultación de una estrella brillante por la Luna es bastante interesante y no nos desagradará en absoluto. Y desde luego si podemos fotografiar el fenómeno desde un rato antes obtendremos preciosas imágenes prestando atención a los tiempos de exposición pues la Luna nos deslumbrará bastante. 




El fenómeno será visible en toda la Península Ibérica e Islas Baleares y Canarias. También será visible en el norte de África y sureste de Europa. En otros lugares observaremos como al estrella estará muy cerca de nuestro satélite. Señalo aquí un mapa del mundo realizado con el software Occult 4.1 que puede darnos una idea de como podremos ver la ocultación en función de nuestro lugar de observación.



lunes, 30 de enero de 2017

La Luna, Venus y Marte: Un bonito triángulo en el cielo.

Triángulo de "vecinos" de nuestro planeta
 
Las nubes han dejado un cielo realmente sucio sobre el centro de Sevilla

La Luna y Venus. Una pareja realmente preciosa

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La Luna, siempre espectacular

Todas las fotografías tomadas desde el centro de Sevilla con una cámara Canon 70D a la que se le ha acoplado un refractor Borg de 36mm y un teleobjetivo de 135mm. La atmósfera estaba realmente sucia y con nubes.






- TEXTO ORIGINAL DE LA ENTRADA -

Visión del horizonte oeste al atardecer del martes 31 de enero


En el atardecer del martes 31 de enero podremos disfrutar de una bonita imagen en el cielo. La Luna formará un triángulo con nuestros vecinos del Sistema Solar, Marte y Venus. Para su observación solo necesitaremos nuestros ojos.

Tras ponerse el Sol, nuestro satélite estará a una altura de 30 grados sobre el horizonte oeste y se encontrará en su fase creciente iluminada un 15% por lo que también podremos ver su luz cenicienta (ver el post anterior). Formará un bonito triángulo con Venus y Marte. Con el primero le separará algo más de 4 grados (ocho veces el diámetro de la Luna llena) y con Marte algo menos de 6 grados (12 veces el diámetro de nuestra Luna llena).

Disposición del triángulo formado por la Luna, Venus y Marte

Marte brillará con magnitud 1.3 con su característico color rojizo y Venus (el objeto más brillante del cielo después de la Luna y el Sol) con magnitud -4.3 y un precioso color blanco. Esta disposición entre cuerpos del Sistema Solar podrá verse durante dos horas después de ponerse el Sol aunque, como es lógico, cuanto más tarde más bajo sobre el horizonte se situarán los astros. Aprovechemos la oportunidad para fotografiarlos buscando alguna zona monumental de fondo o alguna montaña. 

sábado, 28 de enero de 2017

La Luz Cenicienta

La Luna creciente atravesando el cúmulo de las Hyades en Tauro en abril de 2016

Es indudable que una de las imágenes más bonitas que podemos ver en el cielo es la de la Luna solamente iluminada por un débil creciente pero mostrándonos el resto de su disco con un característico color gris. Ese color ceniza que vemos en el disco lunar se debe a que la Luna refleja la luz recibida de nuestro planeta después de que los rayos de luz procedentes del Sol incidan sobre nuestro planeta. Esa luz la conocemos como luz cenicienta (por el color ceniza) y parece como si la Luna nos anticipara todo lo que nos mostrará en los días siguientes.

El doble reflejo que causa la luz cenicienta


Luna menguante desde la ciudad
La luz cenicienta se observa en los primeros (2-3 días) y en los últimos días de la lunación, poco tiempo después del atardecer o del amanecer.  Es decir varios días antes o después de la Luna Nueva. Cuanto más temprana o tardía sea la lunación (cuanto menor sea la parte iluminada) más espectacular se mostrará. Si lo observamos al atardecer (fase creciente) la Luna se situará sobre el horizonte oeste y si la observamos antes del atardecer (fase menguante) la veremos sobre el horizonte este. Pero hay que tener presente que será visible durante un período pequeño de tiempo, una hora más o menos. Para su observación solo se requieren nuestros ojos pero la visión de la Luna con unos prismáticos o un pequeño telescopio es realmente maravillosa. Con independencia de lo que podemos ver en el terminador lunar, es decir el lugar que separa la zona iluminada de la oscura y donde se disfruta verdaderamente de la orografía lunar, podremos distinguir mares, cadenas montañosas, cráteres y otras formaciones lunares bastante interesantes.

La luz cenicienta en la Luna sería comparable a cuando los paisajes de la Tierra son iluminados al estar la Luna en su fase Llena. De hecho, desde la Luna se verá una Tierra casi "Llena". Debido al efecto de rotación de la Tierra, nuestro planeta visto desde la Luna crece a la vez que la Luna decrece cuando la observamos nosotros. Por tanto cuando la Luna está en sus primeros días de su ciclo la Tierra está casi en la fase llena observada desde la superficie de nuestro satélite. Eso sí, ¡casi 3.7 veces más grande que como vemos la Luna aquí!



Luz Cenicienta de Leonardo
La explicación de este fenómeno óptico no llegó hasta el siglo XV. Se creía que esa luz podría provenir de la misma Luna o bien un reflejo de la luz solar, incluso se planteó que era luz reflejada del vecino planeta Venus. El primero que dio una explicación correcta sobre la luz cenicienta fue el teólogo y filósofo alemán Nicolás de Cusa (1401-1464) y posteriormente el genial Leonardo da Vinci (1452-1519).

Este último dio la explicación en el Codex Leicester hacia 1510. Leonardo pensaba que la Luna tenía atmósfera y océanos repletos de agua pero sugirió, correctamente, que esa luz provenía de la Tierra aunque, eso sí, pensaba que el mayor reflejo procedía de los océanos terrestres, algo que hoy sabemos que no es cierto.




Una débil Luna creciente y Venus. Febrero 2015

La razón entre la cantidad de radiación que un cuerpo refleja respecto a la que incide sobre él se llama Albedo. Esta magnitud está entre los valores 0 (no refleja nada) y 1 (lo refleja todo). El albedo medio de nuestro planeta es de 0.39, el de Mercurio es de solo 0.06 y el de Venus de 0.70. El cuerpo del Sistema Solar que mayor albedo tiene es el satélite de Saturno llamado Encelado con un albedo de 0.98. El albedo de la Tierra depende de la situación atmosférica, geológica o estacional. Alcanza sus cotas máximas cuando la luz solar se refleja en los continentes, esto se produce cuando la Luna se encuentra en la fase menguante (es decir visible antes del amanecer). Si tenemos en cuenta que la mayor masa continental se sitúa en el hemisferio norte y que la mayor cantidad de luz se recibe en esta zona en la estación primaveral, entonces las mejores luces cenicientas serán las que podamos ver en los amaneceres primaverales.

La Luna, Venus y Júpiter en agosto de 2014. Esta imagen ilustra la portada del blog

Para fotografiar la luz cenicienta recordemos que hay que hacer una exposición un poco más larga de lo habitual para la Luna. Yo suelo emplear 1 segundo de exposición con un teleobjetivo de 135 mm e ISO800. La zona iluminada de la Luna quedará sobrexpuesta pero la luz cenicienta saldrá bastante bien. Como siempre, dependiendo del equipo que tenga cada uno, es conveniente hacer distintas fotografías con distintas variaciones hasta que consigamos una fotografía para nuestro albúm personal.

Para el 2017, los días en los que la Luna se encontrará en su fase Nueva son los que se expresan en la tabla que se expone a continuación. Recordemos que deberemos estar pendientes unos días antes (al amanecer) y unos días después (al atardecer) para poder observar la luz cenicienta.