sábado, 6 de mayo de 2017

7 de mayo: la Luna y Júpiter, una bonita pareja.

ACTUALIZACIÓN

Presente aquí un par de fotografías realizadas en la noche del 7 de mayo. Las fotografías fueron realizadas con una cámara Canon EOS70D acopladas a un refractor Borg de 36mm.

La Luna y Júpiter y detalle de sus satélites - ISO800 - 1/800 segundos

Los satélites de Júpiter bajo la fulgurante luz de una Luna casi llena (ISO800 - 0.4 segundos)



-- Texto de la entrada original --

Aspecto general de la bonita pareja entre la Luna y Júpiter

En la noche del próximo domingo 7 de mayo, podremos observar a la Luna y Júpiter bien cercanos en el cielo. La Luna estará iluminada un noventa y dos por ciento, casi Llena, y estará separada del  planeta Júpiter algo menos que un grado y medio de campo en la constelación de Virgo. Su separación será equivalente a tres veces el diámetro de la Luna Llena. 

La Luna y Júpiter en la constelación de Virgo. La estrella cercana a ellos es Spica


Aunque la fotografía será algo costosa por el brillo lunar, es una excelente oportunidad para distinguir al planeta Júpiter para aquellas personas que nunca hayan tenido la oportunidad de observarlo más aún cuando no se requiere más que nuestros propios ojos para conseguirlo.


Configuración de los satélites de Júpiter para la noche del 7 de mayo

Pero si tenemos a mano unos prismáticos o un pequeño telescopio, además de poder observar los accidentes lunares (como el impresionante cráter Aristarco del que ya se habló en esta entrada) podremos observar los satélites de Júpiter perfectamente dispuesto para nuestro deleite tal y como se muestra en la imagen superior.

Situación del cráter Aristarco, un faro en el disco lunar

No dejemos de observar estos dos cuerpos celestes juntos en el cielo, si ya de por si son bellos, aún más haciendo pareja.



viernes, 5 de mayo de 2017

Los Satélites de Júpiter

Los Satélites de Júpiter

Sidereus Nuncius
He aquí el séptimo día de enero del presente año de mil seiscientos diez, a la hora primera de la consiguiente noche, mientras contemplaba con el anteojo los astros celestes, apareció Júpiter. Disponiendo entonces de un instrumento sobremanera excelente Disponiendo entonces de un instrumento sobremanera excelente, percibí (cosa que antes no me había acontecido en absoluto por la debilidad del otro aparato) que lo acompañaban tres estrellitas, pequeñas sí, aunque en verdad clarísimas; las cuales, por más que considerase que eran del número de las fijas, me produjeron cierta admiración por cuanto que aparecían dispuestas exactamente en una línea recta paralela a la Eclíptica, así como más brillantes que las otras de magnitud pareja. Su disposición mutua y respecto a Júpiter era:

Oriente * * O * Occidente






Esta fue la primera observación de los satélites del planeta Júpiter. Fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 y la he reproducido de su libro Sidereus Nuncius: El Mensajero Sideral. 

Cualquier aficionado con un pequeño telescopio puede seguir la evolución de los movimientos de los satélites alrededor del planeta gigante. Pero también podemos observar unos curiosos fenómenos que, sin duda, nos fascinarán.


LOS CUATRO SATÉLITES "GALILEANOS"

Si no fuera por la cercanía al planeta Júpiter, los satélites serían visibles a simple vista desde un lugar apartado de la contaminación lumínica, pero el resplandor del gigante gaseoso lo impide. Sus diámetros aparentes no llegan, en el mejor de los casos, a los 2 segundos de arco por lo que la posibilidad de observarlos como discos se alcanza con telescopio de al menos 20 centímetros de diámetro. Lo que si es posible es observarlos puntual y cómodamente con cualquier instrumento y por supuesto desde la ciudad. Veamos algunos datos básicos sobre los cuatro satélites principales de Júpiter que nos pueden guiar en la observación. El número romano entre paréntesis es el orden que tiene los satélites con respecto a su propia cercanía al planeta y será usado en las efemérides que luego explicaremos. Por su parte la máxima elongación está referida a diámetros de Júpiter, así, Io no se distancia más allá de tres diámetros de Júpiter, ya sea al Este o al Oeste.



