lunes, 10 de abril de 2017

NOTICIAS ASTRONÓMICAS 10-04-17





Posted: 03 Apr 2017 07:18 AM PDT



Crédito: Apostolos Christou
El planeta Marte comparte su órbita con un puñado de pequeños asteroides llamados troyanos. Ahora un equipo internacional de astrónomos, empleando el Very Large Telescope instalado en Chile, ha encontrado que la mayoría de estos objetos comparten una composición común: son probablemente los restos de un mini-planeta que fue destruido por una colisión hace mucho tiempo. Los resultados aparece publicados en la Royal Astronomical Society.
Los asteroides troyanos orbitan en los puntos de Lagrange de los planetas.



Crédito: Wikipedia
Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, solo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como son en este caso Marte y el Sol. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Es decir, los asteroides se mueven a la misma distancia media del Sol que el planeta Marte, pero atrapados en un ángulo seguro de 60 grados por delante y por detrás del planeta rojo. El punto de Lagrange que precede al planeta es el L4, mientras que el que va por detrás en su órbita es el L5.
Posted: 30 Mar 2017 11:00 AM PDT



La característica conocida como Ina, vista por el Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA, fue probablemente formada por una erupción de mullidas "espumas magmáticas", según muestran nuevas investigaciones. Crédito: NASA / GSFC / ASU
La tripulación del Apolo XV, mientras viajaba en órbita alrededor de la Luna en 1971, fotografió una extraña característica geológica, una depresión en forma de D de aproximadamente dos millas de largo y una de ancho que ha fascinado desde entonces a los científicos planetarios. Algunos han sugerido que este rasgo, conocido como Ina, es la evidencia de una erupción volcánica ocurrida en la Luna en los últimos 100 millones de años, 1.000 millones de años después de que cesara la mayor parte de la actividad volcánica lunar.

Pero una nueva investigación dirigida por geólogos de la Universidad Brown sugiere que Ina no es tan joven después de todo. El análisis, publicado en la revista Geology, concluye que la característica fue realmente formada tras una erupción ocurrida hace alrededor de 3.500 millones de años, contando por lo tanto aproximadamente con la misma edad que los depósitos volcánicos oscuros que vemos en los alrededores. Es el tipo peculiar de lava que surgió de Ina la que ayuda a esconder su edad, dicen los investigadores.
"Creemos que Ina no se ha formado en un pasado geológico reciente", comentó Jim Head, coautor del artículo y profesor del Departamento de Tierra, Medio Ambiente y Ciencias Planetarias de Brown. "El modelo que hemos desarrollado para la formación de Ina lo coloca firmemente dentro del período de actividad volcánica máxima en la Luna hace varios miles de millones de años".
Ina se sienta cerca de la cumbre de un montículo suavemente inclinado de roca basáltica, llevando a muchos científicos a concluir que era probablemente la caldera de un volcán lunar antiguo. Pero su antigüedad no estaba clara. Mientras que los flancos del volcán se databan en mil millones de años, la caldera de Ina parecía mucho más joven. Una muestra de la juventud es su aspecto brillante con respecto a sus alrededores. El brillo sugiere que Ina no ha tenido tiempo de acumular tanto regolito, la capa de roca suelta y polvo que se acumula en la superficie con el tiempo.
Luego están los montículos distintivos de Ina que dominan el paisaje dentro de la caldera. Los montículos parecen tener mucho menos cráteres de impacto en comparación con el área circundante, otro signo de juventud relativa. Con el tiempo, se espera que una superficie acumule cráteres de varios tamaños a tasas bastante constantes. Así que los científicos utilizan el número y el tamaño de los cráteres para estimar la edad relativa de una superficie. En 2014, un equipo de investigadores realizó un cuidadoso recuento de cráteres en los montículos de Ina y concluyó que debían de estar formados por lava que salió a la superficie en los últimos 50 a 100 millones de años.



