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¡¡Terrícola!! No me espíes con el telescopio que te desintegro!

 

Cuando te hablan de la oposición de Marte. ¿piensas que verás ésto?
De existir estos “divertidos” seres, necesitarías algo más que un telescopio para poder verlos. Vamos a profundizar un poco más en la observación del planeta rojo y no crearnos falsas expectativas. Durante estos próximos días, Marte será protagonista en nuestro firmamento y nos ofrecerá una muy buena ocasión para realizar su observación. Durante estos días se encuentra en lo que se conoce como oposición, y corresponde al punto más próximo en su órbita a nuestro planeta. Suele ocurrir cada poco más de dos años, y como es natural, durante estas ocasiones, su diámetro angular es máximo.

En concreto, la oposición será hoy día 22 de mayo a las 11:11 horas TU y en esta ocasión su diámetro será de 18,4″ (aunque el máximo será dentro de varios días, el 30 de mayo, con 18,6″. Por tanto será algo más favorable que la anterior, en 2014 y con un diámetro angular de 14,7″. Alcanzará una magnitud de -2,1. Es fácilmente localizable en Escorpio, cerca de Antares y un poco al norte de Saturno. El momento de máxima aproximación ocurrirá mañana 30 de mayo. Sin embargo, aquel que se anime a su observación debe tener en cuenta que no es sencillo, si lo que persigue es detectar detalles superficiales. Los 18,4″ de Marte son poco comparados con los más de 35″ de Júpiter o los más de 1800″ de la Luna. Aquí os presentamos algunos consejos que os ayudarán a realizar mejor vuestra observación.

¿Qué es lo que podemos ver?
Marte nos ofrece gran cantidad de detalles. Dado que tiene un pequeño diámetro angular incluso en su oposición, será necesario realizar una observación cuidadosa y atenta. De los dos hemisferios, el más rico en detalles es el sur. Así mismo, un detalle que nos llamará la atención serán sus casquetes polares. Nuevamente, el más destacable es el sur.
Carta de Marte. Crédito: BAA/Mario Frassati (2001)
El disco de Marte, visto por telescopio presenta una intensa tonalidad anaranjada. Una vez que prestamos atención al disco planetario, comenzaremos a distinguir regiones más oscuras y quizás un casquete polar blanco. Las zonas oscuras se denominan mares (evidentemente, Marte carece de mares y océanos con agua) y sinus, o golfos, mientras que las regiones brillantes y más claras son los continentes. La nomenclatura de los detalles superficiales fue creada en el siglo XIX por Schiaparelli y Proctor, y los más destacables son el Syrtis Major, Mare Acidalium, Mare Tyrrenum, Solis Lacus y Sinus Sabaeus. En la figura 2 del artículo podéis encontrar una carta del planeta donde encontrar estos detalles.
¿Qué telescopio debo usar?
Dado que es un cuerpo que presenta un diámetro angular pequeño, será importante lograr alta resolución a la vez que poder usar bastantes aumentos sin perdida de calidad (ver artículo “¿Cuántos aumentos puedo usar en mi telescopio?“). Pero esto no quiere decir que no podamos hacer observaciones con telescopios modestos.

Así, con cualquier telescopio, podemos llegar a distinguir el casquete polar y la región del Syrtis Major, que presenta una característica forma de “colmillo“. Quizás no podamos observarlo si en el momento de la observación se encuentra en el lado opuesto del planeta.

