construir una cúpula - Agrupación Astronómica Vizcaína

No 13 3erer trimestre 2.000 Año IV
En este número:
·construir una cúpula
·repasando fundamentos
·iniciación a la Astronomía (3)
·el eclipse en Cherburgo
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ID
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Galileo 13 pág 2
GALILEO
BREVES · INTERNET · ASTRONOMÍA · ASTRONAUTICA
No 13
DEL BOLETÍN DE LA
AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINA
BIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA
Sede:
Horario:
correo-e:
pág.web:
Locales del Departamento de Cultura de la
Diputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru
Aldundia.
c/ Iparragirre 46, 5º Dpto. 4. 48012 Bilbao
Martes de 19:30 a 21:30 h.
aav_bae@mail.com
http://astroclub.net/aav
Dep.Legal: BI-420-92
Edicion: Mikel Berrocal
Marcial Vecilla
Colaboran en este número:
Ander Aizpuru
Jesús Bilbao
Carmelo Fernández
Juan A. Somavilla
José Félix Rojas
Emilo Martínez
Jesús Conde
Julen Sarasola
Este ejemplar se distribuye de forma gratuita a los socios y colaboradores de la AAV-BAE. La AAV-BAE no se hace responsable del contenido de los artículos, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus autores. Queda prohibida la reproducción
total o parcial de cualquier información gráfica o escrita por
cualquier medio sin permiso expreso de la AAV-BAE  AAVBAE 2.000
ÍNDICE DEL N 13
3O TRIMESTRE 2000
O
Pág
Noticias breves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
Construir una cúpula . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .4
Telescopios: Repasando fundamentos ( I ) . . . . .6
Iniciación a la Astronomía ( 3 ) . . . . . . . . . . . . . .9
El Eclipse en Cherburgo ( 1 ) . . . . . . . . . . . . . .12
Observando el Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .16
El Sol este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .17
Efemérides planetarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . .18
El Cielo este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . .19
Ocultaciones lunares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22
Galería de imágenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .23
UN CINTURON DE ASTEROIDES
DESCONOCIDO
Mediante simulación por ordenador, los científicos han identificado lo que podría ser un cinturón de asteroides situado muy cerca de la
Tierra.
El "descubrimiento" se ha hecho gracias a una
simulación por ordenador realizada por dos investigadores británicos. Los asteroides pertenecerían a los restos dejados durante el nacimiento del sistema solar, hace 4.500 millones
de años.
El más conocido anillo de asteroides (y el más
poblado) es el que se encuentra entre Marte y
Júpiter. Después se han encontrado otros objetos en trayectorias mucho más alejadas y también más próximas. Estos últimos son los que
más nos preocupan puesto que si son perturbados pueden llegar a aproximarse demasiado
a la Tierra e impactar contra ella, con devastadores resultados.
La última simulación, realizada con 20 ordenadores personales funcionando a pleno ritmo
durante cuatro meses consecutivos, indica
que, en efecto, hay una zona estable cerca de
la órbita de la Tierra. La simulación ha calculado los movimientos de todos los asteroides conocidos del Sistema Solar en un período de
100 millones de años. Ahora bien, 100 millones
de años es poco tiempo comparado con la edad
total del Sistema Solar, de modo que aún queda una duda razonable de si la existencia de los
cinturones es permanente o una casualidad
temporal. Podrían simularse los movimientos
de los asteroides para un período más largo,
incluyendo el que ha pasado desde el nacimiento del sistema planetario, pero ello precisaría de un funcionamiento continuado de los
ordenadores durante 16 años.
e
SALVAR EL ESPECTRO RADIOELECTRICO
Tras mas de tres años de negociaciones y planificacion, los astronomos han conseguido proteger una valiosa parte del espectro radioelectrico para la investigacion astronomica. El
acuerdo final fue rubricado por los 2500 delegados asistentes a la Conferencia Mundial de
Radiocomunicaciones de Estambul, Turquia.
La nueva reserva espectral cubrira todas las
frecuencias entre 71 y 275 gigahercios, casi
triplicando la porcion protegida en esta region
electromagnetica. Estas frecuencias corresponden a las longitudes de onda milimetricas, una
de las principales areas de investigacion astronomica. Los servicios de radio comerciales, estan ya solo rozando esta region, y el nuevo
acuerdo asegurara que tales servicios se permitan tan solo en base a principios de no interferencia.e
Galileo 13 pág 3
e Taller
Construir una cúpula
Jesús Bilbao
D
LA CUPULA
ebido a la incomodidad
y la pérdida de tiempo
útil de observación motivado por la puesta en estación de los telescopios, especialmente para una sesión de
tomas de imagen, decidí realizar un abrigo que los mantuviera protegidos en el intervalo entre observaciones y para
que conservaran la alineación
polar.
Luego de estudiar varias alternativas (abrigo en forma de
caseta deslizante, habitación
de techo corredizo, y otras similares) decidí que el sistema
que mejor se adaptaba a mis
posibilidades era el sistema de
cúpula hemisférica.
Teniendo en cuenta que prefiero los refractores en mis observaciones, y que mi meta era
proteger uno o dos montados
en paralelo de un diámetro de
200 mm. y focal de 2000 mm.,
dada la envergadura del instrumento necesitaba construir
una cúpula hemisférica de 4
metros de diámetro apoyada
sobre un muro de forma circular de 2 metros de altura.
Los materiales debían requerir bajo mantenimiento. Por
tanto elegí chapas y costillas
de hierro, a pesar de que a primera vista la madera parecía
Galileo 13 pág 4
ofrecer algunas ventajas: ligereza y estabilidad térmica del
recinto protegido. Sin embargo, necesita mucha más atención debido a hallarse a la intemperie, y su poco peso
puede ser un inconveniente en
caso de vientos fuertes.
Está formada por 24 costillas
siguiendo los meridianos de la
media esfera, interrumpidas en
parte por dos guías paralelas
que enmarcan la ventana de
observación. Esta se compone
de dos partes: una de aluminio deslizante hacia la parte
trasera de la cúpula por la que
se puede ver desde el cenit
hasta unos 20º sobre el horizonte y otra parte con bisagras
cular situado sobre
el muro. Seis ruedas permiten el giro de ésta sobre su
eje. El muro circular posee una zona
de rodadura adecuada para este
fin. La parte metálica de la cúpula
arroja un peso
aproximado
de
750 kg.; se hace
girar fácilmente sin
ayuda de medios
mecánicos.
Varias capas de
pintura blanca en
el exterior de la
cúpula protegen al
hierro del óxido e
impiden que ésta
se caliente durante el día.
que permite ver hasta el horizonte. Esta última se suele
usar cerrada para eliminar el
resplandor del alumbrado próximo.
Las costillas están cubiertas
por chapas de hierro de 1,5 milímetros de espesor con forma
de husos, soldadas entre sí y
a las costillas, de modo que
forman un cascarón muy resistente.
El conjunto está unido a un
soporte en forma de corona cir-
LA MONTURA
En el centro del observatorio
está dispuesta una montura de
tipo alemán sobre una columna formada por un tubo de hierro de 220 mm. de diámetro
relleno de arena con el fin de
amortiguar vibraciones, capaz
de soportar los instrumentos
citados y accesorios (buscador,
cámaras, etc.). Dotada de seguimiento motorizado en el eje
horario, próximamente motorizaré el eje de declinación con
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el fin de posibilitar la informatización de los movimientos del
telescopio.
El eje horario, de un diámetro de 85 mm. descansa sobre
rodamientos a bolas. El eje polar tiene también un diámetro
de 85 mm. El conjunto es
arrastrado mediante corona
dentada (360 mm. de diámetro, 360 dientes) y tornillo tangencial. Un motor sincrónico a
220 V. mueve el conjunto. El
peso total de la montura más
la óptica es aproximadamente
500 Kg.
INSTRUMENTAL
Tras construir varios objetivos de distinto diámetro y geometría, actualmente observo mediante refractor provisto
de un objetivo triplete de 200
mm. de diámetro y 2000 mm.
de focal. Como guía o toma de
imágenes de gran campo utilizo un refractor de 186 mm. de
diámetro a f 5.
