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La Luna pasando por Cáncer. Stellarium

Aquí os hacemos una sencilla propuesta observacional. Esta noche puedes observar la Luna en la constelación de Cáncer. Su situación la podéis ver en la imagen superior. Podéis realizar un paseo rápido. Comenzamos observando la Luna. Podemos hacerlo con prismático o si tenéis un telescopio, primero a pocos aumentos disfrutando de la imagen completa de nuestro satélite, y posteriormente a mayores aumentos para estudiar en detalle la zona del terminador y el contraste de sombras (Podéis ver algunos dibujos en fjsevilla.com). Dada la avanzada edad de la fase lunar, os recomiendo usar filtro lunar para reducir el brillo.

Subiendo un poco al noreste, nos detenemos en el cúmulo abierto M44, más conocido como El Pesebre. Se trata de un cúmulo fácil de observar con prismáticos y cuyo componente más brillante tiene una magnitud de +6,3. Situado a 577 años luz de nuestro planeta, está formado por unas 50 estrellas.

Ahora tirando hacia sureste encontraréis otro cúmulo abierto: M67. Este otro cúmulo os resultará más difícil de observar pues los componentes más brillantes son de la magnitud +10. Dada la proximida de la Luna os recomiendo usar telescopio. Está situado a 2.500 años luz y está formado por unas 200 estrellas.

 

 

Estamos en verano, y es tiempo de observación. Buen tiempo y temperaturas agradables nos invistan a dedicar unas horas al estudio del firmamento nocturno. Unos de los instrumentos que más momentos de disfrute proporcionan al aficionado a la astronomía, son sin duda alguna, los prismáticos. Los prismáticos nos permiten observar el firmamento fácilmente por su gran portabilidad y gran luminosidad. Al combinar esta luminosidad con los pocos aumentos que suele tener, permiten la observación de grandes campos.
Las características a tener en cuenta son:
– Diámetro de las lentes objetivo: expresadas en mm, los recomendables para astronomía comienzan a partir de 40 mm. Hay muchos astrónomos amateurs que los usan como instrumento principal, teniendo prismáticos verdaderamente gigantes: en muchos casos alcanzan los 150 mm (se han usado muchísimo en búsqueda de supernovas y cometas, con mucho éxito). Con diámetros de 50 mm ya podemos observar fácilmente objetos de la magnitud visual +10,0.

– Aumento y pupila de salida: los aumentos normalmente varían desde los 7 a los 20 o más, dependiendo de las lentes objetivo. Si dividimos el diámetro por el aumento, nos proporciona la llamada salida de pupila. Por ejemplo, un prismático típico de 7×50, tendría 7 aumentos y unas lentes de 50 mm. Así, si hacemos 50/7=7 (redondeando), 7 sería la salida de pupila. Este valor es importante.La pupila de una persona joven en la oscuridad suele tener típicamente un diámetro de 7 mm y de una persona mayor, 5 mm. Así una persona joven podría captar toda la luz proporcionada por el instrumento, sin embargo una persona adulta no, pues su pupila es menor. A la inversa, un instrumento de muchos aumentos (p.e. 20×50) su pupila de salida es muy pequeña. Tampoco son muy recomendables los prismáticos “zoom” (excepto en instrumentos de gran calidad óptica).
Además, evidentemente también cuenta la calidad de la óptica. En este sentido los instrumentos con mejores ópticas aumentan sensiblemente en precio. Es muy importante tener en cuenta, que en observaciones prolongadas necesitaremos un trípode robusto. Así mismo, por encima de los 15 aumentos, también se hace imprescindible el uso de trípode. Son típicos los prismáticos de 8×40, 7×50, 10×50, 10×60, 11×80 y 20×100.
Por experiencia personal, sin duda alguna estoy convencido de que os proporcionarán grandes momentos de observación, y acabarán convirtiéndose en un instrumento básico dentro de vuestro equipo.
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Conjunción de Marte y beta Scorpio. Stellarium

Estos días anteriores os hemos propuesto observaciones bastante complejas de llevar a cabo (ocultación de una estrella por Phobos y ocultación de Aldebarán por la Luna a plena luz del día.. Ahora os proponemos una más sencilla, la conjunción del planeta Marte con una brillante estrella. La estrella es β Scorpio.

Ambos cuerpos son brillantes, Marte con una magnitud aparente de -0,1 y la estrella de +2,6. La conjunción ocurrirá el día 16 de marzo, y en la máxima aproximación Marte pasará a tan sólo 9′ de la estrella. Encabezando el artículo podéis encontrar una carta con la situación de Marte ese día. Para la observación os recomendamos emplear unos prismáticos.

 

Trayectoria del cometa C/2013 US10. Stellarium. 14-dic a 5-ene. Haz click para ampliar

El firmamento de este invierno tiene un invitado que no podemos dejar escapar. Se trata del cometa C/2013 US Catalina. El cometa Catalina fue descubierto el 31 de octubre pasado por el Catalina Sky Survey de la Universidad de Arizona, cuando tenía una magnitud aparente de +19. Inicialmente fue clasificado como asteroide, y posteriormente reclasificado como cometa (ver artículo “Near-Earth Object 2013 US10 is a Long-Period Comet“).

El cometa alcanzó el perihelio el pasado 16 de noviembre, si bien no será hasta el próximo 12 de enero de 2016 cuando alcance su mínima distancia a nuestro planeta, a 67 millones de kilómetros. Esta siendo observable poco antes del amanecer. Actualmente está en la constelación de Virgo, el día 25 entrará en Bootes y en enero ya se adentrará en Canes Venatici y la Osa Mayor. Hay que destacar, que coincidiendo con el inicio del nuevo año será observable al lado de la brillante estrella Arturo, alfa de Bootes.

El cometa esta siendo brillante y muestra en las fotografías tres colas, dos de ellas de polvo y una tercera iónica de color azul.

Estructura y composición de los cometas

En un cometa podemos discernir su cola de polvo, que está constituida por pequeños granitos de silicatos y material orgánico que se mueven por la acción conjunta de la gravedad solar y la presión de la radiación. Es visible porque parte de esos granitos reflejan la luz solar que reciben. Por ello, las colas tienen un  color blanquecino o amarillento.

Dependiendo de la cantidad de material expulsado y del tamaño del núcleo, las colas de los cometas se extienden en el espacio hasta unos 100 millones de kilómetros, aunque en casos excepcionales (los cometas de los años 1680 y 1843), la cola ha alcanzado hasta unos 300 millones de kilómetros.  

Las colas de los cometas pueden presentar filamentos y girones debido a la actuación de los diferentes campos magnéticos interplanetarios e incluso pueden sufrir un corte y continuar después. A veces, las imperfecciones que se observan en la estructura de las colas o incluso la presencia de chorros que salen directamente del núcleo son debidas a la propia naturaleza del núcleo y la distribución de los materiales que lo forman.