Para comenzar a realizar observaciones de otros detalles tendremos que usar telescopios o bien refractores de al menos 80 mm o reflectores de 150 mm de apertura. Con ellos podremos descubrir gran cantidad de detalles. Sin embargo, para un estudio más detallado y un seguimiento de los detalles más finos a medida que rota el planeta rojo necesitaremos aperturas de al menos 200 mm.
En cuanto a los aumentos a emplear, se recomienda usar entre los 100 y 400, siempre teniendo en cuenta las recomendaciones que hemos comentado anteriormente. Cuando trabajamos con estos aumentos es donde notaremos la calidad de los oculares, el seguimiento que realiza nuestra montura, su robustez y sobre todo, los efectos de la turbulencia.
¿Cómo debo observar?
Marte es un planeta que requiere experiencia y paciencia. Si es la primera vez que lo intentas, tómalo con calma. Lo primero que te recomiendo es que te pongas cómodo y tomes una cuartilla para dibujarlo. Para realizar el dibujo, tómate al menos media hora y concéntrate en el disco. Verás como poco a poco comienzas a ver con más nitidez los detalles.
Si lo que quieres es tomar una imagen del planeta (si es tu primera vez, te recomiendo que te centres en el dibujo), si bien no es complicado, necesitarás bastantes aumentos. Quizás necesites usar una lente barlow (de buena calidad), y la forma más sencilla es usar “webcams” grabando en vídeo. Posteriormente, con programas como RegiStax, puedes procesarlo y descartar los frames más afectados por la turbulencia.
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Marte en la constelación de Escorpio. Mayo de 2016. Esta misma noche

 

No olvides tomar datos tan importantes como la hora en que observaste, la calidad de la imagen en función de la turbulencia y si puedes, el meridiano central (lo puedes encontrar en anuarios astronómicos). Si has realizado un dibujo, dado que los detalles presentan diferentes tonalidades, no olvides incluir en el dibujo las cotas de intensidad. Si has tomado una imagen, anota el tiempo de exposición y otros datos que te puedan ser de utilidad para futuras ocasiones.
Quiero más…A partir de aquí, los caminos para lograr mejores resultados son:
– El camino barato: tu experiencia adquirida a base de esfuerzo y horas de observación
– El camino muy caro: comprarte un telescopio mayor y esperar a la siguiente oposición
– Equiparte con filtrosSi la observación planetaria te gusta, tener un equipo de filtros para tu telescopio te vendrá muy bien. Los podrás usar también en otros planetas, y la imagen ganará contraste. No todos los filtros se comportan igual. Aquí os indicamos que detalles salen favorecidos:
Filtro violeta: nubes de gran altitud y brumas en el limbo
Filtro magenta: casquetes polares y tormentas
Filtro azul: nubes de media altitud y brumas en el limbo
Filtro Verde: nieblas bajas
Filtro rojo: aumentar contraste entre detalles brillantes y oscuros
Filtro naranja: aumentar contraste entre detalles brillantes y oscuros
Filtro amarillo: destacar regiones brillantes
Animaros a observar Marte estos días. No os desaniméis y ¡suerte!
Crédito de la imagen: Wikipedia.org
A la hora de observar el firmamento nocturno muchas veces nos interesa medir distancias entre objetos, o entre los objetos y el horizonte. Hay sencillos “trucos” para hacer estos cálculos.
Con el brazo extendido:
– el dedo meñique equivale a 1º
– el dedo pulgar equivale a 2º
– los nudillos del puño cerrado equivalen a 10º
– los dedos de la mano totalmente extendidos equivalen a 25º
Con estrellas:
– la distancia Dubhe a Merak (Osa Mayor) son 5º
– la distancia Dubhe a la estrella Polar son 30º
– la distancia Capella a Aldebarán son 30º
– la distancia Vega a Arturo son 60º

 

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.
Telescopio RET50
En muchas ocasiones, uno se pregunta cual es el límite al que puede llevar su telescopio. Para ello hay unas sencillas fórmulas para calcularlo, si bien tendremos que tener en cuenta varias cosas.Calcular la relación focal:
– Este parámetro nos indica como de luminoso es nuestro instrumento. Normalmente los telescopios refractores suelen tener valores superiores a 10, mientras que los reflectores un valor inferior a 10. Los catadriópticos suelen estar sobre 10. Para calcularlo necesitamos conocer la longitud focal del telescopio así como el diámetro de la lente principal (ambos en mm):
Relación Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm]
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de espejo principal y focal de 1200 mm: f/d=1200/203=5,9

