El efecto Pinhole Plutón, el lejano planeta El Eclipse anular desde

N.º 30 - Año X - 1.º Trimestre de 2006
El efecto Pinhole
Plutón, el lejano planeta
El Eclipse anular desde Benavente
Un reloj..... ¿de Sol?
Boletín patrocinado por:
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
GALILEO
Editorial
Boletín Astronómico
N.º 30, 1.e Trimestre de 2006
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
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48012 Bilbao
Horario:
Martes, de 19:30 h. a 21:30 h.
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Web:
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Edición y maquetación:
Eduardo Rodríguez, Juan A.
Somavilla
GALILEO en internet:
http://www.aavbae.net/boletín.php
Depósito Legal: BI-420-92
Colaboran en este número:
Juán A. Somavilla, Emilio
Martínez, Esteban Esteban, Manu
Arregi, Jesús Conde y Eduardo
Rodríguez.
Este ejemplar se distribuye de
forma gratuita entre los socios/as
y
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de
la
AAV/BAE. Ésta no se hace
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artículos, ni de las opiniones
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© AAV/BAE 2006
En la anterior asamblea anual de socios se hizo un balance de las actividades desarrolladas en el 2004 y se detalló el estado de las cuentas puestas al día.
Las tareas a poner en marcha por la Junta directiva para el año en curso, fueron la cartelera del plato fuerte en el debate, como ponerlas en práctica e incentivar la asistencia de socios a ellas.
Como en años anteriores, la carestía de medios y de recursos humanos se
dejaron sentir en esta última celebrada, recayendo sobre media docena de hombres y mujeres la responsabilidad de poner en marcha y llevar a cabo las tareas organizativas que exigen las actividades propuestas.
Por experiencia, abarcar todo el conjunto recomendado, excede las posibilidades de este pequeño grupo que está dispuesto a colaborar de forma continuada en la puesta en práctica de las mismas. La apertura de la sede, la organización de la Secretaría, la publicación de Galileo y la atención hacia los socios
de este chiquito núcleo, supera la disponibilidad del mismo.
Aún así y a pesar de estas adversidades, estamos dispuestos a planificar y
desarrollar todas aquellas acciones que permitan el mantenimiento y vida de la
Agrupación, abarcando aquellas tareas que mantengan la estructura asociativa y la ilusión entre los socios por la divulgación de la Astronomía al gran público, con los medios y las fuerzas con que contamos.
De nada sirve plantearnos grandes proyectos para no cumplirlos, creando expectativas imposibles de alcanzar.
Desde esta tribuna os pedimos a todos los socios, un poquito de vuestro tiempo libre para así liberar tareas, que permitan cumplirse los objetivos mínimos y
ascender un peldaño más alto en la expansión y presencia más activa de la Agrupación en nuestra sociedad.
Esperamos vuestra colaboración.
Saludos
Juan A. Somavilla
En portada: La luna de Saturno
Hyperion fotografiada por la sonda
Cassini durante un sobrevuelo
cercano el 26 de septiembre de 2005.
La sonda estaba a una distancia
aproximada de 62.000 km de la
superficie de la luna. La resolución de
la imagen es de 362 m por pixel.
NASA/JPL/Space Science Institute
En contraportada: Fotografías del
Eclipse anular del 3 de Octubre
pasado,
Presidente de la AAV/BAE
Índice
El efecto Pinhole
Curso de Iniciación a la Astronomía (XIX)
Plutón, el lejano planeta
4
7
Efemérides 1º trimestre
12
Observado el Sol
14
El Eclipse anular de Sol desde Benavente
16
Un reloj.... ¿de Sol?
18
El Eclipse anular en fotos
21
3
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
El Efecto Pinhole
Eclipses de Sol, pintores y eclipses para niños
Manu Arregi Biziola - Aranzadi Ikastola (Bergara)
C
uando uno empezó hace ya
muchos años en esto de la
astronomía, tenía una serie
de fechas marcadas en su particular calendario astronómico: el paso
del Halley en el 86 (ya os dije que
eran muchos años), el eclipse total
"europeo" del 99 y el anular "español" de 2005.
Una tras otra fueron llegando y
quedando atrás.
Y por fin llego la última de ellas:
año 2005, 3 de octubre. Siempre
pensé que los medios empezarían a hablar del asunto casi un año
antes. Craso error. En realidad no
lo hicieron hasta prácticamente el
día antes. Uno también siempre creyó que todo el mundo estaría debidamente preparado para observar
tan importante evento. Lo que sucedió en realidad es que en muchos
colegios (incluso en Cataluña, probablemente la región con mayor tradición astronómica de España) no
dejaron a los chavales ni salir al recreo, por evitar que miraran al sol
sin protección. Un sobrino mío lo
sufrió en sus propias carnes en un
colegio de Valladolid. Fue convenientemente equipado con unas gafas para ver el eclipse, pero no le
dejaron ni siquiera sacarlas, para
evitar que se armara bulla al tener
él gafas y el resto no. También fue
de los que se quedaron sin patio
ese día. Nunca hubiera pensado en
aquellos lejanos años 80 que en
2005 algo así pudiera suceder en
un país como el nuestro. Algo funciona realmente mal, tanto en nuestro sistema educativo, como en
nuestra sociedad.
Una pena, cuando es realmente sencillo observar un eclipse de
sol sin ningún peligro. El método de
proyección con unos prismáticos o,
simplemente, el agenciarse unas
gafas especiales aseguran disfrutar de los eclipses sin ningún contratiempo. Pero nada más sencillo,
económico, sorprendente y divertido como observarlo aprovechando
el efecto pinhole.
