Venus, el planeta de las nubes eternas El bólido que vino de occidente Fronteras de la Astronomía (I) Introducción a la Heliofísica (II) Bolet n patrocinado por: Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 GALILEO Boletín Astronómico N.º 24, 1.er Trimestre de 2004 Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaína/ Bizkaiko Astronomi Elkartea AAV/BAE Sede: Locales del Departamento de Cultura de la Diputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia C/. Iparraguirre 46, - 5.º Dpto. 2 48012 Bilbao Horario: Martes, de 19:30 h. a 21:30 h. E-mail: mail@aavbae.org Web: http://www.aavbae.org Edición y maquetación: Marcial Vecilla y Mikel Berrocal GALILEO en internet: http://www.aavbae.org/boletin.php Depósito Legal: BI-420-92 Colaboran en este número: Juan A. Somavilla, Jesús Conde, Mikel Berrocal, Emilio Fernández, José Félix Rojas, Luken Eguiluz, M.ª Rosa Martín. Este ejemplar se distribuye de forma gratuita entre los socios/as y colaboradores/as de la AAV/BAE. Ésta no se hace responsable del contenido de los artículos, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus autores/as. Queda prohibida la reproducción total o parcial de cualquier información gráfica o escrita, por cualquier medio, sin permiso expreso de la AAV/BAE. © AAV/BAE 2004 En Portada: Imágenes obtenidas por la sonda Magallanes, en radar. Puede observarse la superficie de Venus en cinco imágenes; a - Centrada en el polo norte, b - a 0º de longitud y c, d y e a 90º, 180º y 270º de longitud este respectivamente. Las imágenes han sido coloreadas a partir de los datos obtenidos por las sondas soviéticas Venera 13 y 14 Para más información sobre estas imágenes consultar el sitio: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery En Contraportada: Varios detalles de la superficie de Venus, imágenes obtenidas en radar por la sonda Magallanes. Para más información visitar el sitio: http://solarviews.com/cap/index Editorial n el 2003 los aficionados a la Astronomía, afincados al Norte de la Península, sobre todo los residentes en la costa Cantábrica, sufrimos el mayor bagaje de noches nubladas. Pocos acontecimientos astronómicos nos deparó el Cielo. Nuestras observaciones públicas en el Parque de Etxebarria corrieron la misma suerte, sólo cuatro de once observaciones programadas pudieran llevarse a cabo, incluso el tránsito de Mercurio por el Sol, efeméride diurna, se chafó por la gigantesca borrasca que arrasó toda la península. E En el 2004 soñamos con un clima espléndido, que nos acompañe en las noches de observación, algunos de los acontecimientos previstos para este año son: - Un tránsito de Venus por el Sol el 8 de Junio - Dos cometas visibles a simple vista, el C/2002 T7(LINEAR) que tiene su perielio en abril y en los últimos días del mes será visible en el amanecer, más adelante el cometa se dejara observar en el ocaso de los últimos días de mayo, inmerso en el resplandor de las puesta de Sol; El otro cometa, el C/2001 Q4(NEAR), que en los primeros días de mayo podremos observarlo por el horizonte oeste, que irá ascendiendo hasta a la Osa Mayor en julio. Es muy posible, que en los últimos días de mayo, podamos observar a los dos cometas a simple vista sobre el horizonte oeste, el T7 y el Q4 un poco más alto al comienzo de las noches durante el crepúsculo. Dos eclipses de Luna harán nuestras delicias observacionales. El primero el 4 de mayo durante las primeras horas de la noche y el segundo, el 28 de octubre durante las últimas horas de la noche muy cercano al amanecer. Desde aquí desearos un excelente tiempo y buenas capturas fotográficas. Aprovechemos el tiempo que nos queda probando los equipos, para no tener sorpresas. Juan A. Somavilla Presidente de la AAV/BAE Nota de Redacción entimos mucho la tardanza en la llegada a vuestras manos del anterior número de la revista, por lo que algunos de sus temas, sobre todo Efemérides, son agua pasada. S Debido a esta circunstancia, el último trimestre del año 2003, ha quedado sin cubrir y el número que tenéis delante viene a ser el que cubre el primer trimestre de 2004. Sus temas son actuales, y recogen el conocimiento básico en distintos ámbitos astronómicos, siendo válidos en el tiempo y en el espacio. Os pedimos disculpas aún a pesar que diversas circunstancias no previstas y fuera de nuestra voluntad, impidieron la salida puntual del Nº 23 y la continuidad de finales de 2003. Aprovechamos la ocasión para desear a todos los socios y amigos, un espléndido año astronómico 2004. Índice Curso de iniciación a la Astronomía (XIII) “Venus, el planeta de las nubes eternas” 4 El Bólido que vino de occidente 8 Posiciones planetarias 10 Ocultaciones lunares y satélites Galileanos 11 El firmamento este trimestre 12 Observando el Sol 14 Fronteras de la astronomía “Instrumentación” 16 Astronomía y Radioafición 19 Introducción a la Heliofísica (II) 20 3 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Curso de Iniciaci n a la Astronom a (XIII) Venus, el planeta de las nubes eternas J. A. Somavilla - juanantonio_s@aavbae.net sí, como en Marte se pueden observar detalles en su superficie, aunque de bajo contraste, en Venus ni un solo rasgo superficial podemos atisbar. Lo único que vemos al telescopio, tanto el aficionado como el profesional, es un disco pequeño de color blanquecino y brillante, reflejo de la luz solar sobre las capas altas de las nubes, que cubren todo el planeta. Sólo con telescopios de gran abertura, elevados aumentos y filtros determinados, es posible apreciar unos cortes en forma de arco de sus nubes, siempre que nuestra atmósfera sea estable. Imagen en luz ultravioleta de las nubes de Venus, obtenida por la sonda Pioneer Venus Orbiter, el 5 de febrero de 1975. Hoy en día, se conoce su superficie sólida, gracias a la sonda Magallanes enviada a principios de los 90 del siglo pasado por la NASA, que utilizando un potente radar, fue capaz de registrar imágenes de la casi la totalidad de su superficie. Venus, con una temperatura superficial de casi 500ºC y una densa atmósfera, compuesta principalmente de dióxido de carbono, determina un alto grado del llamado "efecto invernadero", registrándose el doble de presión atmosférica que en la Tierra. Este efecto, se incrementa con la ayuda de las nubes que rodean el planeta, compuestas de ácido sulfúrico y otros gases, que alimentan su química, donde el vapor de agua es escasísimo. Desde 1990 a 1994 la sonda Magallanes nos mostró imágenes de un pasado volcánico, cambiando el relieve de su superficie, y que casi con seguridad sigue activo el vulcanismo. Estos gases llamados de invernadero, posibilitan que la luz del Sol llegue hasta la superficie, pero bloqueando y sin escapatoria la radiación infrarroja. El dióxido de carbono, y el dióxido de azufre y el escaso vapor de agua, absorben cada uno de ellos en una banda concreta de longitud de onda, no permitiendo el equilibrio entre la radiación solar y la infrarroja produ4 Fotografía obtenida del NSSDC Photo Gallery. A cida por el calentamiento de la superficie. Explicado muy a groso modo este proceso, no es menester ni propio de este artículo profundizar analíticamente en él. Baste decir que este mismo efecto se produce en nuestros invernaderos terrestres, sólo que a una escala muy inferior. Venus tiene de un diÆmetro ecuatorial de unos 12.100 km. Algo inferior al de la Tierra, 12.756 km. Su rbita en torno al Sol, alcanza una distancia media de 108,4 mill. de km, completando esta rbita en un per odo de 225 d as terrestres La rotación sobre su eje polar es la excepción, pues tarda en rotar una vuelta sobre si mismo 243 días terrestres y su sentido de giro es retrógrado, de este a oeste, inverso al del resto de los planetas del Sistema Solar. Si estuviéramos en su