Calcular los aumentos:
– Este valor depende el ocular. Así, si conocemos la focal del ocular en mm podemos calcular los aumentos que proporciona:
Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm]
Ejemplo: Ocular de 25 mm en un telescopio de focal de 1200 mm: A=1200/25=48 aumentos

Calcular los máximos aumentos:
– Este parámetro, es muy relativo, dado que si bien depende del diámetro, alcanzarlos puede ser complicado y frustrante. A más aumentos, se pierde nitidez, y en particular, si los oculares y/o óptica no es de alta calidad, la imagen se degrada mucho.
Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D  [mm]
Ejemplo: Telescopio de 80 mm de diámetro de lente: Amax=2,3×80=184 aumentos. De este modo si es un refractor de 1000 mm de focal necesitará un ocular de 6 mm para aproximarse (167 aumentos). Sin embargo si su focal es de 600 mm el ocular debería ser de 3,5 mm (171 aumentos). En este segundo caso, oculares de esta focal suelen ser muy caros. Si la calidad del ocular es baja será una completa decepción la observación a estos aumentos. A todo esto tenemos que tener en cuenta que a más aumentos más fácil es notar las vibraciones y fallos de la montura. Tenemos que tener cuidado especial con esos instrumentos que siendo refractores de 60 mm se anuncian con 500 aumentos: solo lo logran con oculares de muy baja focal y lentes barlow de mala calidad.

Calcular la resolución:
– La resolución es la capacidad de “separación” que tiene el telescopio (en segundos de arco) y lo podemos calcular conociendo el diámetro del instrumento en pulgadas (1 pulgada=25,4mm). Es un valor límite que únicamente lo lograremos con una buena óptica y baja turbulencia:
Resolución: R [“] = 4,56 / D [pulgadas]
Ejemplo: Telescopio de 114 mm de diámetro de lente: 114 mm=4,48”. R[“]=4,56/4,48=1,01”. Así, en buenas condiciones de turbulencia podremos, por ejemplo, ver las componentes de una estrella doble cuya distancia sea de 1,01″ de forma separada. Sin embargo, si su separación es 0,9″, las veremos “pegadas”.Calcular la magnitud límite:
– Este valor el la estrella más débil que podemos observar con el telescopio, sin embargo, nuevamente depende de la calidad óptica, calidad del cielo. Sabiendo el diámetro de la lente principal en cm lo podemos calcular:
Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de lente: M=7,5+5.Log(20,3)=14,0. Telescopio de 125 mm de diámetro de lente: M=7,5+5Log(12,5)=12,9. De este modo si queremos observar un asteroide cuyo brillo es 13, con el primer telescopio y buenas condiciones, podremos observarlo, pero con el segundo no.

 

5 Ene / 2016

Tipos de oculares

Oculares para telescopios

Siempre solemos hablar de los telescopios, de los aumentos que pueden tener, pero sin duda alguna no todos los oculares que se pueden usar son iguales, y no solo se diferencian en los aumentos que nos pueden ofrecer, si no también en su configuración óptica.

 

Huygens
Está constituido por un sistema de dos lentes de vidrio plano convexas, generalmente crown. Las caras planas están hacia la salida del ocular. Tienen problema con el cromatismo y no se aconsejan usar con altos aumentos.
Ramsden
Está constituido por un sistema de dos lentes de vidrio plano convexas, generalmente crown. Las caras  planas están hacia el interior del ocular. Ofrecen un campo de entre 30º y 40º. Tienen problema con el cromatismo y no se aconsejan usar con altos aumentos. Hay una variante llamada super Ramsden o Ramsdem acromáticos, son como los Ramsden, pero que incorporan una tercera lente para evitar el cromatismo.
Kellner
Están constituidos de tres lentes y Son oculares recomendados para potencias medias. No sufren de cromatismo y tienen un campo de unos 50º. Una variante son los acromáticos modificados, que no sufren de cromatismo y tienen un campo de unos 40º.
Plössl
Está compuesto de cuatro lentes agrupadas en dos dobletes. Apenas tienen aberración cromática. Una variante son los super Plössl con un campo de unos 50º.
Ortoscópico
Es un ocular de cuatro lentes, ideal para altas potencias pues tiene buena definición, poco cromatismo y un campo de entre 40 y 45º.
Erfle
Es un ocular de cinco lentes, que ofrece un gran campo, alrededor de los 65º, por lo que es ideal para trabajar a bajos aumentos con objetos de cielo profundo.
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.