El satélite Ganímedes es el más grande de los satélites del Sistema Solar. Con sus 5300 kilómetros supera incluso el tamaño del planeta Mercurio.


LOS FENÓMENOS CLÁSICOS

Los movimientos de los satélites de Júpiter a lo largo de sus órbitas generan una serie de fenómenos celestes dignos de ser observados y estudiados. Aquellos en los que intervienen los satélites con el planeta son denominados Fenómenos Clásicos y los que se suceden entre los satélites entre sí, Fenómenos Mutuos. Realmente los más interesantes hoy en día y que aún siguen requiriendo observaciones son los segundos, pero la observación de los Fenómenos Clásicos no está exenta de interés y por supuesto de belleza. En éste caso son los que vamos a tratar.

Los Fenómenos Clásicos son cuatro:

1.- Ocultaciones de los satélites por parte del planeta Júpiter. Para un observador situado en el punto T1 de la figura inferior, el satélite S1 no aparece visible estando ocultado al interponerse Júpiter en la línea de visión del observador.

2.- Eclipse de los satélites por parte de la sombra de Júpiter. El observador, situado en T2 no puede observar al satélite S2 pues éste se haya inmerso en la sombra proyectada por Júpiter.

3.- Tránsito de los satélites por delante del disco del planeta. En éste caso un observador que observa desde el punto T3 observa como el satélite S3 pasa por delante del disco del planeta.

4.- Tránsito de la sombra del satélite por delante del disco del planeta. En éste caso el observador observa como la sombra creada por la luz del Sol se proyecta sobre el disco de Júpiter.


Configuración de los Fenómenos Clásicos de Júpiter (Diagrama, GEA)

De estos cuatro fenómenos el que es más asequible para la observación con instrumentos modestos es el segundo: el eclipse de los satélites por la sombra del planeta. Esto se debe a que las ocultaciones y los tránsitos ocurren muy cerca del limbo iluminado del planeta. Históricamente el astrónomo danes Ole Romer determinó la primera medida de la velocidad de la luz en 1676 usando los eclipses del satélite Io por parte de la sombra de Júpiter.


EFEMÉRIDES DE LOS FENÓMENOS CLÁSICOS

Se presentan aquí todas las efemérides de los fenómenos clásicos de los satélites de Júpiter facilitadas por el Observatorio de Paris y recogidas por la revista Sky & Telescope. Las horas están expresadas en Tiempo Universal, esto es, para obtener la hora local en la Península Ibérica hay que añadirle una hora en invierno y dos en verano; y ninguna hora y una hora si observamos desde las Islas Canarias. Las efemérides aparecen en inglés pero son de fácil comprensión. De cualquier forma solo tenemos que tener en cuenta las siguiente leyenda:



Por ejemplo, el 9 de mayo a las 21:40 TU (Tiempo Universal) o sea a las 23:40 horas locales en el horario actual, aparece la leyenda "III.Oc.D" que significaría que el satélite III, Ganímedes, desaparece, iniciándose así una ocultación detrás del planeta Júpiter. Unas horas más tarde, a las 23:58 TU o 01:58 horas locales ya de la madrugada del día 10, tenemos la inscripción "III.Oc.R" que significaría que el satélite III, Ganímedes, reaparece de un eclipse provocado por la sombra de Júpiter.