Próximamente pienso realizar ligeras modificaciones en
la montura con el fin de acomodar en ella dos refractores
gemelos de 220 mm. para usar
uno en visual y otro fotográfico sobre el mismo campo, o
bien para observar visualmente con ambos simultáneamente .
e Observación
Telescopios: Repasando fundamentos (1)
Ander Aizpuru
LA ELECCIÓN DEL AUMENTO
EN EL TELESCOPIO
¿Cuál es el máximo y el mínimo aumento que podemos conseguir en un telescopio?. Esto depende de una serie de factores
entre los que cabe destacar la
abertura y diseño óptico del telescopio, los oculares, las condiciones atmosféricas, el tipo y tamaño del objeto que sé esta
observando y lógicamente, la agudeza visual del aficionado. Todos
ellos juegan un papel importante
y determinan el aumento más eficaz en el momento de la observación.
NUESTRA VISTA
Los ojos son una verdadera obra
de ingeniería. Tenemos un iris y
un enfoque automático, un cristalino asférico y una visión estereoscópica.
Algunas personas tienen defectos visuales, siendo el más frecuente el astigmatismo, que sólo
se puede corregir con gafas o utilizando solamente la pequeña área
central de la pupila del ojo. Para
ver un ejemplo, haz una abertura en forma de diamante apretando juntos los dedos índice y
pulgar de cada mano. Cuanto más
aprietes, más pequeña será la
abertura. Ahora acerca la abertura al ojo. Probablemente verás
alguna mejora en la definición y
profundidad de campo. (Tal vez resultaría un poco extraño en un restaurante, pero funciona muy bien
para leer el menú si has olvidado
las gafas.).
Los que padecen de miopía o hipermetropía puede simplemente
quitarse las gafas cuando utilizan
un telescopio, dado que se puede enfocar el instrumento para
compensar los defectos. Los pe-
queños fragmentos de polvo que
flotan en el ojo pueden resultar
problemáticos al utilizar aumentos muy elevados pues su visibilidad se acentúa.
NUESTROS TELESCOPIOS
Podríamos decir a grandes rasgos que los factores más importantes a tener en cuenta son seis.
Cuántas veces miramos
por el ocular y decimos
no ver nada.
Cuántas veces vemos
algo, pero no es todo lo
que podemos ver.
Y lo que es más preocupante, cuánto dinero
gastamos innecesariamente en la creencia de
no poseer el material
adecuado.
El aumento, y con ello quiero decir el aumento angular. Vemos el
universo en términos de ángulos.
Un telescopio con 50 aumentos
hará que el disco de la Luna, cuyo tamaño angular es de ½ grado, parezca tener 25º.
Para conseguir aumentos bajos,
utilizaremos oculares con focales
largas; y cortas para grandes aumentos. Existen unos accesorios
que nos permiten variar el aumento sin necesidad de cambiar
de ocular. Por un lado tenemos las
lentes telecompresoras que disminuyen la distancia focal efectiva de algunos telescopios, proporcionando un menor aumento.
Por el contrario las lentes Barlow
permiten que un telescopio de disGalileo 13 pág 6
tancia focal corta pueda conseguir
aumentos sorprendentemente altos.
Pero ¡cuidado!: es posible que
no queramos tantos aumentos. Intentar conseguir 600 aumentos
con un telescopio de 60mm de diámetro no tiene sentido puesto que
no veríamos absolutamente nada.
La Relación Focal (F) tiene poca
importancia para la observación.
Un telescopio "rápido" tiene una
distancia focal corta y un campo
grande. "Rápido", sin embargo, es
un término usado frecuentemente en fotografía (un telescopio a
F/5 puede hacer fotos con un
tiempo de exposición cuatro veces
más corto que un instrumento a
F/10). Los telescopios bien diseñados y con la misma abertura
pueden ser rápidos o lentos, y ambos conseguirán la misma luminosidad y resolución.
Mucha gente que utiliza prismáticos lo sabe. Mientras que abertura, aumento y pupila de salida
son especificaciones claves para
prismáticos, los fabricantes no dan
nunca la relación focal del objetivo pues nada tiene que ver con la
luminosidad visual de la imagen.
Los fotógrafos tienen más dificultad en entender este concepto,
porque en su experiencia cuanto
menor es la relación focal, más luminosa es la imagen.
El campo angular o real es el
área de cielo que vemos a través
del ocular. Se determina dividiendo el diámetro del diafragma (el
anillo del ocular que define los límites del campo) por la distancia
focal del telescopio. Su valor también viene dado por el cociente entre el campo aparente y los aumentos. Por ejemplo, si nuestro
telescopio tiene una distancia focal de 1000mm y 40º de campo
aparente, observaremos un área
Un sistema que nos puede dar
un valor aproximado es observar
el campo que vemos a través del
ocular y dividirlo por el aumento.
El resultado no llega a ser exacto
debido a que las lentes que componen el ocular son esféricas.
Campo aparente es el círculo rodeado de una zona negra (diafragma) que vemos a pleno día
cuando miramos por el ocular. Si
tienes dos oculares y quieres saber cual tiene el campo aparente
más grande, mira a través de los
dos como si fuesen prismáticos.
Colócalos para que los círculos de
campo se solapen y será evidente cual de los dos es mayor.
del cielo de 0,4º=24'.
Oculares con focales largas pueden utilizar el limite del cilindro como diafragma. Por esta razón los
de 2'' (pulgadas) pueden tener
campos reales mucho más grandes que los de 1 1/4''. El diámetro interior de un cilindro típico de
2'' es 1,7 veces más grande, lo
que significa un área tres veces
mayor. Muchos oculares tienen
diafragmas que se pueden medir
con un calibrador. Otros lo tienen
entre elementos del ocular, lo que
dificulta por determinar el campo
real.
Si desconocemos el campo aparente o el tamaño del diafragma,
podemos averiguar el campo angular por el desplazamiento de las
estrellas a través del telescopio.
Para ello debemos apuntar a una
estrella cercana al ecuador celeste y, con el motor apagado, calcular el tiempo (t) que tarda una
estrella en cruzar por el centro del
campo. Como las estrellas situadas en el ecuador parecen moverse a 15 segundos de arco por
minuto, solo hay que multiplicar
el tiempo (t) por 15 para conocer
el campo real en minutos de arco.
Pupila de salida es la imagen del
objeto formada por el ocular. Se
calcula dividiendo el diámetro del
objetivo por el aumento que nos
proporciona el ocular. Los fabricantes de prismáticos especifican
indirectamente la pupila de salida
al indicar el aumento y la abertura. La relación focal (F) también
nos permite conocer su valor. Por
ejemplo, si utilizamos un ocular de
35mm de distancia focal con un
telescopio a F/5, la pupila de salida será de 7mm.
La resolución o poder separador
se puede definir como la capacidad de un telescopio para disociar
dos puntos muy próximos ópticamente entre sí.
Tradicionalmente, los fabricantes de telescopios utilizan el limite de Dawes. Durante el siglo XIX
en Inglaterra, un pastor llamado
William R Dawes observó con pequeños refractores y encontró que
LAS FÓRMULAS DE LOS TELESCOPIOS
aumentos
=
distancia focal del telescopio
distancia focal del ocular
=
diámetro del objetivo
pupila de salida
campo angular
=
diafragma del ocular
distancia focal del telescopio
=
campo aparente
aumentos
pupila de salida
=
diámetro del objetivo
aumentos
=
distancia focal de ocular
relación focal (f)
relación focal =
resolución práctica
=
300
diámetro del objetivo
resolución teórica
=
114
diámetro del objetivo
Galileo 13 pág 7
distancia focal
diámetro del objetivo
luminosidad = diámetro del objetivo
7mm
podría distinguir los componentes
de estrellas dobles débiles con
magnitudes iguales cuando su separación era igual a 114 segundos
de arco dividido por la abertura del
telescopio en "milímetros". Por supuesto esto solo sirve de referencia, dado que telescopios de distintos tamaños dan resultados
diferentes. Además, la resolución
es peor cuando las estrellas dobles tienen componentes de magnitudes distintas.