Junto a la cola de polvo, los cometas pueden mostrar una cola recta, con un color ligeramente azulado que se debe a su composición iónica. Es la cola de plasma o iones que se forma, esencialmente, por la interacción del material iónico cometario con el del viento solar y el campo magnético que arrastra. Las colas nacen de la coma, una nebulosa de polvo y gas que, en ocasiones presenta ciertas estructuras brillantes como chorros, capas o abanicos. Finalmente, oculto tras la coma, está lo que sería la esencia cometaria, el núcleo.

La anticola ocurre cuando el núcleo cometario eyecta gran cantidad de partículas de gran tamaño, que por efecto de la atracción gravitatoria, se precipitan al Sol. Para poder observar una anticola en un cometa se deben dar ciertas condiciones: la Tierra debe estar cerca del plano orbital del cometa y el ángulo entre el Sol-cometa-Tierra debe ser mayor de 90°. 

El núcleo es un conglomerado de hielos, mayoritariamente agua, pero también monóxido de carbono y granos de polvo. Cuando el núcleo es calentado por el Sol, los hielos subliman, liberando el gas que arrastran consigo los granos de polvo. El núcleo es un cuerpo sólido de forma irregular y baja densidad, con un tamaño del orden de los kilómetros. Se mueve por el cielo por la acción gravitatoria del Sol y demás cuerpos del Sistema Solar, así como por la reacción que produce cuando el gas es liberado. Las partículas despedidas del núcleo miden entre una milésima de milímetro hasta un centímetro de tamaño.

La envoltura de hidrógeno es una corona que fue detectada por primera vez por los satélites OGO 5 y OAO 2. Pueden alcanzar los millones de kilómetros de diámetro. 

Las investigaciones realizadas han permitido detectar la presencia de un gran número de compuestos tanto en las comas como en las colas. Hoy sabemos que los componentes volátiles mayoritarios son el agua (80%), seguido del dióxido de carbono, monóxido de carbono, metanol, metano, sulfuro de hidrógeno y amoniaco, y trazas de otros 60 compuestos diferentes.

¿A dónde debo mirar?

Tal y como ya hemos comentado al principio, actualmente está en la constelación de Virgo, el día 25 entrará en Bootes y en enero ya se adentrará en Canes Venatici y la Osa Mayor. Hay que destacar, que coincidiendo con el inicio del nuevo año será observable al lado de la brillante estrella Arturo, alfa de Bootes.

En este mismo artículo tenéis una carta donde se muestra el movimiento del cometa desde el 14 de diciembre hasta el 5 de enero. Al final del artículo aparecen las coordenadas detalladas para todo el mes de enero.
¿Con que instrumento observo el cometa?
A todos nos encantaría que fuese visible a simple vista. Incluso siendo visible a simple vista, los prismáticos serán los instrumentos de observación ideales para los cometas brillantes. Los prismáticos, si bien tienen menos aumentos que los que podemos tener con un telescopio, ofrecen a cambio un gran campo de visión y mucha luminosidad. Los cometas -al menos los brillantes- son cuerpos extensos y difusos. Al ser un cuerpo extenso, lo ideal es tener bastante campo de visión, el suficiente como para poder contemplar la mayor parte del mismo. Al ser difusos, su brillo estará repartido por una superficie amplia -al igual que ocurre con, por ejemplo, las galaxias-. Esto implica que un cometa de la magnitud +5 no es [aparentemente] igual de brillante que una estrella de la magnitud +5. La estrella concentra toda su luminosidad en un punto.

Son prismáticos adecuados aquellos en los que el cociente entre el diámetro de sus lentes objetivo y el aumento dé un valor próximo al de la apertura de nuestra pupila. De este modo aprovechamos toda la luz que sale del sistema óptico. Este valor suele ser de 7 para personas jóvenes y 5 para personas adultas -puede variar de una persona a otra-. Así un prismático de 10×50, que daría un cociente de 5, o uno de 11×80, que daría 7,2, serían buenas elecciones. Sin embargo sería una mala elección un prismático de 20×50, pues el cociente es 2,5 y parte de nuestra pupila no recibiría luz -serían menos luminosos-.
En el caso de cometas más débiles de magnitudes +7, sería recomendable usar telescopio. Podríamos seguir usando prismáticos, pero a medida que se hace más débil el cometa, necesitaríamos cielos más oscuros y menos polucionados. Sería especialmente difícil si está próximo el amanecer. Si usamos telescopio, el más adecuado será aquel que tenga una relación focal menor. Esta relación focal se obtiene dividiendo la apertura del objetivo entre la longitud focal. Son especialmente interesantes aquellos con relaciones focales situadas entre 4 y 7. Un menor valor en la relación focal lo convierte en un instrumento más adecuado para objetos débiles y difusos. Valores mayores lo convierten en instrumentos más adecuados para la observación lunar, planetaria o de estrellas dobles. Generalmente los telescopios que tienen mayor luminosidad son los reflectores de tipo Newton, si bien, hoy en día, en el mercado hay refractores muy luminosos y a precios muy asequibles.
Si tenemos telescopio con montura ecuatorial, podemos usar la técnica llamada Piggy-Back. Esta técnica consiste en acoplar la cámara en paralelo al tubo del telescopio y usar éste como guía de precisión.
¿Como puedo fotografiar el cometa?
Cometa Hyakutake. Marzo 1996

Para realizar fotografía de objetos celestes es necesario tener una cámara fotográfica que nos permita exposiciones largas. Las compactas que habitualmente usamos día a día no suelen ofrecer dicha posibilidad. Así pues, la cámara ideal podría ser o bien un réflex digital o una cámara CCD. Las cámaras CCD son mucho más sensibles (eficiencia cuántica del sensor mayor) por lo que son ideales para la astronomía, aunque requieren uso de ordenador, procesado de imágenes y su coste sube bastante. Quedan reservadas para personas ya iniciadas en la astronomía y que las suelen usar para fotografiar de modo habitual otros cuerpos celestes. En esta misma página podréis encontrar ejemplos si buscáis por la palabra clave “CCD”.