superficie, y siempre que no existieran las nubes que cubren la visión de la esfera celeste, en el transcurso de unos 120 días terrestres que dura la noche, observaríamos las estrellas aparecer por el oeste y ponerse por el este, con una lentitud desesperante a como estamos acostumbrados a verlas desde la Tierra. Pura utopía porque es imposible "de momento" la existencia humana en ese infierno planetario. Bien, con los pies en nuestro planeta, nos hacemos una pregunta: quién no ha oído hablar en nuestro entorno familiar, amigos, etc., qué aquélla estrella tan brillante que se observa hacia el sur-oeste, varias horas antes del anochecer, le llaman el “lucero de la tarde”, y esa otra estrella tan brillante que aparece unas dos o tres horas por el este, es llamada el “lucero del alba”. Efectivamente, con esos nombres es conocido Venus, sobre todo por pastores, agricultores y ganaderos. En la cultura griega, era conocido por los nombres de Phosphóros (el lucero vespertino), "el que brilla al atardecer" y por Hésperos (el lucero matutino), "el que brilla al amanecer", creyendo que se trataba de dos astros diferentes. Fue Pythágoras de Samos (Pitágoras 580-500 a.d.C.) matemático y filósofo quien demostró que eran el mismo planeta en ambas apariciones. Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Fotografía obtenida del NSSDC Photo Gallery. Fotografías de la superficie de Venus, tomadas por las sondas soviéticas Venera 9 y Venera 10, lanzadas al encuentro de Venus el 8 y el 14 de junio respectivamente. En un hecho sin precedentes, ambas sondas se posaron en la superficie de Venus el 16 y el 23 de octubre de 1975. Estas imagenes, fueron obtenidas por la cámara de la Venera 9, el 22 y 25 de octubre. Las dos sondas están separadas en la superficie de Venus 2.100 km. La mayoría de las rocas que aparecen en las fotografías tienen entre 30 cm y un metro de longitud. Para tener una clara idea del movimiento aparente de Venus sobre la bóveda celeste, en su traslación alrededor del Sol, partamos de la Fig.1, para comprender y saber cuales son los momentos más favorables para su observación. La figura es una visión tomada desde la vertical del polo norte de la Tierra, o si queremos, desde la prolongación del eje rotacional de nuestro planeta. Como bien indica la flecha, el giro de la rotación terrestre es de oeste a este. Un observador situado entre los 40º y 45º de latitud y mirando hacia el Polo norte, verá salir el Sol y a Venus por su derecha (este) y ponerse ambos astros por su izquierda (oeste). Si observamos la Fig.1 partiendo de la posición de Venus en A, este se sitúa entre la Tierra y el Sol, llamándose a esta posición conjunción inferior, luego el resplandor fortísimo del Sol nos impedirá la visión de Venus. Según van pasando los días, el planeta se acerca a la posición B, comenzando a ser visible al amanecer un poco antes del orto solar, que al ser el mo- Figura 1. mento más cercano de Venus a la Tierra, este aparece brillante, alcanzando una magnitud en torno a la -4. Ante la mirada telescópica, destaca el planeta como una Luna en cuarto creciente, con unos cuernos muy agudos y presentando un diámetro angular de unos 43" de arco. Según avanzan los días, Venus deriva hacia el oeste, madrugando con mayor antelación a la salida del Sol y adquiriendo más altura sobre el horizonte, dándonos la oportunidad a los observadores de disponer más tiempo de observación, hasta alcanzar la posición C, situándose a unos 47º de ángulo máximo con respecto a la Tierra y el Sol como bien indica la Fig.1. A esta posición se le llama elongación máxima occidental. El planeta va alejándose de la Tierra y aumentando su fase iluminada por el Sol, elevando un poquito su brillo al aumentar el área del disco iluminado. A partir del momento de su elongación occidental, Venus comenzará a tomar dirección este acercándose al Sol, acortando el tiempo de observación. Cuando alcanza la posición D, el Sol sale antes que el planeta impidiendo su visión hasta que alcanza la posición E, momento denominado conjunción superior. Venus no es visible durante casi dos meses hasta que llega al punto orbital F, situándose muy cerca del horizonte sur-oeste como el “lucero de la tarde”. Cada día que avanza más hacia el este, adquiriendo mayor altura y brillo. Transcurren los días y Venus se observa más cómodamente alcanzando la posición G llamada elongación máxima oriental, agradeciendo las casi tres horas que podemos observarle. Llegado a esta culminación, Venus comienza a tomar rumbo oeste, acercándose al Sol y subiendo de brillo hasta casi la magnitud de -4,3, pero dificultando la observación por su cercanía al horizonte. Con el paso de los días el astro volverá a situarse de nuevo en la posición A, de donde hemos partido al exponer el "tour". Contabilizando los días transcurridos son aproximadamente unos 584. Este periplo de Venus, es denominado como período sinódico, es decir, cuando alcaza la misma posición Venus con respecto a la Tierra y el Sol. Al igual que Mercurio, Venus también transita, o pasa aparentemente, a través de la superficie solar. Si tenemos en cuenta la inclinación de su órbita con respecto a la eclíptica, aproximadamente los 3º 25' y entendiendo que la excentricidad de su órbita es tan insignificante (e = 0,0068) da como re- Figura 2. sultado una órbita casi circular, los diámetros aparentes que nos ofrece Venus varían ligeramente, entre 57" y 62" precisamente debido a su baja inclinación con respecto a la eclíptica, hace que el fenómeno del 5 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Fot. obtenida del NSSDC Photo Gallery. La Venera 13 realizó estas fotografías el 3 de marzo de 1982. La Venera tomó fotografías en color de la superficie de Venus. Fot. obtenida del NSSDC Photo Gallery. tránsito de Venus por el Sol se dé en menor medida que los de Mercurio, produciéndose cada 106 y 126 años. Pues bien, los aficionados que vivimos en este siglo somos afortunados, no cabe duda, ya que en el pasado año 2003, hemos podido contemplar un tránsito de Mercurio por el Sol y en Junio de 2004 observaremos el paso de Venus "caminando" por la fotosfera solar. cuando en la conjunción inferior, coincide con el paso del planeta por los nodos ( posición de ascenso de Venus, cortando la línea imaginaria de la eclíptica en su trayectoria orbital). Bien nos queda casi siete meses para adquirir experiencia observando la fotosfera solar, preparando los filtros que mejor se acomoden al telescopio que usaremos y realizar prácticas de fotoEl tránsito de Mercurio, el 7 de grafía a foco primario y con auMayo de 2003, nos fue adverso pamentos (oculares) planificando el ra la gran mayoría de aficionados, trabajo que desarrollaremos durante puesto que una gran borrasca cuel fenómeno. Observaremos una brió la casi totalidad de la penínsuesferita oscura, trazando una cuerla Ibérica, aunque hubo excepcioda sobre una gran esfera fuertenes. mente iluminada. El Sol en esos instantes se hallará a unos 150 Las ventajas del tránsito de Vemillones de km. Y Venus transitanus, respecto al de Mercurio, son rá por delante de él a 43 millones varias entre las que se encuentran: de km de la Tierra. Como se obmayor diámetro de la manchita (Veserva en la Fig.2 Venus entra en nus), un mes mas tarde supone un contacto con la fotosfera del Sol por la zona sureste y su salida por el sur-este. De este fenómeno daremos cuenta con pelos y señales cercanos a la feImagen de la superficie de Venus, obtenidad por la Venera 13. cha. acercamiento a la entrada del verano, augurando un mejor tiempo, otra ventaja, es la magnitud que alcanza Venus durante el fenómeno (-3,9), apreciándose un contraste superior al de Mercurio y que sumado a un diámetro angular de unos 58" de arco, permitirá