4
El efecto pinhole
El efecto pinhole, que podríamos
traducir como agujero (hole) de alfiler (pin) consiste en la formación
de imágenes invertidas por la luz
que atraviesa un orificio. Es la base física de la cámara oscura y por
lo tanto de las cámaras fotográficas
y de nuestro propio ojo, aunque en
ambos casos participen lentes que
enfocan la imagen (el cristalino en
el caso de nuestro ojo y el objetivo en el caso de la cámara fotográfica). Existe una versión de la
cámara oscura, llamada cámara estenopeica que sí utiliza única y exclusivamente el efecto pinhole para sacar fotos, pues no utiliza lente.
El termino "pinhole" fue acuñado
por el científico ingles David Brewster que trabajó en la fotografía estenopeica a mediados del siglo XIX.
Un poco de historia
La primera referencia al fenómeno parece ser un texto chino del
siglo V a.C. donde el filósofo Mo Ti
explica a la formación de una imagen invertida tras atravesar la luz
un pequeño orificio, aunque probablemente fuera algo ya anteriormente conocido.
Un siglo más tarde es Aristóteles quien se refiere al fenómeno, en
su obra "Problemas". En ella comenta que los rayos de sol que
atraviesan las hojas de un árbol dan
lugar a múltiples "crecientes" du-
rante los eclipses solares. Y es el
primero que utiliza el método que
nos permitirá observar estos eclipses sin ningún riesgo. En su caso
observa la formación de múltiples
imágenes del eclipse utilizando un
cedazo. También experimenta con
la que quizá sea la primera cámara oscura de la que se tiene referencia, pues nos cuenta que si se
hace un pequeño orificio en la pared de un cuarto oscuro, en la pared opuesta se obtienen imágenes
invertidas del exterior.
El fenómeno seria posteriormente "redescubierto" por Leonardo y utilizado por los artistas del renacimiento para trabajar la
perspectiva. Pintarán imágenes del
exterior en el interior de cámaras
(habitaciones) oscuras. Es Kepler
(1571-1630) quien acuña el término "cámara oscura" refiriéndose a
estas habitaciones y es la raíz del
termino cámara. Es por ello que llamamos hoy "cámaras fotográficas"
a lo que en realidad son mas bien
"cajas fotográficas" . Kepler diseñó
incluso una cámara oscura portátil,
que utilizó para pintar paisajes y realizar dibujos topográficos. Con aspecto de tienda de campaña cónica, una especie de periscopio
giratorio y la ayuda de lentes y espejos le permitían proyectar la imagen sobre una mesa horizontal, sobre la que dibujaba cómodamente.
Algo parecido a lo que podemos en-
Cámara oscura utilizada en pintura (1646).
Todas las imágenes, cortesía del autor.
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
“Muchacha
con sombrero
rojo” y
“Muchacha
con flauta”
contrar en la cámara oscura de la
Torre Tavira de Cádiz, donde un sistema similar permite proyectar sobre una pantalla cóncava las escenas del exterior. Esta se inspiró a
su vez en un ingenio que muestra
en el Museo del Castillo de Edimburgo.
Si hubo un pintor que utilizó la
cámara oscura con profusión, este
fue el holandés Jan Vermeer (16361675). Vecino de Antonie van Leewenhoek (1632-1723), a quien se
atribuye la invención del microscopio, fue quizá a través de él como
Vermeer conoció la cámara oscura. Antonie fue incluso su albacea.
Aunque no existe constancia escrita de que Vermeer la utilizara (lo
cual da pie a un debate que aún
hoy continua), en sus pinturas se
aprecian numerosos detalles propios de la cámara oscura con lente. El tamaño de muchas de sus
obras coincide con el tamaño del
visor de las cámaras de la época
(22x17 cm). Estos cuadros adolecen del problema de la profundidad
de campo. Vermeer trabaja mucho
en interiores y la falta de luz le hace necesariamente abrir el diafragma, lo cual da lugar a que el objeto principal del cuadro quede
enfocado y el resto más difuminado. En "Muchacha con sombrero
rojo" y en "Muchacha con flauta"
por ejemplo, la cabeza de un león
que adorna la silla, aparece fuera
de foco (la misma silla y la misma
modelo aparecen en ambos cuadros). Y las luces reflejadas adop-
tan la forma circular típica producto de las lentes. Canaletto y otros
corregirían estos defectos, pero
Vermeer opta por plasmar fidedignamente la imagen que el visor de
su cámara le da. Con el uso de la
cámara oscura surge además a un
nuevo tipo de perspectiva más natural, la fotográfica, a la que estamos acostumbrados hoy pero era
extraña en la época. Todo ello da a
sus obras un aire especial, algo que
fascinó a Dalí
Algunos autores atribuyen la invención de la cámara oscura a Leonardo. Pero como dijimos, ya Aristóteles se refiere
a ella
y
posteriormente el matemático ára-
be Ibn Al-Haitan, mas conocido como Al-Hazem (965-1039), la estudiará con profundidad.
El efecto pinhole en la
Astronomía
La primera referencia que tenemos de la utilización del efecto pinhole en la observación solar es la
ya referida de Aristóteles. Al-Hazem, por su parte describió que "si
hacemos pasar la luz del sol a través de un orificio circular durante
un eclipse, la imagen tendrá forma
de lúnula, resultando esta imagen
más nítida cuanto menor sea este
agujero". A partir del siglo XIII Roger Bacon (1214-1294), Guillaume
de Saint-Cloud (1290) y otros observan los eclipses solares en el interior de cámaras oscuras, algo que
en la época de Kepler era ya habitual. La primera ilustración de la
observación de un eclipse por este
método es de Reiner Gemma Frisius de un eclipse de 1544, desde
Lovaina.