Si el cometa es visible a simple vista, posiblemente muestre una notable cola. Así, podríamos aprovechar antes del amanecer para sacar fotografías con mucho campo y donde los intensos colores del horizonte aporten belleza adicional. Normalmente se suele trabaja con un ISO 400 a 800 y los tiempos de exposición a partir de los 5 segundos. Todo ésto está sujeto a la magnitud que alcance el cometa. Si el cometa es más débil de la magnitud +5 necesitaremos acoplar la cámara a un telescopio, o bien usar una focal larga en el objetivo de la cámara. A la vez, tendremos que ampliar el tiempo de exposición.
Con el tiempo de exposición tendremos que tener cuidado. Por ejemplo, un tiempo de exposición superior a 10 segundos en focales superiores a los 28 mm provocará que las estrellas, debido a la rotación terrestre, no aparezcan como puntos -siempre y cuando únicamente usemos un trípode para apoyar la cámara-. A medida que usamos focales mayores, el efecto se acentúa. Con telescopio se hace imprescindible usar una montura ecuatorial motorizada que compense la rotación de la Tierra.
Aquellos que sean más expertos en software fotográfico, pueden emplear una técnica usada en la fotografía astronómica con CCD. Consiste en capturar varias imágenes y apilarlas/sumarlas. Así, para lograr un tiempo de exposición de 60 segundos, podemos tomar una única exposición de 60 segundos -con el riesgo de que el seguimiento con la montura ecuatorial no sea bueno y arruine la fotografía- o bien 10 exposiciones de 6 segundos cada una -menor riesgo de errores de seguimiento-. El resultado es el mismo -siempre y cuando la respuesta de la cámara mantenga la linealidad durante el tiempo de exposición- pero si hacemos varias exposiciones, el riesgo de errores de seguimiento es menor.
¿Que datos debería recoger para que mis observaciones sean útiles a la comunidad científica?
Evidentemente el primer objetivo que tenemos al observar el cometa es nuestro propio disfrute. Sin embargo, haciendo un poco más de esfuerzo, podemos tomar algunos datos que, adecuadamente tratados, podrían ser de utilidad a la comunidad científica. Para ello hay una serie de mediciones que podemos hacer y entre las que se incluye la estimación del brillo aparente, el ángulo de posición de la cola o el grado de condensación. Una vez que tenemos los datos, podemos enviarlos a organismos como SOMYCE. En algunos casos es obligatorio enviar los datos con un formato concreto. Sobre ello hablaremos al final del artículo.
Estimar la magnitud aparente de un cometa: El método Bobrovnikoff
Existen diferentes métodos de realizar la estimación de magnitud aparente de un cometa. Uno de ellos es el llamado método Bobrovnikoff (también conocido como método out-out). Para hacer dicha estimación, la observación debe hacerse con algún instrumento óptico, ya sean prismáticos o telescopio. En primer lugar debemos identificar dos estrellas en el campo visual donde tenemos localizado el cometa. Una de ellas (llamémosla A) tiene que ser más brillante que el cometa mientras que la otra (llamémosla B) debe ser más débil -normalmente la diferencia de brillo entre ambas se recomienda que sea entre 0,5 y 1 magnitudes. Cuanto menor sea la diferencia más precisa será la medida-.
A continuación desenfocamos hasta que tanto la estrella A, como la estrella B, como el cometa, tengan el mismo diámetro. A continuación dividimos mentalmente la diferencia de brillo entre la estrella A y B en 10 divisiones, y decidimos en que punto de dichas divisiones está el brillo del cometa. Por ejemplo podría ser A2C8B, que indicaría que el cometa tiene un brillo muy próximo a la estrella A. A continuación usaríamos la siguiente fórmula para calcular la magnitud del cometa, donde a y b son los índices de comparación (en el ejemplo a=2 y b=8):

Mc sería la magnitud estimada del cometa, Ma la magnitud de la estrella A, y Mb la de la estrella B. Para los observadores de variables, verán que dicha fórmula corresponde a la usada para el método Argelander. Así debe ser pues básicamente se trata de un método de interpolación lineal.
Una alternativa al método Bobrovnikoff: El método Sidgwick
También conocido como método in-out, el método Sidgwick es muy similar, aunque en este caso, primero memorizamos el brillo y diámetro del cometa, y desenfocamos las estrellas hasta que ambas tengan el mismo diámetro que el del cometa antes de desenfocar (en este caso no nos preocupamos del grado de desenfoque del cometa). Al igual que antes dividiríamos la diferencia de brillo entre ambas estrellas en 10 divisiones y estimaríamos en que punto está el brillo del cometa. La fórmula a aplicar es la misma.
Otros datos interesantes a tomar
Entre los datos que podemos tomar de modo sencillo, el que habitualmente se suele tomar es el denominado grado de condensación, que representa numéricamente la densidad de la envoltura gaseosa (coma) que rodea al núcleo. Su valor va de 0 a 9 y esta es la escala:
   – 0: para una coma totalmente difusa y sin condensación central
   – 3: para una coma difusa pero en la que aumenta la condensación gradualmente
   – 6: para una coma con un pico de condensación central muy claro
   – 9: para una coma con apariencia puntual -estelar-
Grados de condensación. Crédito: Wikipedia
Otros datos interesantes son el ángulo de posición de la cola, comenzando a medir los 0º desde la posición norte, y evolucionando a 90º este, 180º sur y 270º oeste. También es interesante medir la longitud de la cola (en grados). 
Reportar las observaciones realizadas
Cuando hay que reportar datos de observaciones de cometas, dependiendo a donde las enviemos, nos pueden pedir un formato concreto. En particular hay dos muy conocidos. El primer formato que se usa para reportar es el conocido como COHP, mientras que el segundo es el llamado ICQ.
El primero (COHP) es muy sencillo y el más usado, por lo que será el que os mostremos como completar:
– Primero se debe reportar la fecha: yyyy mmm dd.dd (en TU)
– m1 indica la magnitud del cometa. (Por ejemplo 5,0)
– Dia es el diámetro de la coma en minutos de arco. (Por ejemplo 5’)
– DC es el grado de condensación (como ya indicamos 0 es difuso y 9 puntual). (Por ejemplo 3 (bastante difuso))
– Longitud de la cola, en minutos de arco (Por ejemplo 25′)
– Ángulo de posición de la cola (0 = hacia el N., 90 hacia el E, …). (Por ejemplo 45º)
– Instrumento (L=Reflector, R=Refractor, SCT=Schmidt-Cassegrain, B=Prismáticos, NE=simple vista). 
– Observador (Por ejemplo Fran Sevilla)
– Lugar de observación (Por ejemplo Durango, Spain)
De modo que la línea de ejemplo sería:
2014 Dec 26.75, m1=5.0, Dia=5′, DC=3, Tail=25′, PA=45º, 10cm R 48x, Fran Sevilla (Durango, Spain)