a un número mayor de aficionados que sólo disponen de telescopios de poca apertura. La altura del Sol sobre el horizonte será muy elevada, sobrepasando los 60º permitiendo la cómoda observación del evento. Estos tránsitos de Venus sólo acontecen 6 Conocida la forma de cómo se mueve Venus, sobre la esfera celeste, paso a describir muy someramente la observación del planeta, con la herramienta fundamental del astrónomo aficionado y profesional, como es el telescopio. Allá por 1966 del siglo pasado (es curioso como nos suena estas fechas, pues están a la vuelta de la esquina), acababa de llegar de mi trabajo nocturno, hacia las 6,30 horas de la madrugada todavía si amanecer y observando el Lucero de la mañana por el camino de vuelta a casa, me propuse obser- varle en cuaanto llegara a esta, con el reflector de 150 mm de diámetro y 1.200 mm de focal. La visión de Venus en un cuarto menguante finísimo y de cuernos agudos, llenando un poco menos de la mitad del campo del ocular de 25 mm, me impresionó su belleza. Era la primera vez que veía Venus con el telescopio. Siempre me gustan más las conjunciones inferiores (lucero del alba), que las superiores (lucero de la tarde). Como veis, con un reflector de 150 mm de diámetro y aún menor de 114 mm, se puede seguir la evolución de las fases que adquiere el planeta en sus conjunciones. Por desgracia, nos debemos conformar con estas visiones, puesto que es lo máximo que se puede alcanzar desde la Tierra y con unas buenas condiciones atmosféricas, siendo lamentable que Venus acercándose tanto a la Tierra como ningún otro planeta sea el astro que menos partido podemos sacar con nuestros telescopios. La fotograf a, a travØs del telescopio, hay que realizarla con ampliaci n (oculares), utilizando pel cula de media sensibilidad (400 ISO) y si disponemos de un filtro que atenœe el fuerte resplandor de su contorno, mucho mejor, ayudando a realizar un perfecto enfoque del planeta A mí me ha dado buenos resultados el filtro violeta Wraten 47, con seguimiento motorizado y sin él y utilizando tiempos de exposición de ½ y 1 segundo. Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Fotografía obtenida del NSSDC Photo Gallery. Fotografía de la Venera 10. La fotografía con cámara reflex y objetivo standard, obliga a la utilización de un trípode estable. Venus, durante muchos días entre sus conjunciones, se separa del horizonte, adquiriendo elevada altura lo que nos permite hacer registros de su movimiento, este sistema es el más adecuado. Cuando se está acercando al Sol, el astro pierde altura y su luz reflejada atraviesa densas capas atmosféricas y lo observamos con fuertes turbulencias y enrojecido, dificultando el registro fotográfico, por lo que éste hay que realizarlo cuando el planeta se halle en su mayor alejamiento del horizonte. La observación de Venus a simple vista, es una buena guía para los navegantes, en sus dos conjunciones, sabiendo que se dan al sur-oeste y sur-este de los puntos cardinales terrestres, a groso modo, incluso para aquellos que practican la montaña. La visión de este “lucero” (vespertino y matutino) es un espectáculo que no hay que perderse. Bueno amigos, teóricamente me despido hasta dentro de tres lunas, igual son cuatro, pero aquí estaré otra vez con vosotros. Saludos. ALGUNOS DATOS PLANETARIOS DE VENUS COMPARADOS CON LOS DE LA TIERRA Venus Tierra (Venus/Tierra) Masa (1024 kg) 4,8685 5,9736 0,815 Volumen (1010 km3) 92,843 108,321 0,857 Radio ecuatorial (km) 6051,8 6378,1 0,949 Radio polar (km) 6051,8 6356,8 0,952 5243 5515 0,951 Densidad media (kg/m3) Gravedad superficial (eq.) (m/s2) 8,87 9,78 0,905 Velocidad de escape (km/s) 10,36 11,19 0,926 2613,9 1367.6 1,911 Irradiación solar (W/m2) Semieje mayor (106 km) 108,21 149,60 0,723 Periodo orbital sidéreo (días) 224,701 365,256 0,615 107,48 147,09 0,731 Perihelio (106 km) Afelio (106 km) 108,94 152,10 0,716 Periodo sinódico (días) 583,92 – – Velocidad media orbital (km/s) 35,02 29,78 1,176 Máx. velocidad orbital (km/s) 35,26 30,29 1,164 Mín. velocidad orbital (km/s) 34,79 29,29 1,188 Inclinación de la órbita (gra.) 3,39 0,00 Excentricidad de la órbita 0,0067 0,0167 0,401 Periodo sidereo de rotación (hrs.) -5832,5 23,9345 243,686 Duración del día (hrs.) 2802,0 24,0000 116.750 Distancia a la Tierra mínima (106 km) 38,2 Distancia a la Tierra máxima (106 km) 261,0 Diámetro aparente desde la Tierra máximo (segundos de arco) 66,0’’ Diámetro aparente desde la Tierra mínimo (segundos de arco) 9,7’’ Máximo de magnitud visual -4,6 Presión en la superficie: 92 bar Temperatura: ~737 K, (464oC) Composición atmosférica (cerca de la superficie): Dióxido de carbono (CO2) - 96,5%; Nitrógeno (N2) - 3,5% En menor proporción: Dióxido de sulfuro (SO2), Argón (Ar), Agua (H2O), Monóxido de carbono (CO), Helio (He) y Neón (Ne). Datos obtenidos del sitio: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html 7 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 El bólido que vino de occidente Jesús Conde - jesus_c@aavbae.net a noticia astronómica, más importante de este comienzo de año, ha sido la visión de un magnífico bólido que atravesó completamente la península durante la tarde del domingo día 4 de Enero. Este hecho tan poco habitual y la vistosidad del fenómeno sobre cielos ausentes de nubes, hizo saltar la noticia inmediatamente a las emisoras de radio por la noche y a los telediarios del día siguiente, incluyendo ya imágenes y videos, así como entrevistas a testigos. Como los hechos son lo suficientemente conocidos, vamos a tratar de establecer las conclusiones más factibles sobre ellos, así como algunas aclaraciones lingüísticas, y deshacer algunos errores de bulto. En primer lugar vamos a establecer las diferencias de significado entre meteoro, meteorito y meteoroide. Denominamos "meteoroide" a pequeños fragmentos materiales cuyo tamaño puede ir desde el de un grano microscópico hasta el de un objeto de 100 metros de diámetro y que viajan con unas velocidades, relativas a la tierra, de entre 13 y 75 kilómetros por segundo, según vayan en la misma dirección o en dirección contraria. Este cuerpo, al chocar con las capas de la alta atmósfera, se pone in-candescente y la luz que emite es conocida como "meteoro". Si el L Reconstrucción del paso y caída del bólido. cuerpo es lo suficientemente grande para que la fricción y las altas temperaturas no lo consuman completamente, puede colisionar, con mayor o menor fuerza, con la superficie terrestre. Este resto es lo que llamamos "meteorito". Otro de los puntos que conviene aclarar sobre la caída de meteoritos, es que, aunque este hecho es habitual Se calcula que entre 10 y 100 toneladas de polvo y material meteor tico caen diariamente sobre nuestro planeta Imagen del bólido sobre los cielos de Castilla y León. 8 Eso no quiere decir que sean siempre visible, ya que sabemos que las tres cuartas partes de nuestra superficie terrestre es agua, así que la mayor parte cae en el agua, y de los que caen en la tierra, muchos lo hacen en grandes zonas desérticas, y no sólo de arena como, el Sahara, sino también en las grandes estepas rusas ,las cordi- lleras como el Himalaya o los inmensos casquetes polares, solamente podemos ver los que caen por la noche debido a su incandescencia, aunque sólo astrónomos, aficionados y pocas personas más suelen observarlos. Así que la excepcionalidad de este bólido, visible durante el día (lo que da idea de su masa), facilitada su visión por la ausencia casi completa de nubes y su observación tan generalizada en la franja de terreno situada bajo su trayectoria es lo que le ha dado tanta proyección al tema. Los hechos comprobados son: el ángulo de entrada, que fue de 30º y su recorrido por el cielo peninsular en dirección noroeste-sureste. Al