 

Después del las Leónidas, se aproxima en Diciembre una nueva cita con un destacado radiante invernal, las Gemínidas. No tan conocido como las Perseidas, debido a la fecha en que alcanza el máximo, destaca por meteoros lentos y una actividad muy alta. Este año alcanzará el máximo de actividad el 14 de Diciembre las 18:00 horas (TU). La Luna en una fase casi nueva favorecerá notablemente las condiciones de observación. El radiante alcanza el punto más alto a las 3:00.
Los datos del radiante son:
   Actividad: Del 4 al 17 de Diciembre
   Máximo: 14 de Diciembre de 18:00 TU
   THZ: 120 meteoros/hora
   Radiante: α = 112°, δ = +33°
   V∞ = 35 km/s
   r = 2.6
   TFC: α = 087°, δ = +20° y α = 135°, δ = +49° antes de las 0:00, y α = 087°, δ = +20° y α = 129°, δ = +20° después de las 0:00

 

En la carta celeste cabecera del post se puede ver la deriva diaria del radiante. Fuente de la imagen: IMO.
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.
Eclipse de Luna

El próximo día 28 de septiembre podremos ser testigos de un fenómeno realmente hermoso: un eclipse total de Luna. Los eclipses de Luna son fenómenos sencillos de observar a la vez que si los capturamos fotográficamente, nos proporcionarán imágenes muy espectaculares. Para este próximo eclipse, tanto los observadores españoles como sudamericanos podrán observarlo por completo. Las horas de los contactos, expresadas en tiempo universal (TU), son:
– Primer contacto con la penumbra: 0:12
– Primer contacto con la sombra: 1:07
– Inicio de la totalidad: 2:11
– Máximo del eclipse: 2:48
– Fin de la totalidad: 3:23
– Último contacto con la sombra: 4:27
– Último contacto con la penumbra: 5:22
En este artículo no vamos ni a explicar en qué consiste un eclipse de Luna (puedes ampliar información en el artículo “Llega el primer eclipse de Luna del año” de divulgaUNED) ni sobre como observarlo visualmente (puedes ampliar información en el artículo “Eclipse de Luna del 15 de abril de 2014: Guía completa para su observación” de Astrofísica y Física). Nos centraremos en la fotografía del mismo. Todos nos sentimos tentados de coger la cámara fotográfica y guardar recuerdo de este tipo de fenómenos astronómicos. Para aquellos que sea vuestro primer intento, aquí os intentaremos orientar un poco. El equipo mínimo que necesitaremos será una cámara fotográfica (preferiblemente réflex), un trípode y paciencia para practicar y adquirir experiencia.

Eclipse de Luna

Un factor importante a la hora de fotografiar el eclipse es el oscurecimiento que alcance durante el máximo del mismo. Dado que no todos los eclipses no son igual de oscuros, esto nos obligará a tener cuidado tanto con los tiempos de exposición como con la sensibilidad. Para medir el grado de oscurecimiento se emplea la llamada escala de Danjon, que tiene los siguientes valores:

– 0 : el eclipse es muy oscuro, hasta tal punto que podríamos no ver la Luna, sobre todo en el momento del máximo
– 1 : el eclipse es oscuro o gris y nos resulta difícil distinguir detalles en la superficie lunar
– 2 : muestra una tonalidad rojo oscura, presentando una región central muy oscura y un borde relativamente claro
– 3 : muestra una tonalidad rojo ladrillo con un borde de tono gris o incluso amarillento
– 4 : muestra una tonalidad rojo claro o naranja con un borde muy luminoso y con tonos azulados
Tengo la cámara, pero no tengo el telescopio
Si en tu caso no tienes telescopio, pero sí que posees una cámara, no te preocupes. Los eclipses lunares son tan vistosos que puedes fotografiarlos. Si tu cámara es compacta, lo tendrás más difícil, pues la mayoría no permiten configurar ni el tiempo de exposición ni la sensibilidad (ISO) y lo hacen automáticamente. En tal caso, tendremos que conformarnos con los resultados que nos ofrezca la cámara. Puede ser más problemático durante la etapa de totalidad, pues el mayor oscurecimiento del disco lunar y que generalmente las cámaras compactas no son aptas para ambientes oscuros puede causar imágenes muy oscuras de la Luna.
Gráfico eclipse de Luna

Lo ideal es usar una cámara réflex, que nos permite configurar el tiempo de exposición, la sensibilidad y según el tipo de objetivo, la longitud focal (lo que nos permitirá obtener una imagen mayor o menos del disco lunar). La usaremos en modo manual. En tal caso es recomendable usar teleobjetivos de al menos 200 milímetros, de modo que el disco aparezca lo suficientemente grande. Pero con focales menores también podemos obtener muy buenos resultados. 

En cualquier caso, algo fundamental, no solo a la hora de fotografiar un eclipse lunar, también para fotografiar cualquier evento astronómico, es que la cámara esté estable. Para ello como mínimo deberemos usar trípode fotográfico. Sin embargo en ciertos momentos del eclipse, cuando la oscuridad lunar es notable y los tiempos de exposición sean mayores, el trípode no nos será útil si usamos focales largas. La Luna aparecerá desplazada debido al efecto de la rotación terrestre. En este caso será necesario acoplar en paralelo la cámara a un telescopio que nos permite hacer seguimiento de la Luna (la montura ecuatorial es recomendable). Esta técnica se denomina piggy-back y permite mejorar mucho los resultados.
Un problema que nos puede surgir, sobre todo si queremos hacer posteriormente un montaje con varias fotografías de diferentes instantes del eclipse, es logar unos resultados homogéneos. En tal caso, obviamente deberíamos emplear la misma focal en todas las tomas, pero también deberemos tener en cuenta las diferentes iluminaciones de la Luna a lo largo del eclipse. Inicialmente la Luna estará en fase llena, y si habéis probado a fotografiarla, os habréis dado cuenta que es el peor momento para retratar a nuestro satélite. La intensa luminosidad lunar junto con la posición lunar respecto a la Tierra y el Sol hace que los cráteres no proyecten apenas sombra, excepto en la proximidad del limbo. Si queremos capturar estos detalles nos veremos obligados a aumentar el tiempo de exposición, pero dicho aumento del tiempo de exposición causará un resultado nefasto por la sobreexposición que quedaría resultante. La mejor forma de enfrentarnos a esta situación es practicar el día antes con la Luna en fase casi llena, con diferentes configuraciones de tiempos y sensibilidad, y así obtener conclusiones.