Un formato alternativo ICQ
Cada día es más habitual que sea más aceptado el otro formato, ICQ (International Comet Quarterly), por lo que detallamos aquí también el formato a usar -un poco más extricto que el usado en el COHP. Entre cada campo se debe dejar un espacio en blanco, además de los que se indiquen (los ejemplos usan los mismos valores que en el caso del COHP).
Campo 1: IIIYYYYMnL   
Denominación del cometa, p.e. [espacio][espacio][espacio]2014Q2
Campo 2: YYYY[espacio]MM[espacio]DD.DD   
Fecha año mes día fracción horario, p.e. 2014[espacio]12[espacio]26.75
Campo 3: [espacio]M[espacio]mm.m[espacio]r   
Método (S=Sidgwick/B=Bobrovnikoff), magnitud y catálogo (p.e. TK es el Tycho 2. Si el código es de dos letras, se usará el espacio en blanco que separa con el siguiente campo, p.e. [espacio]B[espacio]05.0[espacio]TK (y por lo tanto no hay espacio en blanco entre campo 3 y campo 4)
Campo 4: AAA.ATFF   
Apertura (cm), instrumento (B=prismáticos/T=reflector/R=refractor) y focal, p.e. 010.0R[espacio][espacio]
Campo 5: XXX   Aumentos, p.e. [espacio]48
Campo 6: [espacio]dd.dd[espacio]DC   
Diámetro coma (‘) y grado condensación, p.e. [espacio]05.00[espacio][espacio]3
Campo 7: [espacio]t.tt[espacio]AAA   
Longitud cola (º) y ángulo posición cola, p.e. [espacio]0.41[espacio]045
Campo 8: ICQ[espacio]XX[espacio]OOOOO   
Formato del fichero, texto fijo y observador, p.e. ICQ[espacio]XX[espacio]FJS00
Es obligatorio incluir al menos los campos 1, 2, 3, 4 y 8. Aquí podéis encontrar información muy detallada sobre este formato: enlace

Coordenadas del cometa Catalina para diciembre y enero

A continuación indicamos la coordenadas detalladas para el próximo mes para localizar el cometa. Fuente de los datos: Minor Planet Center (MPC). Todas hacen referencia a las 6h TU.

14/12/2015: AR=14h 17m 43.0s / Dec=-2º 30′ 58” / Elong=49.5º / Mgv=4.8
15/12/2015: AR=14h 17m 37.7s / Dec=-1º 41′ 8” / Elong=50.9º / Mgv=4.8
16/12/2015: AR=14h 17m 32.3s / Dec=0º 49′ 33” / Elong=52.3º / Mgv=4.8
17/12/2015: AR=14h 17m 26.5s / Dec=0º 3′ 54” / Elong=53.8º / Mgv=4.9
18/12/2015: AR=14h 17m 20.3s / Dec=0º 59′ 20” / Elong=55.2º / Mgv=4.9
19/12/2015: AR=14h 17m 13.6s / Dec=1º 56′ 54” / Elong=56.7º / Mgv=4.9
20/12/2015: AR=14h 17m 06.3s / Dec=2º 56′ 42” / Elong=58.2º / Mgv=4.9
21/12/2015: AR=14h 16m 58.2s / Dec=3º 58′ 53” / Elong=59.7º / Mgv=4.9
22/12/2015: AR=14h 16m 49.3s / Dec=5º 3′ 37” / Elong=61.2º / Mgv=4.9
23/12/2015: AR=14h 16m 39.3s / Dec=6º 11′ 2” / Elong=62.8º / Mgv=4.9
24/12/2015: AR=14h 16m 28.1s / Dec=7º 21′ 19” / Elong=64.4º / Mgv=4.9
25/12/2015: AR=14h 16m 15.6s / Dec=8º 34′ 36” / Elong=66.0º / Mgv=4.9
26/12/2015: AR=14h 16m 01.6s / Dec=9º 51′ 5” / Elong=67.6º / Mgv=4.9
27/12/2015: AR=14h 15m 45.9s / Dec=11º 10′ 57” / Elong=69.3º / Mgv=4.9
28/12/2015: AR=14h 15m 28.1s / Dec=12º 34′ 21” / Elong=71.0º / Mgv=4.9
29/12/2015: AR=14h 15m 08.2s / Dec=14º 1′ 29” / Elong=72.7º / Mgv=4.9
30/12/2015: AR=14h 14m 45.7s / Dec=15º 32′ 32” / Elong=74.4º / Mgv=4.9
31/12/2015: AR=14h 14m 20.4s / Dec=17º 7′ 41” / Elong=76.2º / Mgv=4.9
1/1/2016: AR=14h 13m 51.8s / Dec=18º 47′ 4” / Elong=78.0º / Mgv=4.9
2/1/2016: AR=14h 13m 19.6s / Dec=20º 30′ 52” / Elong=79.8º / Mgv=4.9
3/1/2016: AR=14h 12m 43.3s / Dec=22º 19′ 12” / Elong=81.7º / Mgv=4.9
4/1/2016: AR=14h 12m 02.3s / Dec=24º 12′ 11” / Elong=83.6º / Mgv=4.9
5/1/2016: AR=14h 11m 16.0s / Dec=26º 9′ 54” / Elong=85.5º / Mgv=4.9
6/1/2016: AR=14h 10m 23.7s / Dec=28º 12′ 22” / Elong=87.4º / Mgv=4.9
7/1/2016: AR=14h 9m 24.6s / Dec=30º 19′ 35” / Elong=89.3º / Mgv=4.9
8/1/2016: AR=14h 8m 17.8s / Dec=32º 31′ 28” / Elong=91.3º / Mgv=4.9
9/1/2016: AR=14h 7m 01.9s / Dec=34º 47′ 54” / Elong=93.2º / Mgv=4.9
10/1/2016: AR=14h 5m 35.9s / Dec=37º 8′ 39” / Elong=95.2º / Mgv=4.9
11/1/2016: AR=14h 3m 58.0s / Dec=39º 33′ 25” / Elong=97.1º / Mgv=5.0
12/1/2016: AR=14h 2m 06.4s / Dec=42º 1′ 51” / Elong=99.0º / Mgv=5.0
Nota: AR=Ascensión Recta. Dec=Declinación. Elong=Separación angular del Sol. Mgv=Estimación magnitud visual del cometa en conjunto.
Momento de la ocultación de Aldebarán

Tal y como habíamos comentado en el artículo “Alerta observacional: Nueva ocultación de Aldebarán por la Luna“, el pasado 29 de octubre era visible desde España la ocultación de Aldebarán (estrella alfa de la constelación de Tauro) por la Luna. Verónica Casanova y yo decidimos realizar la observación desde Durango (Vizcaya). A pesar de un pronóstico meteorológico desfavorable y una tarde completamente nubosa, finalmente se despejó y pudimos realizar la observación de este fenómeno.
La observación la realizamos de dos maneras. Por un lado mediante grabación en vídeo. Para ello empleamos una cámara Canon EOS500D acoplada a foco primario a un telescopio ETX90 -en modo azimutal, sin guiado ecuatorial-. Por otro lado también realizamos la observación visualmente, empleando unos prismáticos 20×80.