Kepler calculó (erróneamente)
un transito de Mercurio en 1607 y
trató de observarlo mediante la cá-
5
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
mara oscura. Intuyó una mancha
oscura en el Sol que atribuyó al pequeño planeta. Era, probablemente, una mancha solar.
La física del efecto pinhole
Las cámaras oscuras que se utilizaron a partir del renacimiento disponen de lentes que permiten aumentar el orificio exterior y obtener
así imágenes más luminosas. Pero aún así las imágenes esteno-
to de la refracción. En cuanto a la
aberración esférica, la evitaríamos
haciendo el orificio lo suficientemente pequeño. Si no las imágenes no nos quedarían tan nítidas.
Otra ventaja más sería que todos
los objetos que se plasman en la
imagen están bien enfocados. Es
decir, se pueden obtener imágenes
de objetos prácticamente pegados
al orificio. Esto da a las imágenes
distorsionaría la imagen. Tenemos
afortunadamente cierto margen para aumentar el diámetro del agujero sin que la imagen empeore significativamente, obteniendo así
imágenes más luminosas. Para una
pantalla a un metro, el tamaño del
orificio recomendado sería de 1
mm, obteniéndose imágenes del
Sol de 1 cm de diámetro, aproximadamente.
Existen diversas fórmulas para
calcular el tamaño ideal del estenopo. Esta es la que nos propone
Rayleigh:
d = 1,9 ⋅ λ ⋅ f
peicas tienen sus ventajas. En las
cámaras estenopeicas, cámaras
oscuras sin lentes, los rayos no sufren refracción, lo cual evita algunos de los inconvenientes de las
cámaras convencionales (nos referiremos en aquí las imágenes obtenidas con las cámaras estenopeicas, pero será igualmente valido
para toda imagen obtenida mediante el efecto pinhole). Como es
evidente, no hay lugar a la aberración cromática, originada por la diferente desviación que sufren los
diferentes colores al refractarse.
También desaparece la aberración
conocida como distorsión, que consiste en que las líneas rectas fuera
de eje se curvan, también produc-
un aire extraño, poco habitual. La
profundidad de campo es infinita y
la distancia mínima de enfoque cero
¿Porque la imagen resulta invertida? Por pura y simple geometría. Los rayos de luz que reflejan
los objetos viajan en línea recta y
dan lugar, necesariamente, a la
imagen inversa, tal y como se explica en el esquema.
En teoría el orificio debe ser puntual, por lo que un único rayo de cada punto del objeto lo atraviesa,
dando lugar a una imagen perfecta. En la práctica el orificio no puede ser tan pequeño como queramos,
pues
la
difracción
donde λ es la longitud de onda (si
tomamos el amarillo como media,
0,00055 mm), f la distancia entre el
orificio y la pantalla y d su diametro.
Observa el eclipse con una
espumadera
Como profesor que soy, anduve
dándole vueltas a como observar
el eclipse del 3 de octubre de 2005
con mis alumnos. Era obligado que
cada uno tuviera unas gafas especiales, pero había que hacer algo
más. Les pedimos que se trajeran
prestada ese día la espumadera de
casa, siempre que esta fuera de
agujeros. Así lo hicieron y la verdad
es que resulto realmente divertido.
Fueron pintando a cada poco aquello que veían y pudieron seguir el
eclipse en su totalidad.
Para observar las imágenes correctamente (una por cada orificio),
situaremos la espumadera cerca de
la pantalla y la iremos alejando hasta la aparición de las inconfundibles
lúnulas (si es que el eclipse ha comenzado ya). Las imágenes no son
del todo nítidas, por ser los orificios
demasiado grandes, aunque son
suficientes para que todos disfruten de la experiencia y sigan el
eclipse en su totalidad.
No esta de más tener un árbol
cerca y fijarse en la maravillosa cantidad de crecientes que se dibujan
en los eclipses (que ya Aristóteles
observó), e incluso hacer un circulo con los dedos, pues incluso así
funciona el efecto pinhole. Sorprendente, económico y, sobre todo, … seguro.
6
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Curso de Iniciación a la Astronomía (XIX)
Plutón, el lejano planeta
J. A. Somavilla - [email protected]
C
on esta entrega completamos el repaso del Sistema
Solar, a los grandes cuerpos
dependientes de la atracción gravitatoria de nuestra estrella (Sol).
Más allá de la órbita tan lejana de
este planeta, se han descubierto recientemente cuerpos casi tan grandes como Plutón, los datos que se
dispone de ellos nos están aún lo
suficientemente cotejados como para determinar que estos, e incluido
Plutón, pertenezcan al cinturón de
Kuiper o al grupo llamado transneptunianos. En el aire está la "pelota” de este debate internacional
entre los profesionales y aficionados, que entienden de una forma u
otra el origen y evolución de esos
grupos.
No es propio de estos inicios,
sumergirnos en desarrollar aquí el
debate sobre la "inmortalidad del
cangrejo macho", como yo llamo
a esta acalorada discusión en la
que están implicados prácticamente los astrónomos y la misma I.A.U.
En tanto que ésta no decida resolver posicionándose sobre el tema,
Plutón es nuestro noveno planeta
y los planetoides de unos años
atrás descubiertos seguirán siendo
transplutonianos en mi humilde opinión.