Eclipse de Luna

De todos modos, y dado que hoy en día, con las cámara digitales no tenemos [prácticamente] límite al número de imágenes que podemos tomar, lo recomendable es sacar fotografías del eclipse al menos cada cuarto de hora, y en cada ocasión tirar, por ejemplo 5 fotografías, con diferentes valores de exposición y sensibilidad -luego, descartaremos las menos vistosas-.
Otra forma de evitar este problema, aunque ya supone un desembolso económico, es adquirir un filtro neutro para el objetivo, de modo que logramos reducir el exceso de luz. No obstante, la práctica y experiencia te permitirá evitar usar este tipo de filtro.
Tengo la cámara y el telescopio
Si tienes telescopio, tanto si es con montura acimutal como ecuatorial, podrás realizar estupendas tomas del eclipse. Evidentemente la montura acimutal te obligará a usar tiempos de exposición breves -forzar la sensibilidad- pues no compensa el movimiento de rotación terrestre. El momento más complicado será durante el máximo del eclipse, donde se necesitan tiempos de exposición mayores. Si tienes montura ecuatorial la situación se simplifica mucho, pues el seguimiento es mucho más sencillo, sobre todo si tiene seguimiento automático usando el motor en ascensión recta.
Si tu cámara es compacta, los resultados no serán tan buenos como los obtenidos con la cámara réflex, pues como ya apuntamos anteriormente, no nos permite configurar gran cantidad de parámetros. Para acoplarla al telescopio existen adaptadores que permiten situarla alineada con la salida del ocular del telescopio y cuyo precio es asequible (sobre los 50 euros). Con cámara compacta la fotografía se hace usando ocular. Lo ideal es que en la imagen se vea el disco lunar completo. Este mismo consejo es también para cámaras réflex. no obstante, también es interesante probar con imágenes con más aumento para recoger detalles concretos.
Cámara réflex sobre telescopio

Si la cámara es réflex, también la usaremos en modo manual. La fotografía la haréis sin ocular, desmontaréis el objetivo y acoplaréis el cuerpo de la cámara al portaocular con el correspondiente adaptador. Esta técnica se denomina fotografía a foco primario. El tamaño de la imagen resultante dependerá de la longitud focal del telescopio. Si necesitáis mayor tamaño se puede recurrir a las llamadas lente Barlow (por ejemplo las Barlow 2x multiplican por dos la focal del telescopio, aunque oscurecen la imagen) y si necesitáis reducirlo se pueden usar los reductores de focal.

Si vuestro telescopio tiene una relación focal muy alta, es recomendable intentar capturar una imagen de menor tamaño, pero más nítida y brillante. A medida que la imagen es mayor, ésta se vuelve más oscura y nos obliga a usar mayores tiempos de exposición. Recordad que los tiempos de exposición mayor obligan a que la cámara esté más tiempo estable y por lo tanto es más probable que cualquier turbulencia atmosférica o un golpe accidental en el trípode, arruinen la fotografía. En este sentido es muy recomendable usar un disparador remoto y evitar el contacto manual con la cámara. Si no lo tenéis, podéis programar el temporizador de la cámara.
Tengo una CCD o webcam para imagen planetaria
Si tienes una CCD o webcan para imagen planetaria seguramente seas ya usuario avanzado y pocos nuevos consejos te podremos dar. Se pueden tomar imágenes individuales, aunque lo mejor es capturar en modo continuo o vídeo, y posteriormente procesarlo con programas con RegiStax, que se quedará con los mejores frames. Algo característico de este tipo de captura de imágenes es el alto aumento debido a lo pequeño que suele ser el chip.
Los tiempos de exposición
Los tiempos de exposición, como hay hemos comentado, son críticos para obtener buenos resultados y no quedarnos con fotografías o muy oscuras o muy brillantes. Básicamente podemos jugar con dos parámetros para obtener la imagen adecuada: el tiempo de exposición y la sensibilidad (ISO). Es bastante difícil acertar, y la práctica y experiencia nos acabará mostrando la mejor configuración. Sin embargo, aquí os incluimos una tabla donde podéis ver los tiempos de exposición (en segundos) adecuados, para cada etapa del eclipse (fase llena, 25%, 50% y totalidad -en función de la escala de Danjon-) y en función de la relación focal usar (f/) y la sensibilidad (ISO). 