Una imagen en relieve (rojo y amarillo indican una elevación más alta) muestra los montículos volcánicos de Ina que se elevan desde el suelo de la caldera. Crédito: NASA / GSFC / ASU
"Fue un hallazgo realmente desconcertante", dijo Head. "Creo que la mayoría de la gente está de acuerdo en que el volcán Ina se formó hace miles de millones de años".
Los investigadores observaron volcanes bien estudiados en la Tierra que podrían ser similares a Ina. Ina parece ser un cráter de un volcán escudo, una montaña suavemente inclinada similar al volcán Kilauea en Hawai. Kilauea tiene un cráter de pozo similar a Ina conocido como el cráter Kilauea Iki, que estalló en 1959.
A medida que la lava de esa erupción se solidificó, creó una capa de roca altamente porosa dentro del pozo, con vesículas subterráneas de hasta tres pies de diámetro y un espacio vacío de la superficie tan profundo como dos pies. Esa superficie porosa, dicen Head y sus colegas, es creada por la naturaleza de la lava erupcionada en las últimas etapas de eventos como éste. A medida que el suministro de lava subsuperficial comienza a disminuir, entra en erupción como "espuma magmática", una mezcla burbujeante de lava y gas. Cuando esa espuma se enfría y solidifica, forma una superficie altamente porosa.
Los investigadores sugieren que una erupción en Ina también habría producido espuma magmática. Y debido a la disminución de la gravedad de la Luna y a la atmósfera casi ausente, la espuma lunar habría sido aún más esponjosa que en la Tierra, por lo que se espera que las estructuras del interior de Ina sean aún más porosas que en la Tierra.





Una erupción en Kilauea Iki en 1959 fue probablemente similar a la erupción que formó Ina en la Luna. Crédito: USGS
Una superficie altamente porosa, según los investigadores, permitiría que la roca suelta y el polvo se filtrasen en el espacio vacío de la superficie, haciendo que parezca que se ha acumulado menos regolito. Ese proceso se perpetuaría por la agitación sísmica en la región, gran parte de la cual es causada por los impactos de meteoros en curso. "Es como golpear en el lado de un tamiz para hacer pasar la harina", dijo Head. "El regolito es empujado hacia los agujeros en lugar de asentarse en la superficie, lo que hace que Ina parezca mucho joven".
La porosidad también podría desviar los recuentos de cráteres. Experimentos de laboratorio utilizando un cañón de proyectil de alta velocidad han demostrado que los impactos en objetivos porosos generan cráteres mucho más pequeños. Debido a la extrema porosidad de Ina, dicen los investigadores, sus cráteres son mucho más pequeños de lo que normalmente serían, y muchos cráteres podrían no ser visibles en absoluto. Eso podría alterar drásticamente la estimación de la edad derivada de los recuentos de cráteres.
Los investigadores estiman que la superficie porosa reduciría en un factor de tres el tamaño de los cráteres en los montículos de Ina. En otras palabras, un impactador que haría un cráter de 100 pies de diámetro en la roca madre de basalto lunar haría un cráter de un poco más de 30 pies en un depósito de espuma. Teniendo en cuenta esa relación de escalamiento, el equipo obtiene una edad revisada para los montículos de Ina de unos 3.500 millones de años. Eso es similar a la edad de la superficie del escudo volcánico que rodea a Ina, y coloca su actividad dentro del marco temporal del vulcanismo común en la Luna.
Los investigadores creen que este trabajo ofrece una explicación plausible para la formación de Ina sin tener que invocar la desconcertante pausa de mil millones de años en la actividad volcánica.
"Creemos que las características del aspecto joven en Ina son la consecuencia natural de las erupciones de espuma magmática en la Luna", dijo Head. "Estos relieves creados por estas espumas simplemente parecen mucho más jóvenes de lo que son".