rebasar la región de Galicia y entrar en Castilla y León, el bólido explota y se divide en fragmentos más pequeños que continúan su trayectoria sobre la península. Otro hecho comprobado es que hasta el día de hoy no se han en- Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Meteorito “Allende”, contiene materia orgánica (formaldéhido), cayó sobre México. Meteorito férreo (Siberia). contrado fragmentos pertenecientes a este objeto. Lo que nos hace desechar la hip tesis del cuerpo rocoso y decidirnos por un bloque de hielo, o una bola de nieve sucia. En definitiva un resto cometario. Así el hielo se habría sublimado y desaparecido totalmente. No hay que olvidar que pasaría en pocos segundos del frío del espacio (en- tre 200 y 100 grados bajo cero a los cerca de 1500º sobre cero (la temperatura de fusión del hierro por ejemplo). Además estas altas temperaturas sólo se forman en el frente de choque, mientras el resto del meteorito sigue a muy baja temperatura. Estas grandísimas diferencias térmicas, crean unas tensiones internas tan fuertes que pueden llegar a fragmentar totalmente el meteorito, y lo que en un principio pudo ser un solo objeto se va dividiendo en varios trozos tras sucesivas ex- Bólido observado en gran parte de Europa en 1993, durante la lluvía de las Perseidas. plosiones, pero no debemos olvidar tampoco que las ondas de choque asociadas al cuerpo inicial o a los restos fragmentados, también generan explosiones como lo hacen los aviones reactores al atravesar la barrera del sonido, por esto se oyeron varias explosiones en diferentes lugares de la trayectoria. En cuanto al tamaño o al peso hay discrepancias, se le calculan 50 toneladas de masa, por lo que si fuera de hielo tendría un volumen de 50 metros cúbicos, lo que correspondería aproximadamente al tamaño de un gran camión con remolque. Si fuera pétreo, su volumen ocuparía 10 metros cúbicos, lo que corresponde a un pequeño camión y si fuera metálico (de hierro) correspondería a un pequeño automóvil. Con estas referencias podemos hacernos una idea bastante ajustada de su tamaño. Si descartamos la posibilidad de que se trate de cualquier artefacto espacial, las coincidencias relatadas por los testigos, sólo lo son en la dirección y la luminosidad, ya que incluso en la hora del suceso hay incertidumbres; parecen ser las 17,45 h. el momento de su visión en Santiago de Compostela; a las 18,00 h. se vio entre León y Palencia, y en ese mismo momento se vio en otras zonas de la provincia de Burgos, tan distanciadas como Melgar (rayando la provincia de Palencia), o en la carretera BurgosSoria, cerca de Soria o en Almarza dentro ya de la provincia de Soria. Posteriormente hay observaciones desde Castellón, Albacete y Mallorca sobre las 19,00h. Si tomamos la primera y última observación, hay un intervalo de una hora y cuarto para recorrer unos 1000 km, más o menos a la velocidad de un avión comercial, entre 800 y 900 km/h, lo que no concuerda con la supuesta velocidad de los meteoritos, salvo que no hubiera caído un bólido, sino varios en diferentes momentos, aunque próximos en el tiempo. Esto también explicaría las diferentes coloraciones vistas por los testigos, que van desde un blanco brillante (la Coruña-León) al azul intenso (Burgos-Soria), incluso anaranjado (la Rioja). Por último, no debemos olvidar que entre el 1 y el 5 de enero tuvo lugar la lluvia de estrellas "Cuadrántidas" con un máximo muy pronunciado el día 3. 9 10 Matutinos 14 Mayo ....Mercurio en su máxima elongación, 26º al oeste del Sol. 8 Junio ...... Tránsito de Venus, durante 6 horas. 30 Junio .... Aldebaran a menos de 11/2º de Venus 5 Julio ........ La Tierra se encuentra en el afelio. Vespertinos 4 Mayo ...... Eclipse total de Luna 24 Mayo .... Marte a 1º de Saturno 21 Mayo .... Ocultación de Venus por la Luna FENÓMENOS PLANETARIOS Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Posiciones planetarias 2.º Trimestre 2004 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Ocultaciones Lunares Desde Bilbao este trimestre P: 14 marzo 2004 Fecha Hora 02/03/2004 08/03/2004 14/03/2004 08/04/2004 09/04/2004 25/04/2004 26/04/2004 29/04/2004 07/05/2004 21/05/2004 21/05/2004 23/05/2004 23/05/2004 19:24:15 01:07:05 02:38:26 23:06:15 04:15:55 23:14:46 21:03:51 19:21:44 23:42:45 10:49:20 12:08:11 20:28:35 21:30:24 21 mayo 2004 F L XZ D R R R R D D D R D R D R D D D D D D D D D D B D B 23 mayo 2004 Mag A.R. 11604 18116 23974 22283 22388 10614 12050 15783 24651 5.3 5.9 4.5 4.6 4.8 5.8 5.9 5.4 4.6 -3.9 -3.9 11604 5.3 11604 5.3 L: SAO: XZ: Mag.: A.R., Dec.: K: A.P.: A.W.: 07h44m22.4709s 12h09m54.7244s 17h47m48.5139s 16h20m53.6346s 16h30m28.0463s 07h11m37.7931s 08h01m10.5543s 10h32m25.5406s 18h08m21.6839s 05h41m37.9844s 05h41m35.9732s 07h44m21.2927s 07h44m21.2921s Tipo de fenómeno ("R" reaparición, "D" desaparición, "G" rasante, "M" Rasante distante al lugar de observación) Limbo donde se produce el fenónemo (D: oscuro B: Iluminado) Número de la estrella en el catálogo SAO Número de la estrella en el catálogo zodiacal Magnitud de la estrella Coordenadas ecuatoriales de la estrella % Iluminado de la Luna Ángulo de Posición Ángulo de Watts Dec. +25º46’33.096” +01º52’23.845” -27º50’00.614” -24º10’51.498” -25º07’33.354” +26º51’07.410” +25º23’01.338” +14º06’59.072” -28º27’28.014” +26º44’47.608” +26º44’20.496” +25º46’35.619” +25º46’35.620” Satélites Galileanos %K ºPA ºWA 83%+ 98%47%83%82%33%+ 41%+ 71%+ 86%5%+ 5%+ 18%+ 18%+ 118 278 260 345 331 27 81 95 239 69 260 103 293 108.00 255.84 260.12 336.63 323.77 19.33 69.77 74.28 241.07 70.22 260.69 92.74 282.53 Estrella 76 Geminorum 10 Virginis X Sagittarii 19 Scorpii 22 Scorpii 47 Geminorum Omega Cancri 46 Leonis 38 B. Sagittarii Venus Venus 76 Geminorum 76 Geminorum Ganímides Calixto Mayo Europa Abril Io Marzo Fotografías obtenidas del NSSDC Photo Gallery Posición de los satélites de Júpiter 11 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 El Firmamento este trimestre Objetos celestes para observar... A simple vista: - Capella - Sirio - Procyon α Aur α CMa α CMi - δ Cephei δ Cep - Deneb α Cyg - Castor α Gem - Pollux β Gem - Vega - Betelgeuse α Lyr α Ori - Algol - Pleyades α Per Tau - Aldebaran - Hyades - Polaris α Tau Tau α UMi Binaria espectroscópica, a 24 a.l., de color amarillo. Ocupa el sexto lugar en el ranking de estrellas más brillantes Sirio es la estrella más brillante del cielo, dista de nosotros 8,6 a.l. Su nombre griego significa “la que precede al perro”, sale antes que Sirio en el hemisferio norte. Se encuentra a 11,4 a.l. Estrella variable entre 3,5 y 4,4 mag. en un periodo de algo más de cinco días, tiene una compañera de mag.6. δ Cep da nombre a las estrellas variables con similiares características. De mag. 1 situada a 1.600 a.l., es un estrella supergigante que se ve como una estrella blanca de tipo A2. Con una magnitud absoluta de -7,1 tiene 30.000 veces la luminosidad del Sol. Castor a 52 a.l. y de mag. 1,62, es un sistema múltiple compuesto por 6 componentes. Mediante un telescopio modesto podemos observar tres de ellas. Pollux es el miembro más brillante de la constelación de mag. 1,16 y tipo espectral K0, dista de nosotros 34 a.l. Según la mitología griega Castor y Pollux son los dos hijos gemelos de la diosa Leda. Quinta estrella más brillante del cielo, de color blanco-azulado a 25,3 a.l. Con un diámetro 300 veces superior al Sol y a 430 a.l. de distancia, es una de las mayores supergigantes rojas conocidas. Sistema binario eclipsable, su magnitud varía entre 2,1 y 3,4 en 2,867 días. Cúmulo estelar abierto, a simple vista se pueden ver siete estrellas, unos simples prismáticos revelan muchísimas más. Dista de nosotros 151 a.l. Estrella roja supergigante. No pertenece al cúmulo de la Hyades. Dista de nosotros 54 a.l. Cúmulo abierto en forma de V, a 150 a.l. Estrella doble, un telescopio revela su compañera de 8m. Con unos prismáticos: - M31 And - M2 - M38 - M36 - M37 - M44 - M41 Aqr Aur Aur Aur Cnc CMa - µ Cephei - Mira - χ Cygni - M39 - ν Draconis - M35 Cep Cet Cyg Cyg Dra Gem - M42 Ori - M15 - γ Leporis Peg Lep - M50 - Mizar y Alcor Mon ζ UMa - Doble Cúmulo Per - Cr 69 Ori La galaxia de Andromeda, es el objeto más distante, 2 millones de a.l., que se puede observar a simple vista. Cúmulo globular, contiene alrededor de 150.000 estrellas, uno de los más compactos y ricos Cúmulo abierto a 4.200 a.l., contiene gigantes amarillas con una magnitud de 7,9 Cúmulo abierto compuesto de una 60 estrellas brilla con una magnitud de 9. Cúmulo abierto, contiene un considerable número de gigantes rojas. El Pesebre, cúmulo abierto fácilmente visible a simple vista Situado a cuatro grados al sur de Sirio. Cúmulo abierto, sus estrellas están distribuidas en un area de 25 a.l. Estrella variable de 3,4 a 5,1 en 730 días. De color rojo. Variable de periodo largo, 332 días, varia de 3.0 m a 10,1 m. Gigante roja pulsante, de periodo largo. 