Al grano. El descubrimiento de
Plutón, se produjo después de muchos años de conocer la existencia
de Neptuno (1846), puesto que el
estudio físico y orbital de
este último exigía la seguridad y comprobación de su
órbita alrededor del Sol.
do orbital es poco más de 2º, no estaba todavía bien definida en el
tiempo.
Clyde Tombaugh daba a conocer a
la comunidad internacional la noticia del descubrimiento.
Más tarde otro astrónomo llamado Charles Pickering también realizó varios estudios y cálculos sobre lo mismo que el anterior
utilizando ambos las placas fotográficas, con el fin de registrar el
cuerpo perturbador, pero también
sin resultados positivos. Lo mismo
le ocurrió al astrónomo aficionado Milton Humason que fue ayudante de Hubble en la búsqueda
del Planeta X.
Este relato del descubrimiento,
está basado en los archivos y crónicas oficiales de aquel tiempo que
refleja muy someramente el camino que siguió la investigación planetaria para encontrar el objeto perturbador de la órbita neptuniana. Si
se deseáis ahondar sobre el tema,
en la biblioteca de la Agrupación encontraréis infinidad de datos históricos pormenorizados.
En 1929 el Observatorio de Lowel llamó a un astrónomo aficionado llamado Clyde Tombaugh para
que continuara en la búsqueda del
planeta esquivo, desde donde lo
había dejado Milton Humason. Este joven astrónomo dedicó su esfuerzo a fotografiar la zona de la
eclíptica de Gemini en el límite con
Tauro. En Febrero de 1930 analizando las placas fotográficas realizadas a primeros de año, encontró
un débil astro de casi la 15ª magnitud con leves desplazamientos en
las cercanías de la estrella σ de la
constelación de Gémini.
Realizó exhaustivas comprobaciones con placas anteriores para
evitar errores observando que en
varias placas fotográficas realizadas por Humason también aparecía,con brillo muy debil, el planeta
buscado. El 13 de Marzo de 1930
Bien, es momento después de
75 años de su descubrimiento exponer aquí unos pequeños datos físicos de este planeta, cual es su
movimiento, donde se encuentra
actualmente y algún dato último
descubierto.
Comienzo por indicar que la órbita de Plutón es la más excéntrica
de todo el Sistema Solar. Ya sabéis
que la excentricidad es un dato que
expresa la extensión de la elipse
que forma su órbita. Una órbita circular, su valor es 0 siendo la de la
parábola 1. Pues bien, la de Plutón
alcanza una medida de 0,249 lo
que la pone a la cabeza de las excentricidades de todos los planetas
(fig.1). Lo mismo ocurre con su inclinación orbital con respecto al plano de la eclíptica, que viene a ser
de 17,14º superando a mercurio
(7º) en más del doble.
A finales del siglo XIX
llamó la atención de los astrónomos la pequeña perturbación orbital que sufría
Neptuno. En 1905 el astrónomo Percival Lowel comenzó a calcular el posible
cuerpo planetario responsable de las variaciones orbitales de Neptuno, sin mucho éxito dado que el
avance de éste sobre la bóveda celeste en su recorri7
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
El tiempo que transcurre cada
órbita plutoniana es de unos
248,021 años terrestres, presentando su eje rotacional una inclinación de 119,6º. En comparación con
la Tierra (23,45º) es una inclinación
muy elevada de su ecuador con
respecto al plano del Sistema Solar.
El tiempo que tarda en realizar
una rotación sobre su eje viene a
ser de unos 6,39 días terrestres,
dato conseguido por medio del análisis de su variabilidad lumínica.
Después de muchos años de estudio se dio con su diámetro ecuatorial, aproximadamente de unos
2.320 Km. (+ - 1%)
El planeta en su perihelio (el momento más cercano al Sol) que sucedió en Septiembre de 1989 se situó a unas 30,12 U.A (unidades
astronómicas) de distancia y en su
afelio (momento más alejado del
Sol) ocurrido en Julio de 1866 llegó hasta las 49,83 U.A.
Plutón posee un satélite casi tan
grande como él, llamado Caronte
con un diámetro de unos 1.190 Km.
(+ - 2%), cuyo período orbital coincide con el de rotación de Plutón
Plutón y Caronte
fotografiados por
el HST el 21-2-94
cuando estaban
a una distancia
de 4.400 millones
de km de la
Tierra.
y en una órbita alejada de unos
18.000 Km. de radio.
En Mayo de 2005, el Telescopio
Espacial Hubble, descubre dos supuestas pequeñas lunas que orbitan más alejadas que Caronte, a
unos 45.000 Km. de distancia del
planeta principal. Estos datos están por confirmar, lo que aún aumentan las especulaciones de cómo fueron capturados y cual es el
origen de este mini sistema del que
hacía referencia al comienzo de la
exposición.
Debo recordaros, que algunos
de los datos sobre todo, de los diámetros ecuatoriales y rotacionales
en algunos autores no coinciden.
Yo he procurado exponer los aceptados por la U.A.I (Unión Astronómica Internacional) que es la organización reguladora de toda la
ciencia astronómica.
En este año 2006 Plutón se sitúa a una distancia de unas 32 U.A
(4.800 millones de Km.), brillando
con una magnitud visual de 14 y alcanzando la 14,3 en los próximos
10 años. Su diámetro aparente alcanza los 0,13" de arco aproximadamente. Su lento caminar por la
bóveda celeste nos indica que cada año terrestre avanza poco más
de 1º, lo que supone la estancia en
cada constelación de entre 26 y 30
años. En el curso de
2006 se encuentra muy
próximo a la estrella ξ
(xi) de la constelación
Serpentis.