Fuente: Phys.org
Posted: 29 Mar 2017 10:30 PM PDT


Mañana, durante las primeras horas de la noche, podremos ver a la Luna muy cerca de los cúmulos estelares de las Híades y las Pléyades. Nuestro satélite, con una fase de pocos días, permitirá que los astro-fotógrafos capten la instantánea sin dificultad. Pero si no tenéis una cámara reflex, no os preocupéis porque lo más bonito es ver a simple vista este evento.

Los mapas han sido generados con el programa gratuito Stellarium.




Alrededor de Júpiter se han encontrado 6.000 troyanos, y alrededor de Neptuno 10. Se cree que datan de los primeros tiempos del Sistema Solar, cuando la distribución de los planetas y de los otros cuerpos menores de nuestro sistema era diferente de la actual.
Marte es hasta ahora el único planeta telúrico en el que se han encontrado asteroides troyanos en órbitas estables. El primer troyano del planeta rojo fue descubierto hace más de 25 años en L5 y se llama Eureka, en referencia a la famosa exclamación de Arquímedes. Hoy se conocen 9, y aunque parezca una cifra irrelevante si la comparamos con los cuerpos localizados en los puntos de Lagrange de Júpiter, en realidad, nos encontramos ante una estructura que no se ve en otro lugar del Sistema Solar.
Para empezar, todos los troyanos, excepto uno, se encuentran en el punto Lagrange L5.  Es más, las órbitas de todos, excepto de uno de los 8 Troyanos de L5, se agrupan alrededor de Eureka. La causa de la distribución irregular de estos objetos todavía no ha sido aclarada, aunque hay un par de teorías. En un primer escenario propuesto, una colisión rompió un precursor de un asteroide en el punto L5, lo que generó los fragmentos que forman el grupo que observamos hoy. Otra posibilidad es que un proceso llamado fisión rotacional provocara que un proto-Eureka se fragmentara. Cualquiera que sea la causa, la agrupación sugiere con mucha probabilidad que los asteroides de esta "familia Eureka" formaban parte de un solo objeto o un cuerpo progenitor. Aunque la evidencia circunstancial de esta hipótesis es fuerte, la prueba que quedaba por realizar era si estos cuerpos comparten una composición común o no. Afortunadamente, esto se puede investigar midiendo la luz del Sol reflejada en la superficie del asteroide, en otras palabras, obteniendo su espectro.
Para ello, un equipo internacional de astrónomos dirigidos por Apostolos Christou y Galin Borisov del Observatorio de Armagh en Irlanda del Norte, utilizaron el espectrógrafo X-SHOOTER montado en "Kueyen", a principios de 2016, para registrar los espectros de dos asteroides que pertenecen a la familia Eureka, 311999 y 385250. Analizando los espectros, encontraron que ambos objetos poseen una composición similar. El hallazgo muestra que estos asteroides están compuestos principalmente de olivino, un mineral que se forma típicamente en objetos mucho más grandes bajo condiciones de alta presión y temperatura, lo que significa que estos asteroides son probablemente restos materiales del manto perteneciente a un mini-planeta o planetesimal que, como la Tierra, desarrolló corteza, manto y núcleo a través del proceso de diferenciación pero, en este caso, el cuerpo fue destruido por una o más colisiones.


Christou señala que "existen muchas otras familias en el Cinturón de Asteroides situado entre Marte y Júpiter, e incluso entre los troyanos de Júpiter, pero ninguna está formada por estos asteroides compuestos por olivino". Esto se relaciona con el llamado problema del manto desaparecido: es decir, si se suma la masa de los diferentes minerales presentes en el Cinturón de Asteroides y particularmente aquellos que se cree que son pedazos de asteroides disgregados y diferenciados, hay un déficit de material procedente del manto de antiguos cuerpos, si lo comparamos con respecto al material encontrado procedente de la corteza y el núcleo de los mismos.
Aunque el descubrimiento de esta familia dominada por olivinos no proporciona una solución final al problema del manto que falta, muestra que el material del manto estuvo presente cerca de un joven Marte en la historia temprana del Sistema Solar. Como explica Christou: "Nuestros hallazgos sugieren que tal material ha participado en la formación de Marte y quizás su vecino planetario, nuestra propia Tierra".