OBSERVACIÓN DE LOS ECLIPSES

Es interesante que tengamos un reloj sincronizado con unas señales horarias fieles, en el caso de Radio Nacional de España suele ser así, pero podemos hacerlo también a través de internet sincronizando el reloj de nuestro ordenador con el del USNO (United States Naval Observatory), en éste enlace. Pues bien una vez que tenemos nuestros relojes en hora, (aconsejo el uso de un cronómetro) procederemos a observar el fenómeno unos seis o siete minutos antes de lo señalado por las efemérides. 

Inicialmente observaremos al satélite sin problemas, mostrando su brillo habitual para después desaparecer paulatinamente. En ese momento en el que dejamos de observarlo detendremos el cronómetro o anotaremos la hora con un precisión de 1 segundo. En las reapariciones, lo aconsejable es saber por qué parte de al lado del disco de Júpiter aparecerá el satélite (ojo, no del disco). Yo aconsejo hacer la simulación con algunos programas como por ejemplo el ya citado aquí, Stellarium. De ésta forma estaremos atentos a percibir la primera luz del satélite y ese será el momento en el que deberemos obtener la hora.

Durante los años 80 y 90 muchos aficionados observamos este tipo de fenómenos, realizando millares y millares de observaciones  en todo el mundo que ayudaron a construir unas efemérides que han ayudado a comprender mejor todos los movimientos del sistema joviano de cara las misiones espaciales que posteriormente se enviaron. A comienzos del próximo otoño volveremos a centrarnos en los satélites de Júpiter, ésta vez para tratar los fenómenos mútuos. Pero hasta entonces la danza de los satélites de Júpiter y sus fenómenos clásicos es un espectáculo que ningún aficionado debe perderse. 

jueves, 20 de abril de 2017

Hale Bopp: 20 años de un gran cometa

El cometa Hale-Bopp fotografiado el 7 de abril de 1997



Hace 20 años de esta fotografía. Se trata del Cometa Hale-Bopp que alcanzó su máxima aproximación al Sol en abril de 1997. Durante los meses previos había brillado bastante, fue fácilmente observable por los habitantes del hemisferio norte y su observación no pasaba desapercibida desde los ya contaminados cielos de una ciudad como Sevilla. Las dos colas que pueden apreciarse en la foto también eran notablemente visibles. Muy extensas, unas 40 veces el diámetro de la Luna Llena. 

He visto en mis observaciones que, en la fecha de la fotografía, bajo la constelación de Perseo, la magnitud que le estimé fue de 0. ¡Tan brillante como la estrella Vega! La cola de polvo, la más brillante se la medí visualmente ocupando 12 grados y algo menos la de gas (9 grados).

Aún recuerdo ese cometa que fue el posterior al magnífico Hyakutake del año 1996. Y aún recuerdo esa fantástica sensación de quedarme admirando los cielos que sigo teniendo intacta desde mucho antes que hiciera esa fotografía.

jueves, 6 de abril de 2017

Friedrich Argelander y el brillo de las estrellas



Cuando me inicié en la Astronomía empezaron a interesarme un tipo de estrellas cuyo brillo cambiaba con respecto al tiempo. Este tipo de estrellas, que me siguen fascinando y las sigo observando, se denominan estrellas variables. Por entonces, lo más fascinante para un joven de 16 años es que podía medir el brillo de las estrellas con un método fácil y que, además, me permitía contribuir activamente con la Astronomía en el conocimiento de este tipo de estrellas. El método que permitía medirlo se lo debo al astrónomo alemán Friedrich Argelander.

Friedrich Wilhelm Argelander nació un 22 de marzo de 1799 en la localidad de Memel, en la provincia de Klaipeda, por entonces perteneciente a Prusia y actualmente a Lituania. Su interés por la Astronomía le vino de la mano de Friedrich Bessel quien era el director del Observatorio Astrónomico de Kaliningrado y profesor de la Universidad de dicha ciudad. El mismo Bessel le consiguió un trabajo a Argelander en el observatorio finés de Turku en el año 1823 después de que éste último se doctorase tras realizar unas revisiones de observaciones del astrónomo John Flamsteed. Posteriormente también consiguió plaza en la Universidad de dicha ciudad como profesor de Astronomía. Su primer trabajo lo realizó allí y en 1837 publicó el libro "Sobre el Movimiento Propio del Sistema Solar". 