Estos son los resultados obtenidos:
– Ocultación: hora 21:32:14 horas TU, +/- 5 s. AP=83º +/- 1º
– Reaparición: hora 22:34:13 horas TU, +/- 2 s. AP=276º +/- 3º

Momento de la reaparición de Aldebarán.

Os incluimos dos imágenes correspondientes al momento de la ocultación y de la reaparición. También os incluimos los vídeos de ambos momentos. Debido a las limitaciones del software de procesado y para no demorar más la publicación, estos vídeos duran más de 4 minutos. En el caso del primer vídeo, la ocultación ocurre en el minuto 4:28, mientras que en el segundo la reaparición es en el minuto 4:13. En los vídeos se hace evidente la carencia de seguimiento ecuatorial y la alta turbulencia, pero a pesar de ello logramos registrar ambos momentos.

 

Los meteoros Perseidas este año tendrán condiciones favorables de observación respecto a la fase lunar, durante su máximo. Su alta actividad, hace que los valores de la THZ alcance hasta los 100 meteoros/hora durante el máximo, Las Perseidas (Código IMO: PER) es un radiante que comienza su actividad a mediados-finales de Julio (hacia el día 17) y termina el 24 de Agosto, teniendo sus meteoros velocidades muy altas, y siendo fácil la observación de bólidos (meteoros cuya magnitud aparente es superior a la -2,0). Las Perseidas, también conocidas como las lágrimas de San Lorenzo por la fecha en que ocurre el máximo, son originadas por el cometa 109P/Swift-Tuttle.
Como imagen cabecera del post se presenta una carta con la deriva del radiante mientras dura su actividad (Fuente del mapa: IMO). Este año el máximo tendrá lugar el día 13 de Agosto, entre las 6:30 y las 9:00 horas TU

Pero, ¿Qué es la THZ?

Hay diferentes datos que se pueden obtener de las observaciones. Estos  son: Relación poblacional, tasa horaria zenital y densidad espacial. De ellos, el más usado es la tasa horaria zenital, o THZ, siglas que usaré a partir de ahora a lo largo de la exposición para referirme a ella. La THZ refleja la cantidad de meteoros que es posible observar en una hora bajo unas determinadas condiciones. Para comprender mejor la explicación  que a continuación detallo es necesario tener delante los apuntes sobre actividad de meteoros, que indica la fórmula que nos permitirá calcular la THZ.


La THZ, es resultado de 4 factores:
1. La Tasa horaria, que es el número de meteoros vistos por un observador por unidad de tiempo. Este dato es muy subjetivo, ya que no todos los observadores ni lugares de observación se encuentran en las mismas condiciones.

2. El factor de cielo cubierto en nuestro área de visión. A medida que aumentan las nubes, aumenta la posibilidad de quedar ocultos por ellas los meteoros.
3. El factor de Limite de Magnitud, habitualmente denominado MALE. El MALE nos indica la estrella más débil visible en el cielo, por lo tanto es indicador de la calidad del cielo que observamos.
4. El factor de altura de radiante, que determina la altura del punto radiante sobre el horizonte, ya que, a medida que esta sea menor, es más probable que los meteoros nos queden ocultos por el horizonte.
Así pues, podríamos decir que una THZ son los meteoros visibles en 1 hora, siendo visibles estrellas de la magnitud 6,5 en el cielo, sin nubosidad y con el radiante situado en el zenit. Los tres últimos factores es importante que sean bajos, ya que aumentarían artificialmente los valores de Actividad.

La observación visual

Para la observación de meteoros disponemos de varias técnicas, entre las cuales, las más accesibles a los aficionados son la visual, la fotográfica y la telescópica. Además también se suelen realizar observaciones con equipos de vídeo, radar y últimamente debido a las ventajas de las cámaras CCD, también con CCDs. Cada una de ellas dispone de una serie de ventajas e inconvenientes.
Antes de comenzar cualquier observación deberemos preparar todo el material, como bolígrafos, los partes de observación, mapas, en casos de observación visual las tablas de magnitud límite, una linterna roja, a ser posible de las que tienen pinza para tener las manos libres, un reloj y una tabla donde apoyar las hojas. Así mismo es importante tener una silla cómoda. Y sobre todo mucha ropa de abrigo y termo con café.
Antes de empezar a observar en cada intervalo de tiempo prepararemos los mapas de las zonas a estudiar y situaremos visualmente el punto radiante para clasificar claramente la asociación o no de un meteoro al radiante. Si bien, hacer esto no es aconsejable en las primeras observaciones pues corremos el riesgo de asociar todos los meteoros vistos al radiante por pura sugestión.
La técnica visual es la más accesible de todas ellas, y posiblemente la más sencilla de realizar dentro de la astronomía amateur. De todas las maneras de observar meteoros ésta es la más practicada con diferencia. Solamente necesitamos unos cielos limpios, transparentes, con una magnitud límite que no debe bajar de la 5, y paciencia. Consiste en observar el cielo e ir anotando los meteoros que vamos viendo.
Los mínimos datos a recoger son el radiante del que procede el meteoro y la magnitud visual del mismo. Datos como el color únicamente los tomaremos cuando la actividad sea muy baja y el registrar dicho dato no suponga el perder de manera notable atención a la observación. Otro dato también interesante a registrar es la velocidad, si bien, en caso de no anotarla, deberemos tenerla en cuenta a la hora de clasificar un meteoro dentro de un radiante. Por ejemplo, un meteoro de velocidad lenta no puede ser clasificado como Perseida, pues la característica de este radiante son las altas velocidades.
También es habitual dibujar en unos mapas diseñados a tal efecto los trazos de los meteoros, para mejorar la precisión en la clasificación de los mismos. Este se vuelve especialmente importante cuando trabajamos con los denominados complejos de radiantes, donde se sitúan en una pequeña área del cielo varios radiantes, tales como las virgínidas en Marzo, el complejo de Acuario en Julio y las Táuridas en Noviembre, pues así se puede clasificar con mayor precisión los miembros de cada radiante.
La observación visual hay que realizarla en intervalos de tiempo no inferiores a 45 minutos, ni tampoco realizar observaciones muy prolongadas sin descansos.
Según sea la actividad deberemos modificar nuestra manera de registrar los datos.
Con baja actividad, podemos rellenar la mayor parte de los datos del parte de observaciones. Podemos tomar datos como la hora exacta sin ser necesario registrar con precisión de segundos, el color, la velocidad, dibujar el trazo, etc…
En caso de actividades altas, deberemos centrarnos en los datos más importantes para intentar perder el menor número de meteoros mientras realizamos nuestras anotaciones, por supuesto nos olvidamos de dibujar su trazo en el mapa. Fundamentales son los datos de la magnitud y el radiante al que está asociado. En caso de no darnos tiempo a registrar la hora podemos realizar una agrupación por intervalos de tiempo.
En caso de actividad muy alta únicamente deberemos centrarnos en el radiante de alta actividad omitiendo el registro de los meteoros esporádicos o asociados a otros radiantes. Si aún así no somos capaces de seguir la actividad iremos apuntando los meteoros más brillantes de manera que seamos capaces de registrar la mayor cantidad de ellos dentro de un rango de magnitudes inferior.
En estos casos de actividad alta podemos recurrir a otro método diferente al de anotar los datos en papel. Consiste en registrar los datos en una grabadora etiquetando la cinta con el intervalo de tiempo en el cual se realizó la observación. Este método permite registrar la actividad con un mínimo tiempo muerto, que puede rondar a los 5 segundos contra los 30 segundos que puede significar el registro en papel, además de no ser necesario perder la atención del cielo. La desventaja de esta técnica reside en que en caso de estar acompañado, las voces de los acompañantes también quedan registradas.
Así mismo nuestras observaciones se deben centrar en una distancia de 40º del radiante en estudio. Otro error habitual es realizar en observaciones en grupo el registro de los datos de todos los observadores en el mismo parte. Esto anula totalmente la validez de la observación. Cada observador debe usar su parte y realizar sus mediciones de magnitud límite individualmente.