Hay que entender
que un astro de la magnitud 14 adquiere el aspecto estelar y por tanto su brillo muy
apagado puede confundirse en el campo
de estrellitas que le rodean. Conociendo la
8
Dr. R. Albrecht, ESA/ESO Space
Telescope European Coordinating
Facility; NASA
Plutón en su recorrido orbital alrededor del Sol atraviesa curiosamente la órbita de Neptuno, pero
sin peligro de colisión con éste. Me
explico, en los orígenes de su captura orbital solar, se instaló en una
resonancia estable con respecto a
Neptuno de 3:2, que quiere decir
que, en tanto que Neptuno realiza
3 órbitas en torno al Sol, Plutón culmina 2 órbitas, evitando que éste
último se acerque a Neptuno a menos de 2.750 millones de Km.
zona donde se halla y ayudados
con una carta estelar bien definida y apoyados con un telescopio
de 200mm. de diámetro o superiores podremos intentar observarle a
bajos aumentos. Una vez localizado podremos subir los aumentos
con lo que reduciremos y oscureceremos el campo a observar, ganando el contraste que se da entre
el fondo y el puntito de luz de un color amarillento con el que se nos
presenta Plutón ante nuestros ojos.
He de anotar que es imprescindible realizar el seguimiento motorizado para no perderle de vista.
Teniendo en cuenta su bajo brillo, si deseamos registrarle fotográficamente deberemos utilizar
una película fotográfica de 400 Asa
en adelante y exposiciones superiores a los 7 minutos utilizando la
fotografía analógica. Para registrarle
digitalmente debemos usar cámaras de alta sensibilidad del chip detector que sean capaces de detectar hasta la 15º magnitud.
Realizando un seguimiento de registro durante un mes y tomando
registros espaciados de una semana se podrá apreciar su desplazamiento entre las estrellas que le
rodean.
Bueno amigos, aquí termina con
esta entrega, mi humilde exposición
sobre nuestro Sistema Solar y mi
deseo mayor es que estos sencillos repasos por los Planetas os hallan servido de trampolín para lanzaros a mayores conocimientos que
os esperan en el mundode esta
nuestra, tan querida Astronomía.
Continuaré con vosotros y con otros
temas de esta apasionante aventura en nuestro-vuestro GALILEO,
y como siempre de-seándoos noches despejadas y tiempo para no
perdérnoslas, nos vemos dentro de
tres Lunas.
Saludos astronómicos.
Betea/llena
hilgora/creciente
Barria/nueva
hilbera/menguante
Leyenda:
CALENDARIO DE OBSERVACIONES PÚBLICAS EN 2006
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
9
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Efemérides Planetarias
1.º Trimestre 2006
10
Galileo N.º 30 - AñoIX - 1.er Trimestre de 2006
Satélites Galileanos
1.º Trimestre 2006
Fotografías obtenidas del NSSDC Photo Gallery
Ene
Io
Europa
Ganímides
Calixto
C
I E
G
ESTE
Feb
C
G E I
ESTE
Mar
E G I
C
ESTE
Ocultaciones Lunares
Desde Bilbao este trimestre
F:
L:
XZ:
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 zodiacal
Mag.:
A.R., Dec.:
K:
A.P.:
Magnitud de la estrella
Coordenadas ecuatoriales de la estrella
% Iluminado de la Luna
Ángulo de Posición
11
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Efemérides 3.º Trimestre 2005
D
D
Enero
1
2
3
3
4
6
8
14
14
14
15
17
Luna en el perigeo
Neptuno a 3,8º N de la Luna
La Tierra en el perihelio
Máximo de las Cuadrántidas
Urano a 1,9º N de la Luna
Luna en cuarto Creciente
Marte a 1,3º S de la Luna
Venus en conjunción inferior
Pollux a 1,9º N de la Luna
Luna llena
Saturno a 3,6º S de la Luna
Regulus a 2,6º S de la Luna
1
3
4
5
5
6
10
11
13
13
14
14
Mercurio a 1,8º S de Neptuno
Venus estacionario
OBSERVICIÓN PÚBLICA
Luna en cuarto creciente
Marte a 2,1º S de la Luna
Neptuno en conjunción
Pollux a 1,8º S de la Luna
Saturno a 3,6º S de la Luna
Luna llena
Regulus a 2,5º S de la Luna
Luna en el apogeo
Mercurio a 0,0º N de Urano
17 Luna en el apogeo
21 Spica a 0,6º de la Luna
22 Luna en cuarto menguante
23 Júpiter a 4,4º N de la Luna
25 La Luna oculta a Antares
26 Mercurio en conjunción superior
27 Saturno en oposición
29 Luna nueva
29 Mercurio a 2º N de la Luna
30 Neptuno a 3,7º de la Luna
30 Luna en el perigeo
31 Urano a 1,6º N de la Luna
Febrero
18
20
21
21
24
26
27
28
28
Spica a 0,4º S de la Luna
Júpiter a 4,8º N de la Luna
Luna en cuarto creciente
Antares a 0,2º N de la Luna
Máxima elongación E de Mercurio (18º)
Neptuno a 3,6º N de la Luna
Luna en el perigeo
Luna nueva
Urano a 1,4º N de la Luna
Marzo
1
1
2
4
5
6
6
9
10
12
12
13
Mercurio a 3,3º N de la Luna
Urano en conjunción
Mercurio estacionario
OBSERVACIÓN PÚBLICA
Júpiter estacionario
Marte a 2,9º S de la Luna
Luna en cuarto creciente
Pólux a 1,7º N de la Luna
Saturno a 3,8º S de la Luna
Mercurio en conjunción inferior
Regulus a 2,5º S de la Luna
Luna en el apogeo
15 Luna llena (Eclipse penumbral de
Luna)
17 Spica a 0,3º S de la Luna
19 Júpiter a 4,9º N de la Luna
20 Equinoccio de primavera
21 Antares a 0,2º N de la Luna
22 Luna en cuarto menguante
25 Máxima elongación O de Venus (47º)
26 Neptuno a 3,5º N de la Luna
27 Mercurio a 2,0º N de la Luna
29 Luna Nueva (Eclipse total de Sol, parcial
desde Europa
ALGUNOS CONSEJOS
Bilbao - Lat. 43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m
ENERO
21:00 h. T.U.