El límite de Dawes no es válido
para la observación de detalles
planetarios con diferentes contrastes. Tampoco tiene en cuenta
el hecho de que los telescopios con
aberturas superiores a los 225mm
(9 pulgadas) casi nunca pueden
conseguir una resolución de 1/2
segundo de arco debido al mal seeing atmosférico. También, si la
resolución a simple vista es de 1'
(para personas con buena vista),
solo necesitas un aumento de 120
para ver el límite de resolución impuesto por la fórmula de Dawes o
por la atmósfera. En la práctica,
un aumento dos o tres veces superior es más cómodo. Aunque en
principio es posible cualquier aumento, es difícil obtener buenos
resultados cuando estos superan
los 300 ó 500 (según sea la abertura del telescopio).
Para evitar llevarnos una desilusión, es conveniente utilizar una
constante que se adapte mejor a
las condiciones atmosféricas que
normalmente estamos acostumbrados (con ciertas turbulencias).
Para determinar en este caso la
resolución práctica dividiremos la
nueva constante cuyo valor es de
300 por la abertura de nuestro telescopio.
La luminosidad es la cantidad de
luz que puede recoger un telescopio. Cada telescopio tiene su propia luminosidad intrínseca, de modo que para conocer la diferencia
de un telescopio respecto a otro,
dividiremos el cuadrado de sus
aberturas. Por ejemplo, si comparamos un telescopio de 70mm de
diámetro con la pupila de 7mm,
tendremos que la luminosidad del
instrumento es 100 veces mayor.
Esto significa un aumento en 5
magnitudes; dado que a simple
vista podemos ver estrella hasta
la 5ª y 6ª magnitud, el telescopio
nos permitirá observar hasta la
magnitud 10 o la 11, siempre y
cuando las condiciones atmosféricas sean excelentes. Ello dará una
idea de las estrellas mas débiles
que podemos observar. Este valor
es en realidad algo menor puesto que no tiene en cuenta la perdida de la luz provocada por las
lentes.
MITOS COMUNES SOBRE LOS TELESCOPIOS
Existen muchos mitos -o, si lo prefieren, conceptos erróneos- entre los aficionados.
1. Una pupila de salida de 7mm proporciona el
mínimo aumento. ¡NO! Con un refractor no
existen límites en cuanto al tamaño de la pupila. En los reflectores el límite lo impone
la obstrucción del secundario. Si bien una
pupila de salida de 7mm, por coincidir con la
del ojo, proporciona las vistas del cielo profundo más luminosas, eso no quiere decir
que sean las mejores. Aumentos mayores
revelarán más detalles, mantendrán el contraste y mostrarán estrellas más débiles.
2. Las pupilas de salida superiores a los 7mm
malgastan luz y resolución. En los refractores, sí se pierde abertura, pero el aumento
es tan bajo que esta perdida tiene poca importancia. La luminosidad y la resolución de
la imagen son las mayores posibles para ese
aumento. Con reflectores sin embargo, si
existe una perdida de luz, pero principalmente porque el punto negro en la pupila,
causado por la obstrucción secundaria, se
vuelve más grande.
3. Los telescopios de focales cortas muestran
las imágenes más luminosas.
Esto es un concepto erróneo. En fotografía
una focal corta significa imágenes más luminosas y exposiciones más cortas para ob-
jetos muy extensos. Pero los telescopios con
idénticas aberturas y aumentos tienen la misma luminosidad, aunque la relación focal (F)
sea distinta.
4. Telescopios con una relación focal alta proporcionan imágenes más contrastadas. Tanto refractores como reflectores, si son de
buena calidad, apenas mejoran los contrastes sea cual sea su F.
5. El máximo aumento útil es de 2x por cada
milímetro de abertura. Esto depende del tamaño del telescopio, pues cuanto mayor sea,
más le afectarán las condiciones atmosféricas. Para telescopios pequeños el máximo
aumento es de 2x por cada milímetro de
abertura. Para los grandes es de 0,8x a 1,2x.
6. Las lentes de Barlow dan una mala calidad
de imagen. Eso era cierto cuando las Barlow
se fabricaban con cristal de bajo índice. Las
nuevas lentes mejoran los resultados de los
oculares reduciendo el astigmatismo en los
bordes del campo. Además, una Barlow reduce la relación focal efectiva del objetivo,
lo que permite utilizar oculares de distancia
focal más larga para observaciones con grandes aumentos.
Galileo 13 pág 8
e Divulgación
Iniciación a la Astronomía (3)
Juan A. Somavilla
E
l contenido de esta tercera entrega, persigue varios
objetivos para el desarrollo
del aficionado astrónomo. En el
inicio de la disciplina, el amateur
debe adquirir costumbres y hábitos referente a la observación,
que le permitan avanzar en los
conocimientos del Universo.
Ordenar y planificar las observaciones con los medios disponibles, rinde los frutos esperados,
salvo excepciones. En la actualidad se realizan muchas observaciones del Cielo, pero si exceptuamos las contemplativas,
del resto se obtienen porcentajes elevados de calidad observacional.
Muchas veces durante nuestra
vida, los aficionados a la Astronomía nos asomamos a ella de
dos formas. Una, saltando de astro en astro, de constelación en
constelación, vagando sin rumbo
y disfrutando de la belleza que
nos brinda el Firmamento. Otra,
cuando buscamos en la observación, objetivos concretos a estudiar. Por ejemplo, el estudio y
evolución del sistema planetario,
el estudio de las curvas de luz de
las estrellas variables, la medición de los sistemas dobles estelares, las observaciones diarias
en la evolución de las manchas
solares, la fotografía y la observación lunar, el reconocimiento
de los cúmulos estelares, etc.
La realización de estos trabajos no se pueden improvisar, si
queremos resultados. Muchas observaciones fracasan por no planificarlas. Esto no quiere decir
que, cuando se realizan observaciones serias y planificadas, el
aficionado no disfruta. Todo lo
contrario, el aficionado siente que
realiza algo importante, puesto
que, verifica datos ya realizados
y los confirma, otras aporta nuevos parámetros que sirven de
figura 1
apoyo como referencia a los observatorios profesionales.
Sin profundizar en los detalles,
expongo la dinámica que se utiliza en las observaciones. No busco implantar unas reglas patrones, porque cada aficionado
avanzado basado en su propia
instrumentación, utiliza las propias como resultado de la experiencia. Pero si repasaremos unas
reglas generales elásticas, que
ayuden a superar dificultades y
cometer los mínimos errores.
De aquí se deduce una regla
básica en toda observación. El estudio de cualquier objeto celeste, nos obliga a reunir previamente toda la información que
esté a nuestro alcance, sobre él.
Es decir, su situación en el Firmamento en la hora y día de su
observación, características físicas, su hora exacta del paso por
nuestro meridiano local, instruGalileo 13 pág 9
mento con el que se puede observar y verificación del funcionamiento correcto del mismo.
La situación del astro en el Firmamento, hace referencia a las
coordenadas ecuatoriales en las
que se encuentra, dando su posición exacta en la esfera celeste. Estas aparecen con dos reseñas: A.R (ascensión recta) y D
(declinación). A.R viene expresada en horas, minutos y segundos y D se expresa en grados,
minutos y segundos. (Ver figura
1).
Utilizando el Planisferio Celeste del que hemos hablado en anteriores capítulos, podemos buscar el astro con estos dos datos.
1º posicionando el mes el día y
la hora en que se observa.
2º buscar en los paralelos al
ecuador celeste la A.R (horas, minutos, etc.) y en los meridianos
la D (grados, minutos, etc.). (Ver
figura 2).