El registro fotográfico

La técnica fotográfica tiene como ventaja la precisión de la medida de los trazos, cosa muy difícil de lograr en técnicas visuales, sin embargo el campo visual de esta técnica es generalmente más reducida a no ser que usemos gran angulares, y el rango de magnitudes está más limitado, pues generalmente es difícil registrar meteoros con magnitudes más débiles de la 2, mientras que en visual y con buenas condiciones podemos llegar incluso a la 5. Debemos tener en cuenta que si la relación poblacional de un radiante es de 2,5, significa que son visibles 2,5 veces más de meteoros de la magnitud 3 que de la 2.
Trabajando con varias estaciones separadas entre sí, generalmente unos 100 kilómetros se pueden determinar datos tales con la altura de comienzo y finalización del trazo o datos tan importantes como los elementos orbitales del meteoro.
Para esta técnica podemos usar una cámara réflex con un objetivo de 35 ó 50 mm de focal sobre un trípode y películas de 200 ó 400 ISO. De todos modos deberíamos hacer seguimiento con la cámara pues de lo contrario será obligatorio anotar la hora en que cada meteoro fue fotografiado, pues si no lo hacemos así para determinar su comienzo y final no podremos usar como referencia los trazos de las estrellas.
Además se suelen realizar las tomas con un obturador giratorio, que muestra en la fotografía el trazo del meteoro de manera discontinua, permitiendo calcular la velocidad el mismo.

Un reto: la observación telescópica

La tercera técnica consiste en la denominada observación telescópica la cual puede ser llevada a cabo o con telescopio o con unos prismáticos. La observación con prismáticos, es la más cómoda y agradable. Esta técnica las ventajas que tienen son gran precisión en determinar el trazo del meteoro y un rango que magnitudes que en prismáticos de 50 mm pueden alcanzar la 9 y en prismáticos de 80 mm hasta la 10 y 11. En el caso de telescopios estos deben ser preferiblemente reflectores muy luminosos, aconsejándose el uso de dispositivo binocular y con un campo nunca inferior a los 2º.
Sin embargo tiene dos desventajas muy notables, por un lado lo incómodo que puede llegar a resultar la observación por el hecho de tener que mirar prolongadamente por un ocular forzando generalmente posturas para realizarlo, y a que el campo visualizado es muy pequeño, con lo cual el número de meteoros observados es bastante reducido.
Generalmente esta técnica no es costosa pues con unos sencillos prismáticos de 50 mm ya nos es suficiente. Estos prismáticos suelen ofrecer un campo de 5º si trabajamos con 10 aumentos, lo cual es un campo agradable de trabajar, si bien serán aún mejores los de 7 aumentos, pues ofrecen 7º de campo y son más luminosos. De todos modos los prismáticos que generalmente mejores resultados ofrecen son los de 80 mm con 11 aumentos.
Generalmente los trípodes comunes que usamos para los prismáticos no suelen ser cómodos para este tipo de observación, por lo que se hace aconsejable construirse uno mismo un sistema de soporte de prismáticos en forma de horquilla que permita observar cómodamente sentado en por ejemplo un silla de playa con diferentes niveles de inclinación. Este sistema debe permitir disponer de las manos libres salvo para hacer los correspondientes ajustes para el seguimiento del centro del campo.

Los intervalos de observación suelen ser de 30 ó 40 minutos, por lo que es importante la comodidad, pues en una observación común, en dicho intervalo es muy probable que observemos entre 5 y 10 meteoros a lo  sumo, por lo que apenas apartaremos nuestros ojos del ocular. Así mismo es fundamental realizar descansos.

Para estas observaciones es fundamental el dibujar el trazo del meteoro, y recoger datos como su magnitud y la velocidad. Está es una escala que va de la A a la F, siendo la A la velocidad más lenta, y F la más rápida. Generalmente es difícil clasificar los meteoros directamente y requiere un análisis más cuidado, pues la mayoría no comienzan o terminan en el campo de visión. Es importante familiarizarse con el campo y las estrellas antes de comenzar, e identificar las estrellas que usaremos para la comparación del brillo. Cuando observemos un meteoro, en lugar de pasar directamente a realizar el trazo en el papel, continuaremos observando por unos segundos para asegurarnos cuales son las estrellas que vamos a tomar de referencia para su punto de comienzo y su punto de finalización.
Algo fundamental en esta manera de observar es la precisión, pues sino tenemos cuidado, una de las ventajas de este método observacional se perdería. De hecho a la hora de medir las posiciones x e y del trazo en  el mapa, se mide hasta con precisión de milímetro y se cuida la escala de la fotocopia del mapa. Así mismo en los partes existe una columna para indicar la fiabilidad de la observación.

 

Los centros de campo, denominados TFCs suelen situarse a 10 ó 15º del punto radiante. Existen ya juegos de mapas para cada radiante, en los cuales se indican estrellas de comparación.