FEBRERO
20:00 h. T.U
MARZO
19:00 h. T.U.
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:
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Neb. Planetaria
Cúmulo Abierto
Cúmulo Globular
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Magnitudes
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3
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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Observando el Sol
Emilio Martínez - [email protected]
N.º de Wolf diario: julio 2005 - septiembre 2005
140
120
100
80
60
40
20
0
-20
agosto
julio
septiembre
Nº Wolf, Valores Mensuales Comparados : 2005
Max Bizkaia
Med Bizkaia
Min Bizkaia
Max Sabadell
180
160
140
120
100
80
60
40
20
0
jul-05
14
ago-05
sep-05
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
JULIO 05 - máx. 117 - día 5
Llegan las vacaciones y la posibilidad de dedicar más tiempo a las observaciones del Sol , consecuencia de ello el alcanzar el 100% de días de observación, para conseguirlo, no viene mal trasladar
el instrumental con nosotros.
Durante este mes y en su primera semana se alcanzan niveles elevados del índice Wolf, con abundancia de grupos de todos los tipos, para a partir
de la segunda mitad de la primera quincena disminuir paulatinamente hasta alcanzar el valor de W=0
durante seis días, algo que no sucedía hace bastante
tiempo, y a partir de aquí empezar una nueva recuperación de los valores del índice.
AGOSTO 05 - máx. 64 - día 2
Continúa la recuperación, hasta el día del máximo , para a continuación ir a una actividad de valores medios algo que podemos considerar normal, en
las ondas suaves que a estas alturas del ciclo de once años se suelen dar, entre las sucesivas apariciones de épocas con valores W=0.
Alcanzando en este mes un nivel de días observados del 97 %.
SEPTIEMBRE 05 - máx. 45 - día 11
Este mes se caracteriza por la escasa actividad
media, cercana a W= 21 siendo este nivel casi el
mas pequeño de los cercanos al mínimo, con lo cual
nos podemos situar en una situación preparatoria
del mínimo absoluto, veremos que nos deparan los
próximos meses, lo único destacable además de lo
anteriormente indicado es la aparición a mediados
de mes de una mancha bastante grande que alcanza
un número de 25 poros lo que permite al máximo
alcanzar valores medios.
15
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
El Eclipse Anular del 3 de octubre
desde Benavente (Zamora)
Jesús Conde
P
ara la observación del eclipse de sol del 3 de octubre de
2005 me desplacé hasta la
provincia de Zamora, una de las zonas recorridas por el cono de sombra, y dentro de ella la zona de Benavente, en la franja norte para
poder observar de forma rasante tal
fenómeno y tener la posibilidad de
fotografiar las famosas perlas de
Bailly.
A primera hora de la mañana,
despejada pero fría (4,4º) me dirigí desde Benavente hasta el lugar
de observación situado a unos 12
kilómetros en Pobladura del Valle,
última localidad de Zamora en dirección norte por la N-VI antes de
entrar en la provincia de León. Las
coordenadas del lugar son: 42º 08m
latitud y 05h 45m de longitud, y su
altura de 735 metros sobre el nivel
del mar.
Una vez instalado el material en
las afueras del pueblo, sobre una
zona de bodegas, comienzo la observación sobre las 7h TU. Intercalando las que hago a simple vis-
ta con las efectuadas a través del
telescopio y la toma de lecturas de
temperatura y humedad según
avanzaba el fenómeno.
Como principales detalles a destacar, los siguientes:
Fuerte disminución de la luminosidad poco antes, durante, y poco después de la totalidad, el mundo animal en esta zona siguió con
su actividad normal, insectos, pájaros etc. Incluso en la grabación
digital del fenómeno, se oye de fondo (a parte del ruido de coches y
camiones por la N-VI) el canto de
pequeños pájaros. La temperatura
bajó grado y medio y la humedad
aumentó un 10% en dicho intervalo.
Material utilizado:
Telescopio reflector Mizar 100
F/6 con filtro mylar Baader + Ocular K-25mm.
Cámara fotográfica Ricoh +
Barlow x 2, film Fujicolor-Superia
100.
Cámara Olympus OM-1 +catadrióptico Samyang con filtro mylar
Baader + barlow x 2 +barlow x 2
sobre trípode, film fujicolor-superia
100 y film fujicolor 400.
Videocámara digital JVC modelo GR-D21. Cámaras digitales Kodak CX6200 y Genius 3.1.