Las características físicas del
objeto a observar, son aquellas
que nos hablan de su magnitud,
tipo de astro, su tamaño aparente
en el firmamento y otros datos
específicos. Estos datos vienen
publicados en las Efemérides de
infinidad de Observatorios profesionales que se publican anualmente, también aparecen en revistas
especializadas
de
Astronomía y en las publicaciones de las Asociaciones astronómicas. En muchas de las WWW
de Astronomía y Astrofísica instaladas en la Red, suministran información sobre cualquier objeto celeste, entre ellas, nuestra
página lo confirma.
El paso por el meridiano local.
Allí donde se sitúe el observador,
existe, aunque no esté dibujado
en ningún mapa celeste, un meridiano, que partiendo del Polo
Norte o del Polo Sur, pasa, por
encima de nuestras cabezas y
corta el horizonte. A esta línea
imaginaria se le llama meridiano
local del observador.
Los astros salen por el Este y
según avanzan, ascienden, alcanzando su máxima altura al
cortar ésta línea imaginaria y comienzan a descender, hasta ocultarse por el Oeste. De modo que,
en su máxima altura sobre el horizonte es cuando las condiciones
de observación son las mejores,
por dos aspectos fundamentales:
uno por comodidad en la visualización y dos porque hay más posibilidades de estabilidad térmica de las capas atmosféricas, que
posibilitarán observar los objetos
con bajas turbulencias y por tanto, mejor estabilidad en las imágenes.
más de todos los informes que
hacen referencia de los objetos a
observar. No se tiene mucha costumbre en la mayoría de aficionados de anotar en un cuaderno de campo todo lo que se ve
y las incidencias de una jornada
de observación, aunque cada vez
se tiene más en cuenta.
tico adecuado para su observación.
Si observamos detalles planetarios, características lunares, distribución de las estrellas comprendidas en los cúmulos
estelares, dibujo de las manchas
solares y anotación del nº de
Wolf, etc., nos exige la estricta
anotación y dibujo de los datos
observados. De hecho, las Asociaciones astronómicas, disponen
de Reportes (hojas gráficas específicas para la anotación del estudio planetario, heliofísico y de
Cielo profundo), en las cuales el
observador data y verifica los resultados de las observaciones realizadas. De esta forma el aficionado dispone de una base de
datos que le permite el seguimiento y estadística evolutiva
particular.
Los prismáticos de 7 x 50, 10
x 50 y 11 x 80, son idóneos para obtener detalles lunares, sobre todo en cuartos (creciente y
menguante), así como los cometas brillantes y cúmulos estelares abiertos del tipo de las Pleyades, Hiades y cúmulos de la Vía
Láctea.
La instrumentación. La totalidad de los aficionados tenemos
muy claro que objetos estelares
y planetarios, no deben observarse y registrar con un solo y
único instrumento. El tamaño
aparente y la magnitud del objeto, determinan el instrumento óp-
Se debe utilizar siempre una luz
roja a la hora de anotar y leer información durante el transcurso
de la observación para evitar que
nuestros ojos pierdan sensibilidad y perder tiempo hasta nueva adaptación visual si se utiliza
luz blanca.
El aparato óptico que mayor
campo abarca en el firmamento
es, el prismático, y en el registro observacional es la cámara fotográfica con sus distintos objetivos fotográficos.
El método de anotación y dibujo afianza al aficionado en:
· Asegurarse de lo que está visualizando.
· Retener en la memoria las estructuras estelares y lunares.
· Disponer de un archivo de consulta.
Es conveniente comenzar las
observaciones antes de que culminen su paso los objetos por el
meridiano local, para así aprovechar las mejores horas de la noche y evitar perseguir al objeto
cuando comienza a descender
hacia su puesta.
El cuaderno de campo. Esta herramienta es imprescindible, ade-
figura 2
Galileo 13 pág 10
El registro fotográfico sin seguimiento. Mucho se ha escrito
sobre este tema. Trataré de no
repetirlo pero si tocar pequeñas
nociones para abrir el camino a
los iniciados.
Lo mismo que los prismáticos,
la cámara fotográfica debe estar bien apoyada y sujeta al trípode. La mínima variación de altura, deslizamiento lateral y
pequeñas vibraciones, echará por
tierra las tomas realizadas.
Las cámaras fotográficas llamadas reflex, son las más adecuadas para el registro fotográfico en la Astronomía, puesto que
el campo observado se realiza a
través del propio objetivo que en
definitiva es lo que la cámara va
a registrar. También permiten utilizar un cable disparador, evitando con ello vibraciones transmitidas al accionar el botón de
disparo. Las del tipo manual y semiautomáticas disponen de una
gama de tiempos de exposición,
selector de las distintas sensibilidades de películas y control variado de diafragma permitiendo
al operador seleccionar las tomas
y un mecanismo importante, como es la posición de disparo llamada B, que permite realizar exposiciones de tiempo, tanto como
se desee.
Estas cámaras están dotadas
en su base de un agujero roscado ( ¼” Whitworth) universal,
que coincide su rosca con el tornillo incorporado en el cabezal del
trípode. Debemos asegurar la fijación perfecta del acoplamiento
trípode-cámara.
Las películas fotográficas de uso
corriente para este tipo de registros son las de media y alta sensibilidad,(400 a 3200 Iso), tanto
si se utilizan en blanco y negro
como para papel color o diapositivas. Los objetivos más usados
van desde el de 50 mm(el que se
adquiere al comprar la cámara),
hasta el 200 mm de focal.
Teniendo en cuenta que realizamos fotografía sin contrarrestar la rotación de la Tierra (sin
seguimiento motorizado y tampoco manual), existe un límite de
tiempo de exposición, que varía
en función del objetivo utilizado
y de la altura sobre el horizonte
en que se encuentra la región o
el objeto a fotografiar.
fragma utilizado, marca y tipo de
película (Iso) utilizada. Conviene
anotar la altitud del lugar de observación y las incidencias atmosféricas.
Con un objetivo de 50 mm. y
para registrar desde el Zenit (el
punto encima de nuestra cabeza), hasta la región del Polo Norte Celeste (estrella Polar), el
tiempo de exposición esta comprendido entre los 27 y 20 segundos. Si queremos registrar la
zona comprendida desde el Zenit
hasta el horizonte, el tiempo de
exposición es menor de 20 segundos. Utilizando un objetivo de
200 mm., obliga a reducir el
tiempo de exposición entre 6 y 4
segundos.
Todos estos datos ayudan a seleccionar las mejores imágenes
y son básicos para determinar la
posición de los objetos registrados. Lo mismo ocurre con el tipo
de película utilizada, puesto que,
conoceremos la respuesta que da
en las condiciones en que se han
realizado las tomas. Se han perdido grandes trabajos de fotografía, por no disponer de los datos específicos, por no haber sido
registrados.
Hay muchos aficionados que
usan la apertura total de los objetivos, es decir el diafragma de
la cámara totalmente abierto. Este sistema permite recoger más
luz de las estrellas, pero también,
entra en registro los defectos residuales de las ópticas de los objetivos más corrientes. En los extremos del campo que recogen
los objetivos, no son planos y el
cromatismo aparece con más intensidad. Las estrellas dejan rastros, no siendo puntuales, se producen reflejos internos en los
objetivos y los colores no son reales.
A mi entender no se debe fotografiar el Cielo con apertura total, sino cerrar varios pasos el
diafragma de la cámara, para evitar los errores antes mencionados. Mayores tiempos de exposición que los arriba indicados
suponen la aparición en el registro fotográfico de trazas estelares, las estrellas no se registran
como puntos sino como rayitas
contínuas.