3,3 a 14,2 m en un periodo de 407 días. Cúmlo abierto descubierto por Charles Messier en 1764. Su magnitud visual es de 4,6 m. Par de estrellas de color blanco. Fácil de observar con prismáticos. A 100 a.l. Cúmulo abierto compuesto por unos cientos de estrellas distribuidas en un área como la Luna llena. La gran nebulosa de Orion. Parte principal de una nube sde gas que se extiende por un área demás de 10 º Cúmulo globular, con un diámetro de 18’ y una magnitud visual de 6,2. Sistema doble formado por una estrella dorada y otra blanca, de 3 y 6 mag. respectivamente, con separación angular de 93,6” de arco. El sistema dista de nosotros 30 a.l. Visible con prismáticos, un telescopio revela las estrellas individuales, a 3.000 a.l. Mizar de tipo A2 y de mag. 2, Alcor es de mag. 3, a su vez Mizar es una doble espectroscópica, y tiene el honor de ser la primera en ser descubierta por este método. Doble cúmulo en Perseo NGC 869 y NGC 884, espectaculares vistos a través de unos prismáticos. Cúmulo en l Orionis, a 1.630 a.l. Con un telescopio: - M81 - M82 - M94 - 61 Cygni - γ Delphini - γ Andromedae - M67 - 2265 UMa Uma CVn Cyg Del And Cnc Mon Galaxia en espiral visible con prismáticos y fácil de ver con un telescopio, a 9 millones de a.l. Galaxia de forma irregular, a 10 millones de a.l. más pequeña que M81. Galaxia espiral, distante de nosotros 15 millones de a.l. Estrella doble, 5,2 y 6,1 mag. ambas naranjas, a 11,4 a.l. y separadas 28,4”. Par de color amarill0 y blanc0. Magnitud 4,3 y 5,2, a 100 años luz. Struve 2725 (doble) está en el mismo campo. Sistema doble compuesto por una brillante estrella de color naranja y otra de color azul de 5 m. Cúmulo abierto, uno de los más viejos, cun una magnitud de 6,1 m, y una extensión aparente de 30’. Cúmulo abierto llamado “arbol de navidad”. Asociado a la nebulosa del Cono, a 2.450 a.l. Bilbao - Lat. ENERO FEBRERO MARZO 43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m 21:00 h. T.U. 20:00 h. T.U. 19:00 h. T.U. ALGUNOS CONSEJOS Para observar el firmamento y en especial los objetos de cielo profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias) debemos buscar siempre un lugar lo más oscuro posible, alejado de la contaminación luminica de las ciudades. Veremos más estrellas si acostumbramos a nuestra vista a la oscuridad. Esto se consigue después de 15 minutos, aproximadamente. También necesitaremos, para ver la carta celeste, una linterna recubierta con celofán rojo, o cualquier otro sistema que nos filtre gran parte de la luz de la linterna para que no deslumbre. Finalmente buscaremos noches sin Luna para este tipo de observaciones y llevaremos ropa de abrigo adecuada. Boletín patrocinado por: Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Observando el Sol Emilio Martínez - emilio_m@aavbae.net N.º de Wolf diario: enero 2002 - diciembre 2002 250 200 150 100 50 dic'02 nov'02 oct'02 sep'02 ago'02 jul'02 jun'02 may'02 abr'02 mar'02 ene'02 feb'02 0 N.º Wolf. Valores Mensuales Comparados: enero 2002 - diciembre 2002 250 Max Bizkaia Med Bizkaia Min Bizkaia MaxSabadell 200 150 100 50 14 dic-02 nov-02 oct-02 sep-02 ago-02 jul-02 jun-02 may-02 abr-02 mar-02 feb-02 ene-02 0 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 OCTUBRE - máx. 194 - día 13 Continua con un perfil de actividad similar al menos en sum forma, con disminuciones de actividad , debida a la desaparición por el horizonte -W- Oeste de los grupos que motivan un máximo mensual, le suceden periodos de transición para en fecha diversa de cada mes se recupera en parte, durando este ascenso varios días y de nuevo se vuelve a producir este ritmo de actividad. NOVIEMBRE - máx. 195 - día 5 Sigue la tónica de actividad con un número de grupos que ronda la decena y unos índices que rondan en el máximo el valor de 150 -W- y bajando en su promedio del mes rondando en índice 100. DICIEMBRE - máx. 213 - día 20 Durante este mes el tiempo atmosférico dificulta bastante la observación durante los primeros días y los que nos permite hacerlo nos lleva a mostra un descenso importante de actividad siendo el índice alcanzado en su promedio mensual cercano al índice 100 pero por lo bajo, asi llegamos el día 29 a alcanzar un desconsolado 11 de -Wolf que en parte podria deberse a las dificultades de realizar una buena observación aunque los índices de los días mas proximos solo alcanzan el valor de 22 que es el siguiente índice entre los mínimos, asi despedimos el mes y el año oficial. 15 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Fronteras de la Astronomía Instrumentaci n (I) José F. Rojas Palenzuela - josefelix_r@aavbae.net lo largo de la historia humana, sólo unas pocas generaciones, han tenido el privilegio de ser testigos de momentos cruciales, en el devenir de las ideas que conforman nuestra concepción del Universo. Momentos tan singulares como la revolución Copernicana, el desarrollo de la física de Newton o del electromagnetismo de Maxwell, así como la Mecánica Cuántica y las teorías de la Relatividad pertenecen sin duda a esta categoría. Pero lo que muchas personas ignoran es que el profundo cambio que ha sufrido nuestra concepción del Cosmos en los últimos años coloca a nuestra generación en una situación igualmente significada. A Una vez más estos cambios han venido de la mano de avances tecnológicos que nos han abierto nuevas ventanas al Cosmos o que han ampliado las posibilidades de las que ya existían. A lo largo de esta exposición describiremos algunos de estos fructíferos avances y los cambios que han ocasionado en nuestros conocimientos. Comencemos por la Astronomía óptica (visible). En este momento, la actual generaci n de telescopios pticos tienen espejos de 8 10 m de diÆmetro, e incluso algunos de ellos cuentan con 2 y hasta 4 espejos Esta a la vuelta de la esquina el poder utilizar estos conjuntos de espejos con técnicas interferométricas, como ya se hace en radio e incluso en infrarrojo (IR), lo que permite ganar en resolución (nivel de detalle). Y sin embargo la carrera hacia tamaños aún mayores no se detiene aquí y ya se encuentran sobre el tablero de los diseñadores los proyectos de futuros instrumentos de 30 m de diámetro e incluso alguno de 100 m. 16 Sin embargo la atmósfera terrestre que nos permite respirar es un serio obstáculo para conseguir imágenes estables. El mismo fenómeno responsable de las imágenes ondulantes sobre el asfalto recalentado por el Sol en una carretera en verano ocasiona que las imágenes de los astros que Espejo de 8 metros del telescopio Gemini. producen los temino que sigue la luz y la electrólescopios queden borrosas sobre nica de control