Material gráfico obtenido:
Casi dos horas de filmación
digital del fenómeno, 45 tomas con
cámara digital, 34 tomas con película gráfica a través del telescopio
reflector, 19 tomas con película gráfica con cámara Olympus OM-1 y
teleobjetivo Samyang, (f-500,
F/8)+Barlow x2 y 25 lecturas de
temperatura y humedad.
Tiempos de los contactos
Primer contacto:
Segundo contacto:
Máximo:
Tercer contacto:
Contacto final:
07h 41m 18s
08h 56m 11s
08h 56m 44s
08h 58m 16s
10h 20m 50s
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TEMPERATURA
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HORA
16
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Izquierda y arriba:
Fotogramas extraidos dela grabación con cámara de vídeo digital
donde se aprecian las perlas de Bailly en el 3º contacto ocurrido a
las 8h 58m TU.
Fotografía obtenida a las 8h 54m TU. Fuji Superia 100,
cámara Ricoh KR-5 a través del telescopio reflector
de 100 Ø + barlow x2 y ocular k-25mm.
Arriba dcha:
Fotografía obtenida
a través de un filtro
inactínico.
Izquierda:
Efecto Pinhole
producido al
atravesar la luz unos
arbustos.
17
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Un reloj... ¿de Sol?
Carmelo Fernandez y Esteban Esteban
E
n el número anterior de Galileo aparecía un artículo sobre un reloj solar muy poco
convencional donde, gracias a la fibra óptica, la lectura de la hora se
hacía de una manera similar a los
relojes habituales. Siguiendo esa
línea y rizando el rizo se describe
aquí un artilugio aún más sorprendente.
Al observar el instrumento de la
imagen adjunta (Figura 1) todo el
mundo estaría de acuerdo en que
se trata de un clásico reloj con sus
dos agujas, horaria y minutero. Si
un día soleado lo observamos durante un tiempo admitiremos que
funciona perfectamente a pesar de
su aspecto artesanal y los materiales con los que se ha elaborado como madera, cartón o vastos
engranajes de plástico. Quizás si
lo miramos al cabo de unos días
nos extrañe su exactitud; que a pesar del aspecto poco fiable de montaje casero no se haya adelantado
ni atrasado.
Pero si seguimos observándolo
de vez en cuando notaremos algunas particularidades extrañas como que si lo cambiamos de orientación nos da una hora incorrecta,
si se nubla el reloj se para; si al cabo de un tiempo el Sol vuelve a sa-
Figura 2
lir, sorprendentemente se actualiza solo y sigue su marcha, y de noche permanecerá parado aunque
podemos hacer que marque cualquier hora si lo enfocamos con una
linterna, y todo ello no impedirá que
al día siguiente siga funcionando,
sin haberlo tocado siquiera.
Figura 1
¡Extraño comportamiento, igualito que
nuestros relojes de sol!
Está claro que tanto la elaboración del
aparato como su aspecto tienen muy poco
que ver con la gnomónica clásica. Sin embargo funciona utilizando la posición del
Sol, hay que orientarlo
igual que los relojes
solares para que funcione correctamente,
la posición del eje del
elemento clave debe
ser idéntica a la de un
gnomon, y comparte
con los relojes solares
18
las ventajas e inconvenientes que
se han mencionado.
El artilugio consta de dos partes
fundamentales; por un lado un sistema electrónico-mecánico que basándose en la posición del Sol es
capaz de orientar un elemento hacia esa dirección, y por otra parte
un sistema de engranajes que utilizando la orientación de dicho elemento sitúa las dos agujas del reloj para que indiquen la hora.
El funcionamiento de ambos sistemas hace que a medida que el
sol va cambiando de posición según va pasando el tiempo las dos
agujas se vayan moviendo de la
misma manera que las de un reloj
convencional.
Sistema electrónico
Sobre un eje paralelo al eje terrestre, igual que un gnomon clásico, gira un cartón o placa a cuyos
lados se han colocado dos resistencias fotosensibles LDR como se
ve en los gráficos en planta (antes
de inclinarlo) y alzado (ya inclinado) (Figura 2).
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Figura 3
Esquema obtenido de
la revista ELEKTOR.
Estas resistencias tienen la propiedad de variar su valor dependiendo de la cantidad de luz que las
ilumina y esta propiedad es utilizada por el circuito electrónico que
ha sido realizado por Carmelo Fernández (Figura 3).
En este circuito se utiliza un
comparador que mantiene el dispositivo en reposo mientras las dos
LDRs estén sometidas a la misma
iluminación. Cuando una de las dos
LDR recibe más luz que la otra se
produce una corriente eléctrica en
un sentido u otro según cual sea la
más iluminada.
unas pilas, que podrían sustituirse por unas placas fotovoltaicas
acopladas al sistema que las mantendría orientadas al Sol para una
mayor eficiencia.
Agujas horarias y sistema
mecánico
A partir de la posición de la placa, con un sistema de engranajes
se colocan las dos agujas de ma
nera que se muevan adecuada-
Si se coloca un motor que utilizando esa corriente haga girar a la
placa que contiene las resistencias,
éste motor hará que dicha placa se
oriente al Sol.
Esto es así porque en cualquier
otra posición una de las resistencias estará en la sombra producida
por la placa (1), y el circuito generará energía que utilizará el motor
para hacer girar la placa hasta que
salga de la sombra y las dos estén
iluminadas cuando la placa quede
dirigida hacia el sol, momento en
que se parará (2).