La fotografía astronómica es
una sesión de observación y como tal hay que anotarla. Se registra el día y la hora en T.U
(tiempo universal). Se debe anotar el lugar desde donde se realiza y sus coordenadas geográficas (latitud y longitud). Hay que
registrar en el parte de observación fotográfico el objetivo utilizado, tiempo de exposición, diaGalileo 13 pág 11
Se puede profundizar en estas
técnicas de registro fotográfico,
hasta tal punto que, daría pie, a
componer un libro. En las librerías especializadas, hay muchos
textos sobre el tratado de la Astrofotografía, repetir lo que en
ellos se dice sobrepasaría el respeto de los autores. Además entiendo que, el aficionado se hace
con la experiencia y rodaje. De
enorme utilidad es la consulta en
las Asociaciones de Astronomía a
los socios más experimentados
en este campo. Mi deseo con esta 3ª entrega es que sirva de base, despierte vuestra pericia y habilidad y os evite cometer los
mínimos errores al comienzo del
placer que supone registrar aquello que estamos observando.
Como veis, los prismáticos, el
aparato óptico quizás más barato y al alcance de los aficionados,
tiene su campo de aplicación, y
seguirá siendo la herramienta de
“pecho”, como yo la llamo, para
disfrutar con las maravillas del
Firmamento. La cámara fotográfica es el “apoyo y guarda” de
nuestros ojos. Anotar lo que se
fotografía, donde, como y cuando, plasmará ese viaje por las estrellas, sin salir del planeta madre, la Tierra.
¡¡ Feliz observación!!
e Divulgación
El eclipse de Sol 11/8/99 en Cherburgo (1)
Julen Sarasola
Tres años con un Proyecto Educativo Europeo sobre Astronomia
M
e gustaría que ésta
experiencia interdisciplinar que aquí presento sirviera para abrir, en
nuestra revista, una nueva
serie de artículos relacionados con la didáctica de las
ciéncias, en una dimensión
más amplia que la que el aula ó el propio laboratorio nos
podría ofrecer en un principio.
Existe, dentro del Programa
Socrates, de la Comunidad
Europea, una asignación económica para que los centros
de Secundaria que lo deseen
puedan participar, bien como
asociados ó coordinadores, en
los llamados Proyectos Educativos Europeos (PEE).
En nuestro caso, son ya tres
años los que con el proyecto
"La Astronomía en los centros
de Secundaria europeos" un
pequeño grupo de profesores
y alumnos de cuatro centros
(la Videregaende Skole -de
Tromso, Noruega-, el Lycée
Victor Grignard -de Cherbourg, Francia-, el Dulwich
College -de London, Inglaterra- y el Txorierri B.H.I. -de
Derio, Euskadi-) llevamos a
cabo un proyecto de astronomía que trata de saber álgo
más, de lo que los libros de
texto nos cuentan, acerca de
nuestra estrella el Sol y la influencia que éste ejerce sobre
nuestro planeta Tierra.
Sin tenerlo programado, y
despues de tres años de intercambios y trabajo en cada
centro, nos enteramos que
éste verano seremos testigos, ¡solo a 1.000 km de casa¡, de un eclipse total de sol,
un buen colofón para terminar ésta primera andadura de
nuestro proyecto. Brevemente os comento lo que durante
éste periodo de tiempo, y con
la ayuda económica europea,
hemos realizado.
En un principio los centros
participantes nos conocimos
en una convocatoria de la
E.S.O....!no¡, no es lo que estaís pensando, se trata del
Observatorio Sur Europeo
(European Southerm Observatory) que varios Estados
miembros de la C.E. tienen en
la Silla, cumbre de la cordillera andina chilena, a los pies
del desierto de Atacama.
Su sede operativa se encuentra en Garching (Munich,Alemania) y uno de sus
empeños, además de la investigación astronómica, es la
de extender la Cultura Científica y Tecnológica, en particular el interés por conocimiento del Universo, entre la
juventud estudiantil de toda
Europa.
Pues bién, los proyectos
premiados, de cada país participante, tuvieron la oportunidad de viajar a Garching y
allí conocer "en vivo" cómo es
el trabajo de investigación astronómica. Una semana de
convivencia con astronomos
profesionales te da una medida del trabajo de investigación en ésta materia: la biblikoteca, la base de datos, los
mapas del cielo, los programas informáticos para el tratamiento de miles de datos
que surgen en una noche de
observación, la noche "mágica" de observación, la cafetera en cada rincón, el taller para el diseño y construcción de
cada parte del experimento
(cámaras CCD, filtros, ordenadores, redes de difracción,
etc...), las comidas en el comedor del centro de investigación Max Planck, que está
muy cerquita de la ESO, con
lo más selecto de la investigación en Física de Europa y
resto del mundo, sus becarios, investigadores, etc...allá
te encunetras con japoneses,
alemanes, franceses, belgas,
españoles, etc...todos iguales
haciendo cola para coger la
bandeja e ir eligiendo el plato
que más te gustaría comer, ya
que tienes opción entre varios,....
Fué en éste contexto, privilegiado para un profesor de
Secundaria (¡qué pena que
uno no domine el inglés¡, en
mi bachillerato solo teniamos
francés...aunque gracias a él
me he podido manejar por
Europa) y para dos de sus
discípulos, Jon y Aritz, en el
Sol
Luna
Galileo 13 pág 12
Tierra
PARCIALIDAD
TOTALIDAD
Eclipse corto
Eclipse largo
que entramos en contacto con
otros profesores y profesoras,
sus alumnos y alumnas, de
Dinamarca, Suecia, Inglaterra, Noruega, Italia, Grecia,
Portugal, Francia, etc... y de
ahí la idea del PEE sobre Astronomía. Era otoño del año
1.995. El proyecto lo comenzamos en primavera de
1.996. Los proyectos Comenius (acción en la que se desarrolla un PEE) de Socrates
han tenido una duración máxima ronovable de tres años,
y fué éste pasado curso cuando lo finalizamos. Ahora, nuevamente, hemos vuelto a solicitar a la Agencia Nacional
Socrates, en Madrid, un nuevo PEE, basado en la enseñanza de la Astronomía, bajo
el título: "El clima, la contaminación lumínica y la ionosfera", al que espero se incorporen nuevos alumnos y
alumnas amantes de las Ciencias, de la Astronomía.
Descrito el contexto de los
preámbulos, paso a relatar
primero brevemente los preparativos a lo largo de todo el
més de julio, luego el viaje a
Cherburgo, la observación de
la totalidad (así llamada,
puesto que durante esos escasos 100 segundos el Sol
desaparece totalmente detrás
de la Luna) y finalmente las
conclusiones.
Un eclipse total de Sol sobre la
Tierra
Un eclipse total y puntual de
Sol no es un acontecimiento
extraño en nuestro planeta.
Sí lo es, en cambio, en cualquier otro lugar del sistema
solar, incluido la Luna, ya que
los tamaños aparentes de su
satélite y del Sol, solo vistos
desde la Tierra, son similares
(aspecto éste en absoluto casual, ya que si hay vida en la
Tierra, y vida inteligente con
suficiente tecnología para observar, interpretar y registrar
un eclipse total de su estrella,
lo es por su peculiar posición
con respecto a ella).
Esto origina que cada dos
veces al año, en algún lugar
de la Tierra (ó en sus proximidades), la sombra de la Luna, proyectada por el Sol sobre una pequeña franja de la
superficie terrestre de no más
de 100 km de espesor, avance de oeste a este a una velocidad de unos 2.500 km/h,
durante el tiempo en el que
los tres astros permanecen
perfectamente alienados, es
decir unas seis horas, y produciendo una oscuridad sobrecogedora a pleno día en
los lugares que caen dentro
de la trayectoria umbral de
unos 15.000 km de longitud.
Y es que la rapidez a la que
gira la Tierra hacia el este debería de provocar que
la
sombra lunar
casi puntual
(un disco de no más de 50 km
de radio) se desplazara sobre la superficie terrestre
aparentemente hacia el oeste, sinembargo debido a que
la Luna (y su propia sombra)
también se desplazan hacia el
Galileo 13 pág 13
este (como lo hacen casi todos los astros), pero más rápidamente, el resultado es el
contrario (de oeste a este).