Tabla tiempos exposicion fotografia eclipse luna

Si la fotografía es con objetivo, la relación focal es la de la cámara y esta se puede cambiar en su correspondiente anillo. Si acopláis la cámara al telescopio, la relación focal es la del telescopio y por lo tanto fija, salvo que usemos una lente Barlow o un reductor de focal. Para evitar los problemas propios de la turbulencia o errores de seguimiento (sobre todo si usas solamente trípode o montura acimutal) es adecuado bajar el tiempo de exposición, aumentando la sensibilidad o la relación focal. 
Como ya hemos comentado, lo mejor es la práctica y tirar varias imágenes con diferentes configuraciones. Hace años, antes de las cámaras digitales, todo era bastante más complicado, pues estabas limitado por el carrete de hasta 36 exposiciones -y su correspondiente coste de revelado- y desconocer el resultado hasta el día siguiente. Ahora la tecnología nos permite obtener mejores resultados de modo más sencillo.

 

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.

En muchas ocasiones, uno se pregunta cual es el límite al que puede llevar su telescopio. Para ello hay unas sencillas fórmulas para calcularlo, si bien tendremos que tener en cuenta varias cosas.

Calcular la relación focal:
– Este parámetro nos indica como de luminoso es nuestro instrumento. Normalmente los telescopios refractores suelen tener valores superiores a 10, mientras que los reflectores un valor inferior a 10. Los catadriópticos suelen estar sobre 10. Para calcularlo necesitamos conocer la longitud focal del telescopio así como el diámetro de la lente principal (ambos en mm):
      Relación Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm] 
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de espejo principal y focal de 1200 mm: f/d=1200/203=5,9

Calcular los aumentos:
– Este valor depende el ocular. Así, si conocemos la focal del ocular en mm podemos calcular los aumentos que proporciona:
      Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm] 
Ejemplo: Ocular de 25 mm en un telescopio de focal de 1200 mm: A=1200/25=48 aumentos
Calcular los máximos aumentos:
– Este parámetro, es muy relativo, dado que si bien depende del diámetro, alcanzarlos puede ser complicado y frustrante. A más aumentos, se pierde nitidez, y en particular, si los oculares y/o óptica no es de alta calidad, la imagen se degrada mucho.
      Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D  [mm]
Ejemplo: Telescopio de 80 mm de diámetro de lente: Amax=2,3×80=184 aumentos. De este modo si es un refractor de 1000 mm de focal necesitará un ocular de 6 mm para aproximarse (167 aumentos). Sin embargo si su focal es de 600 mm el ocular debería ser de 3,5 mm (171 aumentos). En este segundo caso, oculares de esta focal suelen ser muy caros. Si la calidad del ocular es baja será una completa decepción la observación a estos aumentos. A todo esto tenemos que tener en cuenta que a más aumentos más fácil es notar las vibraciones y fallos de la montura. Tenemos que tener cuidado especial con esos instrumentos que siendo refractores de 60 mm se anuncian con 500 aumentos: solo lo logran con oculares de muy baja focal y lentes barlow de mala calidad.
Calcular la resolución:
– La resolución es la capacidad de “separación” que tiene el telescopio (en segundos de arco) y lo podemos calcular conociendo el diámetro del instrumento en pulgadas (1 pulgada=25,4mm). Es un valor límite que únicamente lo lograremos con una buena óptica y baja turbulencia:
      Resolución: R [“] = 4,56 / D [pulgadas]
Ejemplo: Telescopio de 114 mm de diámetro de lente: 114 mm=4,48″. R[“]=4,56/4,48=1,01”. Así, en buenas condiciones de turbulencia podremos, por ejemplo, ver las componentes de una estrella doble cuya distancia sea de 1,01″ de forma separada. Sin embargo, si su separación es 0,9″, las veremos “pegadas”.
Calcular la magnitud límite:
– Este valor el la estrella más débil que podemos observar con el telescopio, sin embargo, nuevamente depende de la calidad óptica y de la calidad del cielo. Sabiendo el diámetro de la lente principal en cm lo podemos calcular:
      Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de lente: M=7,5+5.Log(20,3)=14,0. Telescopio de 125 mm de diámetro de lente: M=7,5+5Log(12,5)=12,9. De este modo si queremos observar un asteroide cuyo brillo es 13, con el primer telescopio y buenas condiciones, podremos observarlo, pero con el segundo no.