 

Hoy lunes 9 de marzo, el asteroide JUNO (3), estacionario en AR. Su posición en coordenadas aparentes ese día:
Ascensión Recta: 08h13m 08.980s | Declinación:
+09 56′ 15.38″
Distancia: 1.61153281 UA (241,081,877 km)
Posición heliocéntrica: Longitud 140.3º Latitud
-6.5º
Radio heliocéntrico 2.40686 UA
97.72% iluminado | Angulo fase: 17.36 grados
Elongación desde el Sol 133.69 grados (cielo vespertino). Visible al anochecer con magnitud 9.0 en Cáncer, culminando en San Sebastián hacia las 22:13h a 57º de altura. JUNO (3), fue descubierto en septiembre de 1804 por
Karl Ludwig Harding desde Lilienthal (Alemania). Su tamaño es de 244. ±12. km y su periodo orbital es 1595 días.
En la figura, su trayectoria durante las próximas semanas hasta finales de abril

[Josean Carrasco. Presidente de la Asociación Astronómica Izarbe de San Sebastián]

 

Ya estamos en verano, y es tiempo de observación. Buen tiempo y temperaturas agradables nos invistan a dedicar unas horas al estudio del firmamento nocturno. Unos de los instrumentos que más momentos de disfrute proporcionan al aficionado a la astronomía, son sin duda alguna, los prismáticos. Los prismáticos nos permiten observar el firmamento fácilmente por su gran portabilidad y gran luminosidad. Al combinar esta luminosidad con los pocos aumentos que suele tener, permiten la observación de grandes campos.
Las características a tener en cuenta son:
Diámetro de las lentes objetivo: expresadas en mm, los recomendables para astronomía comienzan a partir de 40 mm. Hay muchos astrónomos amateurs que los usan como instrumento principal, teniendo prismáticos verdaderamente gigantes: en muchos casos alcanzan los 150 mm (se han usado muchísimo en búsqueda de supernovas y cometas, con mucho éxito). Con diámetros de 50 mm ya podemos observar fácilmente objetos de la magnitud visual +10,0.
Aumento y pupila de salida: los aumentos normalmente varían desde los 7 a los 20 o más, dependiendo de las lentes objetivo. Si dividimos el diámetro por el aumento, nos proporciona la llamada salida de pupila. Por ejemplo, un prismático típico de 7×50, tendría 7 aumentos y unas lentes de 50 mm. Así, si hacemos 50/7=7 (redondeando), 7 sería la salida de pupila. Este valor es importante.La pupila de una persona joven en la oscuridad suele tener típicamente un diámetro de 7 mm y de una persona mayor, 5 mm. Así una persona joven podría captar toda la luz proporcionada por el instrumento, sin embargo una persona adulta no, pues su pupila es menor. A la inversa, un instrumento de muchos aumentos (p.e. 20×50) su pupila de salida es muy pequeña. Tampoco son muy recomendables los prismáticos “zoom” (excepto en instrumentos de gran  calidad óptica).

Además, evidentemente también cuenta la calidad de la óptica. En este sentido los instrumentos con mejores ópticas aumentan sensiblemente en precio. Es muy importante tener en cuenta, que en observaciones prolongadas necesitaremos un trípode robusto. Así mismo, por encima de los 15 aumentos, también se hace imprescindible el uso de trípode. Son típicos los prismáticos de 8×40, 7×50, 10×50, 10×60, 11×80 y 20×100.

 

Por experiencia personal, sin duda alguna estoy convencido de que os proporcionarán grandes momentos de observación, y acabarán convirtiéndose en un instrumento básico dentro de vuestro equipo.

 

La tercera técnica consiste en la denominada observación telescópica la cual puede ser llevada a cabo o con telescopio o con unos prismáticos. La observación con prismáticos, es la más cómoda y agradable. Esta técnica las ventajas que tienen son gran precisión en determinar el trazo del meteoro y un rango que magnitudes que en prismáticos de 50 mm pueden alcanzar la 9 y en prismáticos de 80 mm hasta la 10 y 11. En el caso de telescopios estos deben ser preferiblemente reflectores muy luminosos, aconsejándose el uso de dispositivo binocular y con un campo nunca inferior a los 2º.Sin embargo tiene dos desventajas muy notables, por un lado lo incómodo que puede llegar a resultar la observación por el hecho de tener que mirar prolongadamente por un ocular forzando generalmente posturas para realizarlo, y a que el campo visualizado es muy pequeño, con lo cual el número de meteoros observados es bastante reducido.


Generalmente esta técnica no es costosa pues con unos sencillos prismáticos de 50 mm ya nos es suficiente. Estos prismáticos suelen ofrecer un campo de 5º si trabajamos con 10 aumentos, lo cual es un campo agradable de trabajar, si bien serán aún mejores los de 7 aumentos, pues ofrecen 7º de campo y son más luminosos. De todos modos los prismáticos que generalmente mejores resultados ofrecen son los de 80 mm con 11 aumentos.

Generalmente los trípodes comunes que usamos para los prismáticos no suelen ser cómodos para este tipo de observación, por lo que se hace aconsejable construirse uno mismo un sistema de soporte de prismáticos en forma de horquilla que permita observar cómodamente sentado en por ejemplo un silla de playa con diferentes niveles de inclinación. Este sistema debe permitir disponer de las manos libres salvo para hacer los correspondientes ajustes para el seguimiento del centro del campo.

Los intervalos de observación suelen ser de 30 ó 40 minutos, por lo que es importante la comodidad, pues en una observación común, en dicho intervalo es muy probable que observemos entre 5 y 10 meteoros a lo sumo, por lo que apenas apartaremos nuestros ojos del ocular. Así mismo es fundamental realizar descansos.

Para estas observaciones es fundamental el dibujar el trazo del meteoro, y recoger datos como su magnitud y la velocidad. Está es una escala que va de la A a la F, siendo la A la velocidad más lenta, y F la más rápida. Generalmente es difícil clasificar los meteoros directamente y requiere un análisis más cuidado, pues la mayoría no comienzan o terminan en el campo de visión. Es importante familiarizarse con el campo y las estrellas antes de comenzar, e identificar las estrellas que usaremos para la comparación del brillo. Cuando observemos un meteoro, en lugar de pasar directamente a realizar el trazo en el papel, continuaremos observando por unos segundos para asegurarnos cuales son las estrellas que vamos a tomar de referencia para su punto de comienzo y su punto de finalización.

 

Algo fundamental en esta manera de observar es la precisión, pues sino tenemos cuidado, una de las ventajas de este método observacional se perdería. De hecho a la hora de medir las posiciones x e y del trazo en el mapa, se mide hasta con precisión de milímetro y se cuida la escala de la fotocopia del mapa. Así mismo en los partes existe una columna para indicar la fiabilidad de la observación.

 

Los centros de campo, denominados TFCs suelen situarse a 10 ó 15º del punto radiante. Existen ya juegos de mapas para cada radiante, en los cuales se indican estrellas de comparación.