Posted: 05 Apr 2017 07:29 AM PDT


No os perdáis el vídeo que acaba de publicar la NASA sobre el gran final de la misión Cassini.

Posted: 05 Apr 2017 07:24 AM PDT


Un asteroide del tamaño de un automóvil se acercará hoy a tan sólo 16.300 km de la Tierra.
El visitante celestial de 3.6 metros de diámetro, denominado GM 2017, viaja a 18.5 kilómetros por segundo con respecto a la Tierra. Científicos del Mount Lemmon Survey en Arizona descubrieron el asteroide ayer mismo.
Tras analizar su órbita, los científicos han calculado que el pequeño asteroide probablemente pasó por última vez cerca de la Tierra en marzo de 1961, pero a una distancia mayor que la actual, a unas 93 veces la distancia media de la Tierra-Luna. Después se alejó, hasta las órbitas de Marte y Venus, para finalmente regresar de nuevo a nuestro planeta. Es el quinto objeto en acercarse a la Tierra este mes, siendo este encuentro el más cercano, según los datos de la NASA.
GM 2017 se acercará más a la Tierra que los satélites de órbita terrestre más alta.
Fuente: Space.com



Posted: 06 Apr 2017 08:07 AM PDT


Hoy he decidido escribir este post tras responder ayer a numerosas dudas sobre el artículo Un asteroide descubierto ayer pasará hoy a tan sólo 16.300 kilómetros de la Tierra.
Cuando ayer decidí escribir este pequeño artículo, no pensé en relacionar este evento con el que los medios de comunicación andan anunciando estos días, y no de la mejor manera. Por ejemplo, en la imagen inferior os muestro un pantallazo de la web actualidad.rt:





¿Inquietante fenómeno? En el mismo artículo también se pude leer "el desenlace del drama". Emplear este tipo de lenguaje morboso genera desinformación. No voy a mencionar más webs porque no quiero centrarme en ello, pero también me parece censurable que esta noticia se ilustre con imágenes apocalípticas que no se corresponden con la realidad.
Bien, la primera duda que tuve que responder (en más de diez ocasiones, por cierto) fue la de dar fuentes verídicas del descubrimiento. Algunos lectores opinaron que la noticia era falsa porque el cuerpo era más grande y pasaba más lejos de lo que yo indicaba.
En primer lugar, creo que la inmensa mayoría de los que opinaron así no leyeron el artículo, quedándose sólo con el titular. Y lo que pasó fue que confundieron el paso cercano del día 19 con el que realizó ayer GM 2017. Yo por mi parte, lo que hice fue enlazarles directamente a la NASA, JPL y otras webs son de interés para que comprobaran que el descubrimiento era verdadero. Entonces, para mi sorpresa, dos lectores insistieron en que la noticia era falsa, porque según sus argumentos no podían pasar dos asteroides tan cerca en tan poco tiempo. Mi respuesta fue simple: pantallazo de spaceweather.com (ilustración inferior).




En esta tabla se recogen los pasos cercanos durante la mayor parte del mes de abril. Como podéis comprobar, GM 2017 ¡existe! Y no sólo eso, durante un mes se puede dar muchos pasos cercanos. Y si además, sois asiduos de esta página y la consultáis a menudo podréis comprobar cómo en ocasiones se añaden nuevos objetos que han pasado cerca de la Tierra ¡el día anterior!
Y aquí ya sólo me quedó un lector que seguía protestando y me dijo que vale, que GM 2017 existía, pero que mis datos eran erróneos. Le pedí fuentes que lo confirmaran, porque como ser humano yo también me equivoco y quería comprobarlo. Todavía estoy esperando.
Por otra parte, se abrió el debate de que un cuerpo no podía pasar tan cerca de la Tierra sin impactar. En la ilustración inferior podéis ver una tabla sacada de la mismísima wikipedia en la que se recogen los pasos cercanos de los últimos años. Tenéis la misma información en otras webs más serias, pero he decidido añadir esta tabla porque vienen las distancias en LD (distancias lunares), que es como mejor las entendemos. ¡El 12 de octubre tendremos un paso todavía más cercano que el de ayer!