Figura 4
Cuando un poco después, debido al movimiento del sol, la sombra vuelva a incidir sobre la LDR
(3) el circuito vuelve a producir
energía, se activa nuevamente el
motor y vuelve a moverse la placa
(Figura 4).
Al circuito electrónico hay que
suministrarle energía eléctrica (corriente continua de unos 6 voltios)
con un pequeño transformador o
19
Figura 5
mente. La aguja horaria deberá moverse un ángulo doble que la placa
para utilizar el sistema convencional de esfera de 12 horas que hay
en nuestros relojes, cada hora 30º,
mientras que el sol se mueve 15º
en una hora.
Lo más sencillo sería unir el eje
de la placa con el eje de la aguja
horaria (ambos ejes provistos de
engranajes idénticos) utilizando un
multiplicador con dos engranajes
solidarios, uno con doble número
de dientes que el otro, de manera
que el eje de la placa transmitiera
el giro a velocidad duplicada al eje
de la aguja horaria, o bien, según
la opción B, que el engranaje del
eje de la placa tuviese el doble número de dientes que el de la aguja horaria y se uniesen directamente
(Figura 5).
En nuestro modelo se ha preferido que el motor haga girar directamente la aguja horaria y ésta mediante el sistema descrito, que en
este caso actuaría de reductora que
siempre es más eficiente que la
multiplicadora, haga girar la placa
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Figura 6
a la mitad de velocidad. También
se ha optado por la opción A, aparentemente más complicada, por
problemas de disposición de los engranajes adecuados que además
se ajusten a las necesidades de relación con el minutero.
El minutero debe moverse a una
velocidad 12 veces mayor que el
horario, y esto se puede conseguir
con otra reductora de varios engranajes o, como en nuestro caso,
utilizando un tornillo sinfín.
El motor mueve simultáneamente el tornillo sinfín y el cambiador de ángulo de 90º.
El primero hace girar el engranaje del horario y en el segundo se
acopla la transmisión del minutero,
con lo que si utilizamos para el horario un engranaje de 12 dientes
acoplado al sinfín, conseguimos
que la velocidad del minutero sea
12 veces mayor que la del horario
ya que por cada vuelta del eje del
motor el minutero da una vuelta y
Figura 7
20
el horario 1/12 de vuelta (un diente de su engranaje) (Figura 6).
Los distintos elementos se han
distribuido en tres niveles: en la parte superior que queda a la vista la
esfera con las agujas. En la parte
central está todo el mecanismo y
en la parte inferior la placa con los
LDR. Este elemento se ha separado del resto para que no haya problemas con el cable que debe tener libertad de movimiento y no
encontrar obstáculos. El eje de la
placa pasa del nivel inferior al central y los ejes de las agujas del nivel central al superior. El circuito
electrónico se ha colocado en una
esquina de la parte inferior, aunque
por su pequeño tamaño puede estar en cualquier lugar (Figura 7).
Funcionamiento del reloj
Inicialmente se ajustan las agujas por ejemplo de manera que
cuando la placa esté dirigida al sur
marquen las 12 en punto si que-
remos obtener hora solar verdadera.
Se coloca el reloj orientado Norte -Sur como todo reloj solar, y el
eje en que gira la placa con las LDR
con la inclinación de la latitud. En
cuanto reciba la luz del sol el sistema electrónico producirá una corriente que hará moverse rápidamente las agujas a la vez que va
girando la placa con las LDR hasta dejarla orientada al Sol, momento
en el que las agujas indicarán la hora correcta y se detendrán momentáneamente. Al cabo de unos
segundos (más o menos según la
longitud de la placa) la sombra de
la placa incidirá sobre una de las
LDR lo que hará que vuelva a activarse el motor, se actualice la hora y la placa vuelva a orientarse al
sol.
No es necesario que la sombra
cubra toda la superficie de la LDR
para activar el sistema, sino solamente una pequeña porción de la
misma. Por ello si se colocan los
elementos mecánicos libres de mucho rozamiento, puede observarse
el avance del minutero poco a poco, como en los relojes mecánicos
o eléctricos.
Como se ha mencionado al principio sufrirá todas las vicisitudes de
un reloj solar si el sol se nubla. Al
final del día se parará, o si hay alguna iluminación artificial aunque
sea débil girará hacia ella, pero
cuando al día siguiente empiece
a recibir luz del sol automática y rápidamente se pone en hora y sigue
funcionando.
Como la posición de partida de
las agujas podemos colocarla como queramos, y debido a su aspecto, puede parecernos más adecuado que indique hora civil en vez
de hora solar verdadera. Evidentemente solo es necesario, una vez
bien orientado, mover las manecillas a mano para que coincidan con
nuestro reloj de pulsera. Deberemos realizar los dos cambios horarios anuales de la manera habitual y corregir periódicamente, por
ejemplo cada semana, los minutos
de variación en la ecuación del
tiempo.
Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
El Eclipse anular en fotos
¡Objetivo cumplido!
Las imágenes están tomadas en Arquillinos (Zamora). Los integrantes de la expedición fueron:
Virginia, Mikel, Marcial y Ander.
Más imágenes en: http://www.gautxori.com/sistema_solar/sol/eclipse20051003/index.html
Isabel, Cruz, Carmen, Alex,
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Galileo N.º 30 - Año X - 1.er Trimestre de 2006
Secuencia fotográfica obtenida con una cámara digital sin variar los parámetros de exposición. Se puede apreciar la variación de la
intensidad luminosa ambiental durante el eclipse anular.
Autor: Román Almela
Lugar: Madrid
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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.
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José Félix desde Bilbao
Emilio desde Zamora