Un pequeño cálculo nos lleva a la conclusión de que situados en un punto fijo de ésta franja de la totalidad ( Sol
100% eclipsado), solo disponemos de
100 km /
2.500km/h = 1/25 de hora,
es decir no mucho más de
100 segundos para realizar la
observación y un montón de
experimentos (en Cherbourgo, Normandía- Francia, a
donde nos desplazamos, y
donde el centro del disco lunar, algo mayor que el solar
en la fecha del eclipse, 11 de
agosto de 1.999, pasaba ligeramente desplazado del centro del solar, tuvimos totalidad desde las 12:16:10 hasta
las 12:17:45, es decir solo 95
segundos)
Trabajando durante todo el mes
de Julio
Entonces, un pequeño grupo de veintitrés entusiastas
de las estrellas, doce alumnos
y once profesores nos pusimos a diseñar lo que serían
los experimentos a realizar
durante la fase de la totalidad
del eclipse.
Pensamos que el Lycée Victor Grignard de Cherbourg,
con el que ya llevábamos una
relación "astronómica" de varios años dentro de los programas europeos Socrates, y
que además "caía" dentro de
la franja de la totalidad, era el
lugar ideal para la observación, teniendo en cuenta que
la dificultad del mal tiempo
("Los paraguas de Cherburgo"....ó sea un 50% de probabilidad de cielos cubiertos
en esa fecha) se compensaba
con la relativa proximidad a
Experimento
Instrumento
(nº)
Protuberancias
solares (1)
Eclipse en general
(2)
Sistema
detector
Objetivo
Telescopio Celestrón
negro y seguimiento
ecuatorial
750 mm F
150 mm Ø
F/D = 5
Telescopio Edmun rojo
de base esférica
445 mm F
108 mm Ø
F/D = 4
Tiempos de los
cuatro contactos
(3)
Telescopio Dobson gris
750 mm F
150 mm Ø
F/D = 5
Corona solar
exterior (4)
Teleobjetivo y
seguimiento ecuatorial
montado sobre el
Celestrón)
300 mm F
56 mm Ø F/D = 5,4
Gran angular
70 Î 28mm F
15-35-8 mm Ø
F/D4,6-1,4-3,5
Cielo estrellado
con planetas.
Experiencias 8, 9 ,
10, 11 y 12.
Ambiente de
obser- (5)
Vación
Proceso del
eclipse en general.
Experiencias 8, 9,
10, 11 y 12.
Ambiente (6)
De observación
Radioemision(MHz
) del campo
magnético solar y
radiorreflexión(KHz
) en la ionosfera
(7)
Tamaños y
posición de los
discos solar y lunar
para un posterior
paralaje (8)
Temperatura,
luminosidad y
magnetosfera local
(9)
Bandas de
sombra.
Biorreacción al
eclipse (10)
Observación
directa filtrada, ó
con luz polarizada
ó del espectro
solar (11)
nuestro centro: el IES TXORIERRI BHI de Derio está por
carretera a 1.000 km de
Cherbourgo. La otra posibilidad era ir a Turquía (lo que
encarecía mucho el viaje, tened en cuenta que ibamos
con alumnos y alumnas) ...
Videocámara
Zoom digital
4,1Î 74 mm F
37 mm Ø
F/D = 1,4
Observación
visual
Videocámara
VHS
Panasonic
Zoom elec.
Cámara
fotográfic.
Fotómetro
Disparador
mecánico
Cámara fotográfic.
Fotómeto
Automátic
Motor
Dispa.Elec
Videocamara
Sony CCD
Finalmente éste cuadro fué el
que preparamos para el plán
de observación:
Oculares
Película
X aumentos
Cámara fotográfic.
Fotómetro
Disparador
mecánico
Luego, una vez de vuelta, y
viendo los resultados, creo
que acertamos.
Responsable
Cinta
6 mm
X 125
Julen
400 ASA
28 mm
18 mm
12 mm
X 16
X 25
X 37
25 mm X 30
Zoom X 10
6-60 mm F
37 mm Ø
F/D = 1,6
Retina
Cinta VHS
Matxalen
Ane
Kattalin
Pilare
Xabier
Maider
Nerea
Julen
X6
X 1,4
X 1
X 0,5
100 ASA
Anabel
Zoom electri
X 18
Jon
Cinta 8mm
Zoom digital
X 72
Radiotelescopio
formado por un
receptor de radio con
antena orientable
Auricular
y Osciloscopio
Cámara oscura solar
de 2,5 m.
Pantalla
traslúcida
papel mili.
Termohe(NTC
Termómet (Hg
Fotómet(LDR)
Magnetógrafo
Fachada clara
orientación Sur
Escalas
digitales
Escala Hg
Circuloºdo
Sobre ella
Obs. visual
Gafas-filtro
Polarizadores
Espectroscópio
Retina
Todos los detectores
Galileo 13 pág 14
-------------
Cinta magnetofónica
Aplicar el
“Teorema de
Tales”
Papel
vegetal
Josemari
Abdera
-------------
Cuaderno
cuadricu-lado
notas
-----------
Anotar lo
observado
Eduardo
Pedro
Retina
Pelicula
Cinta......
Encarni
-------------
Salva
Itziar
Arantxa
Mikel
Maite
Ainara
Naroa
Jone
La expedición y los experimentos
Un eclipse total de sol es
una buena experiencia de laboratorio para que nuestros
alumnos y alumnas pongan a
prueba los conocmientos teoricos adquiridos, no sólo en
clase de Taller de Astronomía
(materia optativa en la ESO),
sino también en Física (Optica
Geométrica, Campo Gravitatorio,
Electromagnetismo,
etc...), Antropología (creencias sobre los fenómenos celestes), etc..
También tiene otro componente didactico interesante y
es el que te tienes que desplazar con tu grupo de alumnos al
pais donde ocurre tal fenómeno astronómico, conviven con
otros jóvenes de otros paises,
etc...Finalmente, y para el profesorado implicado en una
"movida" de éstas, es una satisfacción el poder coordinarse
con otros centros de secundaria europeos, que hacen las observaciones complementarias
desde su localidad y te envian
datos por internet para poder
hacer los cálculos astronómicos, ésto compensa todos otros
inconvenientes (por ejemplo,
para realizar un "paralaje lunar" y poder calcular las distancias de la Tierra a la Luna y
al Sol en el momento en que
se produce el eclipse, se necesita otro observatorio en la
franja de sombra distanciado
del de tu centro escolar unos
cientos de kilómetros, cuantos
más mejor pues se comete
menos error).
H
W
E
Eclipse desde
Munich 12:40:00
Eclipse desde
Cherburgo
12:16:10
Grupo de Txoriherri BHI
(Cherburgo-Normandia)
Grupo del European
Southern Observatory
(E.S.O. Garching)
D
OCULTACIONES RASANTES VISIBLES DESDE BILBAO
El mes de Julio se producirán dos ocultaciones rasantes observables desde nuestra zona:
Día 9: a las 21h30m UT estrella mag=7,1. La línea pasa cerca
de Bilbao.
Día 27: a las 03h15m UT estrella mag=7,8. La línea pasa por
Vitoria y el sur de Donosti.
Para más información consultar la pagina de ocultaciones en
este número.
Galileo 13 pág 15
e Observación
Observando el Sol
Emilio Martinez
Los valores que se han alcanzado en este semestre son bastante elevados como corresponde al camino ascendente del ciclo, observándose cierto decaimiento al finalizar cada trimestre, si bien se observa un pequeño incremento trimestral paulatino.