mueve algunos aclos detectores, lo que penaliza setuadores piezoeléctricos que deveramente la resolución (los detaforman uno de los espejos del lles más finos detectables). Una fortelescopio para corregir el problema de atenuar este fenómeno ma. Esta técnica ya ha mostrado denominado seeing consiste en ubisus bondades trabajando en IR y car los observatorios astronómicos es enormemente prometedora paen lugares muy concretos del glora el visible, aunque aún debe subo terrestre en los que las condiperar algunos problemas. ciones de estabilidad y transparencia de la atmósfera sean las mejores posibles. Destacan los obLa luz procedente de un servatorios de Mauna Kea (en Hapunto muy alejado, tras ser wai, a más de 4.000 m de altura), concentrada por el del Roque de los Muchachos (en la telescopio, idealmente isla de La Palma) y de Cerro Paradeber a presentar una nal (en el desierto de Atacama, Chidistribuci n muy le). Pero a pesar de la quietud de los cielos de lugares tan selectos, todavía no es suficiente y se hace necesario acudir a otro planteamiento radicalmente diferente: la óptica adaptativa. En esta técnica, un sensor detecta varias veces por segundo la forma del frente de onda de la luz que llega al telescopio procedente de una fuente puntual, tal como una estrella o una pequeña mancha (spot) generado en la alta atmósfera por un laser anexo, y que idealmente (en el vacío) debería ser plana. Un ordenador computa rápidamente la corrección que debe ser introducida en el ca- caracter stica denominada disco de Airy En realidad, las aberraciones que siempre existen en todo instrumento óptico, unidas al efecto perturbador de la atmósfera, hacen que la luz se desperdigue por una región bastante más extensa, por lo que la intensidad de luz en cada punto de dicha región es mucho menor a lo que debería ser. Sin embargo, el efecto del seeing puede reducirse por medio de esta técnica porque se consigue que la región en la que la luz se desparrama se reduzca notablemente, aunque sin llegar a ser tan peque- Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 una de valor 10. Consecuencia inmediata es que las exposiciones electrónicas se pueden sumar en gran número utilizando un ordenador. Efecto de un sistema de óptica adaptativa. ña como el disco de Airy. Los beneficios son asombrosos tanto en el incremento de resolución como en la renovada capacidad de detectar objetos débiles al aparecer su luz más concentrada que antes. Haciendo uso de esta técnica, la ventaja en "agudeza visual" de los telescopios en el espacio se reduce, mientras que permanece la enorme capacidad de captación de luz de los grandes telescopios terrestres. Simultáneamente se ha producido otra revolución en los receptores de la luz, que ya no son fotográficos sino hipersensibles detectores electrónicos de tipo CCD. Estos chips tienen dos inmensas ventajas sobre la pel cula fotogrÆfica: su respuesta altamente lineal y su eficiencia cuÆntica Vamos a dar alguna cifra por fijar el orden de magnitud. Si con una exposición de valor 10 se consigue cierto nivel de ennegrecimiento (densidad) en la fotografía final, se precisará de una exposición 100 para conseguir una unidad más de ennegrecimiento. Por el contrario en un chip CCD sólo se precisaría de una exposición de valor 20 para conseguir el doble de luz que en Eficiencia cuántica de los detectores CCD. Por otro lado, respecto a la eficiencia cuántica, que de forma sencilla podríamos definir como el porcentaje de fotones (partículas de luz) que el detector atrapa y utiliza para formar la imagen, basta con decir que en las películas fotográficas muy sensibles llega a alcanzar valores que rondan el 2% mientras que se pueden encontrar chips CCD que llegan a alcanzar valores ¡entre el 60 y el 90%! Este es el motivo de que en la actualidad existan astrónomos aficionados que con telescopios bastante modestos, pero equipados con este tipo de cámaras CCD, han conseguido fotografiar objetos celestes que hace 30 años sólo podía fotografiar el telescopio Hale de 5 m. Incluso regiones del espectro que parecía que ya no podían aportar sorpresas, como por ejemplo la ventana de radio, han contribuido a su propio lote de sorpresas cuando se han utilizado técnicas de interferometría para combinar la radiación recogida por varias antenas diferentes (27 en el VLA) para formar con ella el equivalente a una antena gigante en lo que respecta a resolución. En particular, la técnica denominada VLBI permite combinar la radiación captada por antenas en diferentes continentes, lo que ha permitido "ver" en radio detalles entre 200 y 500 veces más pequeños que los más pequeños visibles con el telescopio espacial. Otra ventaja nada desdeñable es que la imagen generada por un CCD se digitaliza en la salida del detector por lo que es una imagen intrínsecamente numérica y muy fácil de procesar con La observación en IR permite sondear en profundidad regiones con mayor densidad de polvo y gas. las técnicas de trataEn otro orden de cosas, además miento de imagen en ordenador. de radiación electromagnética, ya La revolución en detectores tamsomos capaces de detectar rutinabién nos ha permitido abrir nuevas riamente neutrinos procedentes de ventanas al Cosmos, cada una de las reacciones nucleares que tielas cuales ha aportado su granito nen lugar en las estrellas (el Sol, de información. Por una parte heprincipalmente) y también en las exmos abierto la ventana de las miplosiones finales de las estrellas de croondas, extendiendo la informagran masa (supernovas), lo que ción que nos aportaba la ventana aporta una clase de información rade radio por un lado y la que nos dicalmente diferente a la electroaportaba el IR desde el otro. Por magnética, porque esta proviene otra parte, en el IR se han puesto del mismo centro de estos astros. a punto detectores equivalentes a Los detectores de neutrinos se los CCD del visible pero para este rango de longitudes de onda, lo que construyen a gran profundidad en ha permitido obtener imágenes IR viejas minas bajo el suelo o en la directas. Así hemos podido identiprofundidad del océano para imficar estrellas en pleno nacimiento pedir que la llegada de otras radiay las regiones en que esto tiene luciones de origen diferente se congar, regiones que en luz visible son funda con los neutrinos, que tienen bastante anodinas. 17 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 el telescopio en un avión reactor modificado, dentro de una cabina especial con una compuerta abrible en vuelo. Esta técnica funciona excepcionalmente bien en IR y el KAO, primer observatorio de esta clase, dejó tan buen recuerdo que ahora va a despegar su sucesor SOFIA. El detector de neutrinos de Sudbury esta enterrado en una vieja mina. la capacidad de atravesar la materia como si fueran fantasmas. De hecho 70.000 millones de neutrinos atraviesan cada centimetro cuadrado de cuanta materia vemos (nosotros incluidos) en cada segundo. Son neutrinos que provienen de las reacciones nucleares en el centro del Sol, y 8 minutos más tarde de aparecer allí nos atraviesan (tras atravesar toda la Tierra si es de noche). Resulta curioso que los neutrinos fueran descubiertos precisamente como una ausencia en lo que se determinaba experimentalmente en los productos de la reacción de desintegración del neutrón, allá por 1930. Pero las posibles fuentes de información no terminan en estas esquivas partículas porque en este momento se pone en marcha una nueva clase de observatorios que van a intentar detectar no partículas o radiación electromagnética sino ondas gravitatorias, ondas que la Relatividad General predice y que son la única explicación posible para el movimiento observado en algunos sistemas estelares ya conocidos como por ejemplo el