Estos últimos días muchos medios de comunicación están publicando artículos sobre la supernova SN 2014J en la galaxia M82 (ver artículo “Unos estudiantes y su profesor descubren una supernova en la Osa Mayor“). La verdad es que es una supernova especial, primero por qué ha ocurrido en una galaxia cercana (a unos 11,5 millones de años luz) y segundo, porqué su brillo es bastante alto: +11,7 en el momento del descubrimiento y +10,7 actualmente  (para comprender mejor el sistema de magnitudes usado en astronomía puede consultar el artículo “Escala de magnitudes de objetos del firmamento“. También te puede interesar el artículo “Los prismaticos: el gran aliado del observador” sobre prismáticos).
sin embargo, en gran cantidad de ellos están anunciando que esta supernova es perfectamente visible con prismáticos. Ahora bien, ¿con qué prismáticos? ¿desde dónde? Vamos a suponer que usamos los clásicos prismáticos que la mayoría de los lectores tendrán, los 10×50. Quizás el lector intenté observar desde su ciudad, pero rápidamente se dará cuenta de la imposibilidad de observarla. Entonces decide irse a un lugar oscuro, lejos de las luces de la ciudad.

Pongamos que logra un cielo “decente”, donde la estrella más débil observable a simple vista es de la magnitud +5. Debe saber que con unos prismáticos 10×50, únicamente logrará ver estrellas de hasta la magnitud +9,7. No nos rendimos, nos alejamos más, a cielos aún más oscuros. Pongamos que vemos a simple vista estrellas de la magnitud +6. Ahora nuestros prismáticos nos permitirán ver estrellas de hasta la +10,5. ¡Casi! No es suficiente. Vaya pensando en buscar algún lugar remoto. Si logra ver a simple vista estrellas de la magnitud +6,5, entonces con sus prismáticos puede ver estrellas de la magnitud +11. ¡Ahora sí!

Empieza a buscar la supernova y ohhhh, decepción, no la ve. ¿Son sus prismáticos de gran calidad? Quizás no sean tal y como la teoría óptica dice que deberían ser para llegar al límite, y los pequeños defectos son un grave obstáculo para ver la supernova. Quizás tampoco su vista es todo lo aguda que necesita ser para llegar al límite. Decepcionado, vuelve a su casa y al día siguiente acude a un comercio a comprar unos prismáticos mejores. “Si dice el periódico que se ve, así tiene que ser” se dice usted. Compra unos prismáticos de 11×80. Ya solo por el peso le hace intuir que lo logrará. Vuelve al mismo sitio de la noche anterior. Ahora puede llegar hasta la magnitud +11,5. Busca intensamente y no lo logra. Sin embargo la supernova está ahí. El problema es que con una magnitud de +10,7, se le aparece como una insignificante estrellita débil (habrá quién la catalogue de míserable) que se confunde perfectamente con cualquier otra.

¡Malditos astrónomos! Me han engañado” piensa usted. Pero no es así. Quién escribió el artículo quizás nunca ha intentado observar un objeto con este brillo y unos prismáticos. Quizás ha llevado al límite la teoría, pero como todos sabemos, en la práctica y el día a día, las cosas son bien diferentes. Por supuesto, no olvide llevar una carta bastante detallada para localizar la galaxia M82 y recuerde, la supernova está a 21″ al sur y 52″ al oeste del núcleo. No es imposible, pero si poco probable.

Incluso algunos medios han ido más allá. Han afirmado que es posible ver dos supernovas a la vez. ¡Wowww!!! (¡guauuuu!!!) Analicemos un poco el asunto. Supernovas en el universo, a pesar de no ser un fenómeno frecuente en cada galaxia (¡menos mal!), si que ocurre con bastante frecuencia, dado que hay millones y millones de galaxias a donde mirar. Por lo tanto, la posibilidad de poder observar más de una en una noche, es bastante alta. Pero claro, ¿con que magnitud?. Quizás una de ellas sea de la magnitud +14,5 en una remota galaxia (o más débil incluso). ¿Saben qué tipo de instrumento se necesita para verlo? Bueno, algo bastante majo, les ocupará bastante sitio en su salón de casa. Quizás pensó que era su noche de suerte y no solamente iba a poder observar la supernova de la Osa Mayor. Quizás podría también de paso ver otra más. Nueva decepción. Insisto, no tenemos la culpa.
Y para aquellos que crean que es inusual ver dos supernovas a la vez, aquí les incluyo un listado con las supernovas descubiertas en lo que va de año (28 días):
– Supernova SN 2014A en la galaxia NGC 5054. Descubierta el día 1 por Kim, Zheng et al. (LOSS)
– Supernova SN 2014B en la galaxia NGC 4939. Descubierta el día 2 por Kim, Zheng et al. (LOSS)
– Supernova SN 2014C en la galaxia NGC 7331. Descubierta el día 5 por Kim, Zheng et al. (LOSS)
– Supernova SN 2014D en la galaxia UGC 7170. Descubierta el día 1 por Howerton, Drake et al. (Catalina Real-time Transient Survey)
– Supernova SN 2014E en la galaxia UGC 7034. Descubierta el día 7 por Howerton, Drake et al. (Catalina Real-time Transient Survey)
– Supernova SN 2014F en la galaxia NGC 6667. Descubierta el día 11 por Itagaki
– Supernova SN 2014G en la galaxia NGC 3448. Descubierta el día 14 por Itagaki; Wiggins
– Supernova SN 2014H. Descubierta el día 14 por Li, Mo, Wang, Zhang (THU-NAOC Transient Survey)
– Supernova SN 2014I. Descubierta el día 17 por Parker
– Supernova SN 2014J en la galaxia NGC 3034. Descubierta el día 21 por Fossey
Son unas cuantas. ¿Quizás lo de ver dos a la vez, era por ser de tipo Ia, como lo es la 2014J? Pues tampoco. Pues de este listado, además de la 2014J, la 2014D, 2014E y 2014I son de tipo Ia. Y usted pensará “Esto me desanima mucho”. No debe pensar eso. Nada más lejos de la realidad. La astronomía tiene un sinfín (por no decir infinito) de hermosos fenómenos que observar. Unos requieren telescopios pequeños, otros son accesibles con prismáticos, otros quizás necesiten cámaras CCD, y muchos únicamente estén al alcance de observatorios profesionales. Sin embargo también hay muchos visibles a simple vista. El problema, que desde mi punto de vista existe con este tipo de noticias, radica en que “calientan” a la gente con fenómenos difícilmente observables con medios sencillos, aquellos que cualquiera puede tener en su casa, y pueden causar decepciones. 
Y para finalizar pongo un ejemplo habitual: las lluvias de meteoros. Es muy frecuente que anuncien las lluvias de meteoros (por ejemplo las Perseidas de agosto) de tal modo que hace pensar a la gente que verán cientos y cientos de meteoros caer del cielo. La realidad es bien diferente. Y a pesar de que una lluvia de meteoros con una actividad de 100 meteoros a la hora (y también con bastante menos), es realmente muy activa y hermosa de ver, la gente se queda en muchas ocasiones decepcionada ante la expectativa creada al leer la noticia en el periódico del día anterior.