Nº de Wolf: Jul - Dic 1999
250
200
150
100
50
300
media
min
250
max
max sabadell
200
150
100
50
0
jul
ago
sep
Galileo 13 pág 16
oct
nov
28
23
18
13
8
3
28
23
18
8
13
3
29
24
19
14
9
4
29
24
19
9
14
4
30
25
20
15
5
10
31
26
21
16
11
6
1
0
El Sol este trimestre
OCTUBRE Máximo: 225 día 28
Este mes se ha caracterizado por un amplio desarrollo de grupos de manchas que se distribuyen por
prácticamente todo el disco solar , formando así mismo grandes extensiones de grupos, dándose el caso
de que a la hora de valorar el número de grupos que
se muestran en el disco solar las dificultades son
enormes siendo así que los índices en los días de
mayor actividad presentan bastante disparidad según los documentos que se comparen Sabadell,para
el día 14:182; Tribuna Universo:206 y nuestros datos: 209.
Noviembre Máximo 244 día 12
En Noviembre la actividad se mantiene como en el
mes anterior sobre todo en el tercio medio donde se
alcanzan los máximos valores de estos meses , decreciendo un tanto al finalizar el mes.
Diciembre Máximo 130 día 13
Diciembre parece tomarse un pequeño descanso como los ciclistas en los falsos llanos de las escaladas
Dado que como resaltan los responsables de las publicaciones mencionadas en el mes de octubre, la
disminución en los índices máximos y medios de los
meses anteriores, es bastante pronunciado, baste
comparar los índices de referencia ,anteriores en casi un 40%
Galileo 13 pág 17
e Efemérides
Los Planetas
Efemérides obtenidas mediante un programa de José Félix Rojas
Para Bilbao, 43°15'00”N, 2°55'00”W, alt. 20 m.
r (P-T)
orto
2451726.50 7h15m30.3s +18°31'53.3"
2451741.50 6h44m09.9s +18°33'18.9"
2451756.50 7h21m09.3s +20°56'30.6"
2451771.50 9h11m45.6s +17°46'45.7"
2451786.50 11h04m57.1s +7°24'35.5"
2451801.50 12h35m10.5s -4°01'07.3"
2451816.50 13h50m41.1s -13°38'04.0"
0.568980
0.649508
0.962688
1.290141
1.370661
1.286793
1.112736
5h32m
4h01m
3h29m
4h36m
6h13m
7h27m
8h21m
12h46m
11h17m
10h58m
11h51m
12h44m
13h15m
13h30m
20h01m 11.87"
18h34m 10.12"
18h27m 6.80"
19h04m 5.15"
19h14m 4.91"
19h01m 5.26"
18h39m 6.12"
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50
2451741.50
2451756.50
2451771.50
2451786.50
2451801.50
2451816.50
7h04m48.7s
8h23m32.2s
9h38m19.9s
10h48m56.6s
11h56m39.3s
13h03m35.9s
14h12m05.2s
+23°26'05.6"
+20°37'57.2"
+15°38'45.8"
+9°04'57.4"
+1°37'06.5"
-6°04'29.6"
-13°19'18.5"
1.724392
1.700432
1.663892
1.615463
1.556582
1.488323
1.412177
5h00m
5h33m
6h11m
6h49m
7h26m
8h03m
8h41m
12h40m
12h59m
13h15m
13h26m
13h35m
13h43m
13h52m
20h20m
20h25m
20h18m
20h03m
19h42m
19h21m
19h02m
9.68"
9.82"
10.04"
10.35"
10.75"
11.24"
11.86"
Marte
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50 6h42m18.7s
2451741.50 7h25m11.8s
2451756.50 8h06m47.5s
2451771.50 8h46m54.9s
2451786.50 9h25m32.8s
2451801.50 10h02m46.7s
2451816.50 10h38m48.8s
+23°57'07.1"
+22°57'37.9"
+21°18'11.2"
+19°04'08.4"
+16°21'21.6"
+13°15'52.8"
+9°53'33.7"
2.609579
2.620300
2.618228
2.602380
2.572415
2.527698
2.468269
4h34m
4h23m
4h13m
4h04m
3h56m
3h47m
3h37m
12h16m
12h00m
11h42m
11h23m
11h03m
10h41m
10h18m
19h58m
19h37m
19h11m
18h42m
18h09m
17h34m
16h57m
3.59"
3.57"
3.58"
3.60"
3.64"
3.71"
3.80"
Jupiter
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50
2451741.50
2451756.50
2451771.50
2451786.50
2451801.50
2451816.50
3h52m37.3s
4h05m02.6s
4h16m10.4s
4h25m35.6s
4h32m52.4s
4h37m33.3s
4h39m16.0s
+19°21'27.6"
+19°57'02.8"
+20°25'32.7"
+20°47'02.3"
+21°01'49.2"
+21°10'10.5"
+21°12'24.7"
5.742413
5.583421
5.394791
5.183547
4.958768
4.731441
4.514634
2h06m
1h17m
0h26m
23h31m
22h38m
21h43m
20h46m
9h25m
8h39m
7h51m
7h01m
6h10m
5h15m
4h18m
16h45m
16h01m
15h15m
14h27m
13h37m
12h43m
11h46m
34.29"
35.26"
36.49"
37.98"
39.70"
41.61"
43.61"
Saturno
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50
2451741.50
2451756.50
2451771.50
2451786.50
2451801.50
2451816.50
3h39m19.5s
3h45m24.2s
3h50m27.4s
3h54m14.7s
3h56m34.1s
3h57m16.3s
3h56m18.7s
+17°26'13.0"
+17°44'34.7"
+17°58'26.0"
+18°07'30.3"
+18°11'40.6"
+18°10'55.1"
+18°05'26.6"
9.865682
9.678299
9.459480
9.219912
8.972458
8.731641
8.513032
2h01m
1h07m
0h12m
23h12m
22h15m
21h17m
20h17m
9h12m
8h19m
7h25m
6h30m
5h33m
4h35m
3h35m
16h23m
15h31m
14h39m
13h44m
12h48m
11h49m
10h49m
16.77"
17.10"
17.49"
17.95"
18.44"
18.95"
19.44"
Urano
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50
2451741.50
2451756.50
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2451816.50
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21h23m09.2s
21h21m06.9s
21h19m31.9s
-15°24'15.1"
-15°33'24.1"
-15°44'04.7"
-15°55'18.0"
-16°06'01.7"
-16°15'17.2"
-16°22'14.6"
19.160900
19.024649
18.947248
18.934777
18.988447
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19.277395
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15h57m 20h56m
8h08m
7h07m
6h05m
5h03m
4h01m
2h59m
1h58m
3.66"
3.68"
3.70"
3.70"
3.69"
3.67"
3.63"
Neptuno
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
2451726.50
2451741.50
2451756.50
2451771.50
2451786.50
2451801.50
2451816.50
20h32m46.4s
20h31m14.0s
20h29m34.8s
20h27m57.2s
20h26m29.4s
20h25m19.1s
20h24m32.5s
-18°35'34.2"
-18°41'14.4"
-18°47'17.2"
-18°53'12.8"
-18°58'32.2"
-19°02'49.7"
-19°05'45.0"
29.200115
29.117769
29.099386
29.146681
29.256544
29.422086
29.632260
21h14m
20h14m
19h14m
18h13m
17h13m
16h14m
15h14m
6h56m
5h55m
4h54m
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1h51m
0h51m
2.29"
2.30"
2.30"
2.30"
2.29"
2.28"
2.26"
Planeta
fecha
Mercurio
1/07
16/07
31/07
15/08
30/08
14/09
29/09
Venus
DJ
AR
Dec
paso
2h07m
1h06m
0h06m
23h01m
22h01m
21h00m
20h01m
ocaso
D Ec
e Efemérides
El cielo este trimestre
Julio 1/7/2000 00:00 UT
Galileo 13 pág 19
e Efemérides
El cielo este trimestre
Agosto 1/8/2000 00:00 UT
Galileo 13 pág 20
e Efemérides
El cielo este trimestre
Septiembre 1/9/2000 00:00 UT
Galileo 13 pág 21
e Efemérides
Ocultaciones Lunares
F
L
SAO
XZ
Mag
Para los meses de julio, agosto y setiembre 2000
Dia
Hora
F L
dd mm aaaa hh mm ss
04-07-2000
04-07-2000
06-07-2000
08-07-2000
09-07-2000
09-07-2000
09-07-2000
10-07-2000
12-07-2000
14-07-2000
16-07-2000
18-07-2000
19-07-2000
19-07-2000
19-07-2000
20-07-2000
20-07-2000
22-07-2000
26-07-2000
26-07-2000
27-07-2000
01-08-2000