En el caso de los cuerpos pequeños de pocos metros como GM 2017 es habitual que se descubran pocas horas antes o después de su máxima aproximación. Debido a esto, algunos lectores manifestaron preocupación por un posible impacto. El potencial destructor de un cuerpo no sólo tiene que ver con su tamaño, sino también con su composición y su trayectoria.
¿Qué daño puede hacer un cuerpo de 6 metros de diámetro? Es difícil saberlo si no se conoce bien el cuerpo como he indicado antes, pero para hacernos una idea vamos a recordar el bólido de Chelyabinsk. Los científicos estimaron que el cuerpo progenitor tenía unos 17 metros de diámetro y sólo hubo heridos por la onda expansiva.
En este artículo: La escala de Turín: clasificación del peligro de impacto de objetos cercanos a la Tierra, tenéis información sobre el grado de peligrosidad de los cuerpos que se acercan a la Tierra.
Otra cuestión planteada fue la de observar estos pasos con binoculares. Desgraciadamente estos cuerpos son muy débiles por lo que se necesita un equipo profesional en la mayoría de los casos, o un buen instrumento amateur. Pero no unos binoculares. Ha habido pasos brillantes, y los habrá. Si hay un sobrevuelo brillante se anunciará.
En resumen, el descubrimiento de cuerpos cercanos a la Tierra está en auge y es muy dinámico, por lo que si os interesa os recomiendo seguir páginas como spaceweather.
Posted: 05 Apr 2017 10:30 PM PDT




41P/Tuttle-Giacobini-Kresak. Crédito: Fran Sevilla
Este mes de abril podemos ver tres cometas brillantes: C/2017 E4 (Lovejoy), C/2015 ER61 (PANSTARRS), y 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak.



1) 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak.
El mapa para su localización durante los próximos días es:


Como podéis comprobar, el cometa se encuentra en la zona circumpolar por lo que es visible toda la noche en el hemisferio norte. Las magnitudes previstas para 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak son:
Día 1: mag. 6.8
Día 15: mag 6.8
Días 28: mag 7.6


2) C/2017 E4 (Lovejoy)

Las magnitudes previstas para C/2017 E4 (Lovejoy) son:
Día 1: mag. 7.4
Día 15: mag 6.1
Días 28: mag 6.9
3) C/2015 ER61 (PANSTARRS)




Las magnitudes previstas para C/2015 ER61 (PANSTARRS) son:
Día 1: mag. 8.2
Día 15: mag 7.6
Días 28: mag 7.4
Las magnitudes previstas para los cometas han sido consultadas en: http://cometografia.es/
Guía para la observación de los cometas
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.
¿Con que instrumento observo un cometa?
A todos nos encantaría que fuesen visibles a simple vista, pero los prismáticos son los instrumentos de observación ideales para los cometas brillantes. 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.




Crédito: Fran Sevilla
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 10x50, que daría un cociente de 5, o uno de 11x80, que daría 7,2, serían buenas elecciones. Sin embargo sería una mala elección un prismático de 20x50, 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. Crédito: Fran Sevilla
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)
El 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

Astronomía para pintar

Posted: 08 Apr 2017 08:03 AM PDT


 Como los más pequeños de la casa van a tener unos días libres, he pensado que sería una buena idea publicar una serie de artículos para ellos. En el primer post he recopilado algunos dibujos en blanco y negro para que los más pequeños de la casa puedan colorearlos.













Seguro que los papás y mamás también se animan a pintar con sus hijos.


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