pulsar binario PSR 1957. Si la técnica da frutos, ya se diseña una versión ampliada y constituida por un conjunto de satélites en formación. Y esto nos lleva a otra categoría de observatorios astronómicos, en los que el efecto perturbador de la atmósfera intenta reducirse por la vía expeditiva de subir el telescopio por encima de la atmósfera. Esto se puede acometer montando 18 Este nuevo telescopio contarÆ con un espejo segmentado equivalente a uno monol tico de 6,1 m Estará más dedicado al IR cercano, por lo que va a ser situado en un punto muy singular denominado punto de Lagrange L2, distante casi 1,5 millones de Km de la Tierra en dirección opuesta al Sol, lo que hace que no se puedan llevar a cabo misiones de mantenimiento como con el actual HST. Si se precisan observaciones de duración superior a las pocas horas del vuelo de un avión, se puede optar por la barquilla de un enorme globo que vuele a 40 Km de altura como se ha hecho con los detectores de microondas del BOCapítulo aparte merecen las OMERANG, que permanecieron en sondas espaciales a otros planevuelo 4 días. Pero sin duda la sotas.Las imágenes obtenidas por ralución ideal es sacar del todo el telescopio de la atmósfera. El inconveniente es el enorme coste que conlleva, por lo que los telescopios en el espacio no abundan. Algunos como el telescopio Hubble consiguen imágenes de una nitidez inigualable por ningún otro telescopio, El telescopio espacial Hubble (HST) mientras que otros como Compton, Chandra, dar de la superficie de Venus siemXMM o EUVE observan en longipre oculta por las nubes obtenidas tudes de onda que no atraviesan la por la sonda Magellan, las imágeatmósfera, por lo que sólo son facnes de altísima resolución de la sutibles desde el espacio. Sin emperficie marciana obtenidas por la bargo la información que aportan Mars Global Surveyor y las obteninos muestra los procesos más das in situ por el rover de la Pathenergéticos del Universo. Algunos finder, el increíble éxito de la misión observatorios espaciales han batiGalileo a Júpiter con las primeras do todos los récords de duración, medidas directas de la atmósfera como el IUE mientras que otros han del planeta gigante, y las citas de tenido una vida operativa mucho la Giotto con el cometa Halley y de más breve, aunque igualmente prola sonda NEAR con el asteroide vechosa, como el IRAS o la misión Eros han revolucionado la percepHipparcos. ción de nuestro entorno en el SisLas imágenes obtenidas por el telescopio espacial Hubble (HST) son tan asombrosas, a pesar de contar con sólo 2,4 m de diánetro, que ya se le ha asignado un sustituto denominado hasta ahora NGST, y recientemente renombrado como James Web Space Telescope. tema Solar y avivado las espectativas de encontrar vestigios de vida fuera de la Tierra. Pero a pesar de todo ello, el papel más destacado posiblemente sea el del SOHO, que vigila permanentemente el Sol. Al fin y al cabo el Sol es la fuente de nuestra vida y es trascendental conocerlo bien. Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Astronomía y Radioafición Luken Eguiluz - luken_e@aavbae.net Mike Foale, KB5UAC operando la estación de radio de la ISS Frecuencia Frecuencia Frecuencia Frecuencia de de de de FRECUENCIAS descenso fonía: 145.800 MHz ascenso fonía: 145.200 MHz descenso packet: 145.800 MHz ascenso packet: 145.990 MHz e forma reciente, el evento de que un astronauta español, tuvo que estar operando dentro de la Estación Espacial Internacional, puso en marcha a muchos radioafionados para contactar con él y alguno más de sus compañeros tripulantes. D FAX, RTTY, SSB, FM...), en definitiva modos menos llamativos pero altamente eficaces a la hora de permitir el contacto entre el suelo y la atmósfera, todavía "terráquea", ya que estamos hablando de una distancia inferior a los 500 km sobre la vertical. Hemos dicho comunicar con ellos, en este caso en forma hablada (fonía), que es lo que entiende la gente de la calle, pero no es menos cierto que existen otras formas de contacto radioléctrico, que incluso supera un mejor enlace con ellos, citamos a modo de ejemplo alguna de esas modalidades v.g. (CW, SSTV, PACKET, Viene esto a cuento, para presentar (mejor dicho recordar), modalidades que a primera vista paracen abocadas a la extinción... CW, o telegrafía con su código Morse, con cuyas abreviaturas (pocas letras) tienen cada una un significado muy concreto y descifrable por cualquier radioaficionado, donde también acompañamos el abece- ALGUNAS ABREVIATURAS USADAS POR LOS RADIOAFICIONADOS EN CÓDIGO MORSE 73 88 cariño ABT ADR AF AGN ANI ANT BD BI CC CFM CHIRP DR DX ERE ES Saludos Amor, besos, Aproximadamente Dirección Baja frecuencia Nuevamente Ninguno, alguno Antena Malo Por Pilotaje a cuarzo Confirmo Gorgeo Querido Larga distancia Aquí Y FB FM GA GB INPT entrada KEY LTR MNI NR de NW OK RPRT RPT RST TKS, TNX TX Bien transmitido De, a partir de, a Buenas tardes Hasta la vista Potencia de Manipulador Carta Mucho Numero o cerca Ahora Todo correcto Reporte, control Repita Reporte Gracias Transmisor dario con su Código (puntos y rayas) y Fonético internacional. De forma breve podemos decir que el Código Morse toma el PUNTO como unidad, este tiempo de duración es de 1/25 seg., aproximadamente. Siendo una LÍNEA el equivalente en tiempo a 3 puntos. Los espacios entre letras son de 3 puntos y entre palabras de 5 puntos. Todo ello se aprende a distinguir con un poco de constancia e interés (es decir como casi todo). Su recepción y/o escucha de tonos etc,lo dejamos para otro artículo. Un cordial saludo y felíz escucha. Luken ALFABETO EN CÓDIGO MORSE Y FONÉTICO A .- Alpha N -. November B -... Bravo O --- Oscar C -.-. Charlie P .--. Papa D -.. Delta Q --.- Quebec E . Echo R .-. Romeo F ..-. Foxtrot S ... Sierra G --. Golf T - Tango H .... Hotel U I V J W K X L Y M Z .... ....--.--.-...-.. -.----.. Uniform India Victor Juliet Whiskey Kilo X-ray Lima Yankee Mike Zulu 19 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Introducción a la Heliofísica (II) M.ª Rosa Martín - rosa_m@aavbae.net Extructura de las células solares. 3.1.2. La zona radiactiva odea al núcleo y tiene un grosor de 300.000 Km. Su denominación proviene del mecanismo de transporte de la energía generada en el núcleo hacia capas más exteriores. Este transporte es llevado a cabo por los fotones (los fotones "son las partículas que componen las ondas de luz"). R Debido a la altas temperaturas y presión en esta zona (aunque menores que en el núcleo), los fotones no pueden recorrer mucha distancia sin colisionar con un átomo (entre uno y dos centímetros). Este desplazamiento se conoce como proceso de absorción y reemisión. Durante el viaje de un fotón a la superficie solar, este va de colisión en colisión convirtiéndose en un fotón menos energético, y de rayos gamma se pasa a rayos X, de éstos a rayos ultravioleta extremos, de éstos a rayos ultravioleta, hasta que emerge finalmente a la superficie solar como luz visible o infrarrojos. Se estima que los fotones invierten en este viaje unos 10 millones de aæos Esto supone que la energía que solar que recibimos en la Tierra se "fabricó" hace mucho tiempo. 3.1.3. La zona convectiva Es la zona más externa del interior solar. Tiene un grosor de 200.000 km. La energía procedente de la zona de radiación entra en esta capa de gases más fríos y opacos. Debido a la opacidad de esta zona, la transmisión de la energía por radiación se vuelve ineficiente. El mecanismo utilizado en esta zona de la estrella es la convección. La opacidad de esta capa se explica por su menor temperatura, que permite que los átomos conserven parte de sus electrones, algo imposible en el núcleo solar de20 Células granulares Espículas bido a su alta temperatura. Estos átomos con electrones capturan más fácilmente a los fotones. La convección es un fenómeno similar al del agua hirviendo. A medida que el gas caliente se eleva y expande, origina corrientes de convección turbulentas que transportan energía a la superficie impulsada hacia arriba por las células de convección en un movimiento violento y a borbotones acompañado de ondas sonoras. En la superficie, los gases irradian su calor, se enfrían y vuelven a caer al interior, dónde se vuelven a calentar. Con esto tenemos una capa muy homogénea, ya que la convección mezcla los elementos existentes. 