04-08-2000
08-08-2000
09-08-2000
10-08-2000
10-08-2000
11-08-2000
11-08-2000
11-08-2000
12-08-2000
15-08-2000
15-08-2000
16-08-2000
17-08-2000
18-08-2000
18-08-2000
18-08-2000
19-08-2000
20-08-2000
21-08-2000
21-08-2000
21-08-2000
22-08-2000
23-08-2000
25-08-2000
25-08-2000
28-08-2000
01-09-2000
03-09-2000
04-09-2000
07-09-2000
10-09-2000
14-09-2000
14-09-2000
14-09-2000
15-09-2000
15-09-2000
16-09-2000
16-09-2000
20-09-2000
22-09-2000
22-09-2000
22-09-2000
23-09-2000
24-09-2000
24-09-2000
20:15:48
21:22:48
22:58:11
21:18:51
21:31:44
23:33:08
23:49:50
22:33:01
00:03:15
22:15:48
02:58:00
04:40:05
01:19:51
02:55:16
22:43:46
22:13:11
23:51:55
00:31:57
01:55:45
04:12:41
03:15:20
20:12:57
21:16:22
22:51:47
21:16:02
21:51:30
23:04:32
00:21:18
19:38:21
21:50:11
00:18:58
02:56:23
21:01:13
00:23:38
04:07:17
02:01:59
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22:39:49
23:28:23
02:14:15
03:14:25
04:42:46
02:11:16
00:31:57
01:37:51
04:40:50
04:01:59
19:29:48
18:52:54
21:00:06
22:54:02
00:50:21
03:25:47
04:04:27
22:57:39
22:13:24
22:17:08
04:07:56
21:46:11
23:49:08
00:46:54
00:59:06
02:43:00
03:59:29
01:43:06
01:59:11
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
R
R
R
R
R
R
R
R
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R
R
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R
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D
B
D
D
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D
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D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
D
SAO
XZ
Mag
h
98832
98854
119061
139322
139794
139834
139847
158994
159563
186721
187992
164087
164651
164686
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146635
165651
128621
93487
93532
94019
99133
139174
159918
185190
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186348
186410
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187519
187584
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165019
146587
147017
147033
147032
109934
110493
110543
110543
110566
93375
93803
78077
78208
98561
139428
159117
159707
187185
189335
146919
146919
128787
109783
109787
109883
110334
77624
78852
78858
78935
79899
98265
98276
14913
14976
17701
19358
20105
20148
20162
20890
21797
25158
26811
29213
30066
30114
30771
31467
31514
150
4575
4696
5895
15655
19126
22350
23267
24609
24676
24754
26081
26177
26267
29896
30544
30610
31397
32163
32192
32190
2107
3189
3322
3322
3361
4297
5425
8521
8764
14280
19518
21087
22052
25747
28477
31939
31939
569
1775
1782
1994
2899
7709
10040
10056
10190
12132
13640
13660
7.7
7.4
6.6
6.8
7.2
6.5
6.6
7.7
4.1
7.3
5.6
7.0
7.6
6.4
7.7
5.0
7.7
5.8
6.9
6.7
6.7
7.8
7.8
4.2
7.7
7.5
7.9
7.8
5.0
6.1
6.3
7.3
7.2
7.8
7.6
6.6
7.7
7.8
7.0
7.4
4.3
4.3
7.0
7.8
7.2
6.8
7.8
6.3
5.7
6.8
7.8
7.7
7.1
6.1
6.1
6.9
7.3
7.5
7.0
7.8
7.8
6.5
7.0
7.7
7.0
6.6
6.3
fenomeno (Desap.- Reap.)
Limbo (D,Oscuro B,Iluminado)
Catalogo Smithsonian
Cat. Estrellas Zodiacales
Magnitud
A.R.
m
s
09h53m48.083s
09h56m37.068s
11h49m07.360s
13h24m26.889s
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14h17m23.786s
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15h53m51.254s
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22h32m11.164s
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02h28m11.072s
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23h48m34.900s
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08h58m18.746s
08h59m11.181s
Galileo 13 pág 22
AR
Dec
K
AP
AW
Ascension recta
Declinacion
% iluminado de la Luna
Angulo de Posicion
Angulo de Watts
Decl
' “
K
%
+14°44'19.94"
+14°43'26.66"
+05°10'59.32"
-04°18'34.13"
-08°26'42.43"
-08°53'05.89"
-09°01'23.74"
-12°51'28.92"
-16°43'45.91"
-22°14'14.23"
-22°24'00.71"
-19°14'43.39"
-16°45'31.68"
-16°50'28.60"
-13°35'38.87"
-09°36'26.43"
-09°45'28.70"
-05°14'44.28"
+13°46'56.71"
+13°53'29.20"
+17°12'02.41"
+12°26'42.40"
-02°40'44.41"
-18°27'21.74"
-20°58'08.13"
-22°02'43.62"
-22°09'34.10"
-22°14'18.55"
-22°40'10.26"
-22°31'39.43"
-22°41'36.46"
-17°12'21.01"
-14°39'10.34"
-14°27'09.98"
-09°41'03.31"
-05°53'20.54"
-05°52'13.19"
-05°49'51.55"
+02°53'04.50"
+07°45'16.18"
+08°27'43.81"
+08°27'43.81"
+09°00'30.24"
+12°49'30.37"
+15°56'49.79"
+20°54'16.88"
+21°10'47.45"
+16°35'06.43"
-05°23'45.39"
-14°12'33.57"
-17°56'08.96"
-22°24'33.83"
-20°53'55.41"
-06°22'33.49"
-06°22'33.50"
-02°50'09.94"
+02°01'09.25"
+01°50'42.76"
+02°58'33.25"
+06°40'51.06"
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+20°20'14.10"
+18°18'25.48"
+18°08'01.21"
13%+
13%+
33%+
54%+
64%+
64%+
65%+
73%+
82%+
98%+
100%+
98%95%94%90%83%83%74%32%31%21%4%+
28%+
68%+
76%+
84%+
84%+
85%+
90%+
90%+
91%+
100%+
99%99%96%92%92%92%79%69%68%68%67%57%47%25%23%2%14%+
32%+
42%+
71%+
86%+
100%100%98%95%95%94%89%50%38%38%38%26%17%17%-
°
AP
°
126
78
128
181
31
66
88
69
111
58
109
248
283
201
293
319
215
202
291
166
175
89
136
42
134
57
82
102
122
80
141
63
310
255
294
239
197
209
225
232
98
204
274
270
184
291
284
227
119
132
158
34
130
5
298
259
287
244
226
272
278
225
319
302
227
275
240
AW
°
105.61
57.27
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11.71
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221.20
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116.89
222.06
292.02
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283.10
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291.96
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218.28
312.59
294.63
213.56
257.03
222.61
e galería de imágenes
Todas las fotos que aparecen en esta sección, salvo indicación en contra, han sido
realizadas por socios de la AAV-BAE.
Platon. Ander Aizpuru. Cámara digital a monitor BW
Manchas solares. Jesús Conde. 7/3/2000
Telescopio 100 dia. f/10 proyección a
ocular 9mm. 1/500s. Fuji 100ASA
Observación pública 10/6/2000 Parque Etxebarria. Carmelo Fernandez
Observación en la Arboleda 17/06/2000.
Javier, Patxi, Eduardo, Ander, Carmelo, y Nestor
Galileo 13 pág 23
El Sol. Jesús Conde. 10/3/00. Telescopio 100 dia. f/10
Proyección a ocular 25mm 1/60 Fuji 100 ASA, espejo sin
aluminizar y filtro verde inactínico.
D
ID
A
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U
P
Galileo 13 pág 24