3.2. El exterior solar El exterior solar sí puede ser observado visualmente desde la Tierra. Constituye la atmósfera solar y se encuentra formado por tres zonas: la fotosfera, la cromosfera y la corona. 3.2.1. La fotosfera Es la superficie visible del Sol. Se trata de una capa gaseosa de unos 500 Km de espesor. Es de ella de dónde parte la mayor parte de la luz solar que recibimos, de ahí su nombre. En realidad por debajo de esta capa también se irradia, pero por tratarse de capas más densas no dejan pasar la luz (son opacas). Sin embargo, la fotosfera tiene la densidad adecuada como para emitir luz y permitir que la luz escape de ella. La energía que nos llega del Sol es más intensa en el centro que los bordes del disco (fenómeno de ensombrencimiento de los bordes). Esto es así porque la energía de los bordes es emitida por la parte superficial de la fotosfera donde la temperatura es de 4000ºK, mientras que la luz central tiene su origen en las capas bajas de la fotosfera donde la temperatura ronda los 8000ºK. La mayor a de la luz que recibimos del Sol procede de una zona de la fotosfera que se encuentra a 6000”K Desde el punto de vista óptico, la energía que nos llega es más intensa en el centro que en la periferia del Sol porque cuando miramos los bordes del Sol, la luz nos llega después de haber atravesado oblicuamente la fotosfera, por lo tanto nos llega de la parte superior de esta capa, mientras que, cuando la línea de enfoque es perpendicular a Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Corona solar, visible durante un eclipse total de Sol. la superficie solar, alcanzamos las capas profundas de la fotosfera. La superficie de la fotosfera estÆ recubierta por cØlulas denominadas grÆnulos Los gránulos tiene alrededor de 15000 km. de diámetro, tienen una parte central brillante y están separados unos de otros por zonas más oscuras. Se cree que los gránulos están producidos por la convección solar, así cada gránulo sería la parte superior de elevadas columnas de gas caliente que ascendería a la superficie (zona brillante central), se enfriaría y volvería a bajar (las zonas oscuras serían columnas de gas frío que inicia su descenso). Existe otra estructura mayor denominada supergránulo. Cada uno de estos supergránulos contendría alrededor de 300 gránulos Los gránulos tienen una vida de unos 10 minutos y los supergránulos de una media hora. Cuando un gránulo o supergránulo se extingue, en seguida es sustituido por otro. 3.2.2. La cromosfera La cromosfera se encuentra situada por encima de la fotosfera. Es invisible en condiciones normales, pero puede verse durante unos pocos segundos al principio y final de los eclipses solares totales. Se asemeja a un anillo de color rojizo, de ahí su nombre, croma, que en griego significa esfera de color. En cuanto a las propiedades físicas de la cromosfera, la temperatura en esta es mayor que en la fotosfera, es decir que aumenta a medida que aumenta la distancia al centro del Sol, mientras que la densidad disminuye hacia el exterior. En la cromosfera las capas no son físicamente homogéneas, por lo que en una misma capa de la cromosfera existen zonas frías y calientes mientras que una misma capa de la fotosfera se encuentra siempre a la misma temperatura. En la cromosfera se pueden encontrar espículas, estructuras similares a llamas que pueden ascender a alturas de 10.000 km por encima de la fotosfera y tienen una vida de entre 5 y 10 minutos. Su temperatura es de unos 10.000ºK. Las espículas oscilan a merced de las corrientes magnéticas como las hierbas lo hacen a merced del viento, por eso algunos observadores comparan la cromosfera con una "pradera caliente". 3.2.3. La corona. La corona es la parte más exterior de la atmósfera solar. Sólo puede verse durante los eclipses totales porque su brillo es sólo de una millonésima parte del brillo de la fotosfera, se asemeja a un halo blanco perlado. Afortunadamente, el estudio de la cromosfera como de la corona se puede llevar a cabo con instrumentos de medida sin necesidad de tener que esperar a que se produzca un eclipse. La corona solar puede alcanzar una distancia de 15 diÆmetros solares a esas distancias del núcleo solar es que las ondas de sonido generadas en la zona convectiva se convierten en la corona en ondas de choque que agitan los átomos de gas provocando un fuerte aumento de la temperatura. Sin embargo, a efectos prácticos, esta temperatura no tiene importancia significativa en el conjunto de la cantidad de calor emitida por el Sol. La corona está sometida a continuas tempestades magnéticas. Esto hace que adquiera una disposición filamentosa. Esta tendencia es más perceptible en fases de mínima actividad solar, mientras que en los máximos adopta una estructura más regular y compacta. Los elementos que componen la corona escapan del Sol en el llamado viento solar. Este está formado en su mayor pare de hidrógeno ionizado (un sólo protón sin electrones). El viento solar es el responsable de las auroras boreales. El volumen de la corona es incomparablemente superior al del resto del Sol, por el contrario su masa, comparada con el resto, es prácticamente despreciable. De ahí que su densidad no suela sobrepasar de entre 1 a 10 átomos por centímetro cúbico. La temperatura de la corona cerca de la cromosfera es de 500.000ºK, mientras que en la pare exterior de la corona es de 3.500.000ºK. Se cree que la razón de que la temperatura sea tan alta 21 Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004 Observaciones Públicas 2004 Organizadas por la Agrupaci n Astron mica Vizca na / Bizkaiko Astronomi Elkartea stas se realizan habitual- É mente en el Parque de Etxebarria de Bilbao, un sá- bado al mes, desde las 20:00 h. del sábado hasta las 00:00 h. del domingo. También se organizan observaciones en caso de eventos especiales, que se anuncian con antelación en nuestra página Web. Para conocer posibles cambios de última hora, u observaciones de eventos concretos, consultad en el teléfono de información ciudadana del Ayuntamiento de Bilbao, 010 ó la sección de agenda de los diferentes diarios del territorio. Durante las observaciones se instalan varios telescopios, mediante los cuales los asistentes podrÆn observar principalmente la Luna y los planetas, ademÆs de algunos fen menos tales como ocultaciones, trÆnsitos, etc. Debido a la contaminación lumínica, no es posible observar otros objetos y fenómenos. También se instalan sistemas de vídeo conectados a los telescopios. Los asistentes son invitados a observar a través de los instrumentos, y gozar de la experiencia de contemplar directamente los astros y planetas 22 Días de observación pública. Curso de Iniciaci n (XII) Marte, el planeta rojo J. A. Somavilla - juanantonio_s@aavbae.net 23 GALILEO Boletín Astronómico Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaina Bizkaiko Astronomi Elkartea - AAV/BAE Locales del Dpto. de Cultura de la D.F.V. - B.F.A. C/. Iparraguirre 46, 5.º, Dpto. 4 - 48012 Bilbao mail@aavbae.org • http://www.aavbae.org GALILEO en Internet: http://www.aavbae.org/boletin.php Copyright Calvin J. Hamilton Copyright Calvin J. 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