A partir de 1836 se iniciaron los trabajos para la construcción de un observatorio en la ciudad alemana de Bonn en los que Argelander estuvo participando activamente tanto en el desarrollo como con sus observaciones. De hecho, en 1843 Argelander publicó un catálogo de estrellas fijas que podían ser visibles a simple vista llamado Uranometria Nova. Lo más llamativo del catálogo fue el método que desarrolló para medir el brillo de las estrellas y que aún sigue siendo usado por miles de aficionados de todo el mundo. Dicho método es conocido como Método de Argelander.


EL MÉTODO DE ARGELANDER

Existe un método a través del cual los aficionados suelen medir visualmente la magnitud de las estrellas. Es actualmente muy usado por los observadores de estrellas variables y a pesar de contener una moderada dosis de subjetividad ha dado muy buenos resultados durante décadas. De hecho, hasta la aparición de los fotómetros y los sensores CCD la estimación de las magnitud de las estrellas -en especial los trabajos realizados con estrellas variables- se hacían usando solo el método conocido como método de Argelander. Actualmente se sigue usando pero debemos ser conscientes que no se adquiere la precisión que se obtiene con un instrumental adecuado, de cualquier forma suele ser validado por entidades dedicadas a la observación de estrellas variables.

Curva de luz de la variable T Cephei obtenida por observadores de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) usando el método de Argelander. (AAVSO)

Éste método fue desarrollado por el astrónomo que nos ocupa usándolo, además, para un catálogo de 22 estrellas variables que publicó en 1850. (Las estrellas variables, como he referido en la cabecera, son aquellas estrellas cuyo brillo no se mantiene constante con el tiempo). El método es muy fácil y consiste básicamente en una interpolación. Se desarrolla de la siguiente manera:

Seleccionamos dos estrellas de magnitud conocida, una de mayor brillo que la que queramos medir (estrella A) y otra de menor brillo que ella (estrella B). Una vez tenemos el par seleccionado, a continuación compararemos la más brillante con la estrella cuyo brillo desconocemos, y posteriormente, haremos lo mismo con la de menor brillo. Las comparaciones se harán asignándole unos grados definidos de la siguiente forma:

  • GRADO 1: Aparentemente las estrellas son iguales de brillo. Tras una observación exhaustiva no vemos diferencia alguna pero por unos instantes observamos que una estrella es más brillante que la otra.
  • GRADO 2: Al primer golpe de vista las dos estrellas resultan iguales pero cuando proseguimos la observación vemos claramente que una estrella es más brillante que otra.
  • GRADO 3: Una estrella es ligeramente más brillante que otra desde el primer golpe de vista.
  • GRADO 4: La diferencia de brillo entre las dos estrellas a comparar resulta notable.
  • GRADO 5: La diferencia de brillo entre las dos estrellas es exagerada o muy exagerada.
A esta relación podría añadirse el grado 0 que se aplicaría en el momento en el que no apreciáramos NINGUNA diferencia de brillo entre las estrellas a comparar pese a haberlo observado a las estrellas tras un detenido examen. Muchos observadores también aplican grados intermedios (a excepción del 0,5) pero para nuestros propósitos básicos la observación la haremos, ahora, usando grados enteros.


Ejemplo del Cálculo de la Magnitud

En una medición cualquiera podríamos tener una expresión así: A(3) V (2) B que significaría que la estrella A es tres grados más brillantes que la estrella de la que queremos obtener el brillo quien, a su vez, es dos grados más brillante que la estrella más débil elegida. Esta expresión recibe el nombre de comparación.

A continuación, llamaremos ma a la magnitud conocida de la estrella más brillante (que vamos a suponer de magnitud 3,2) y mb a la de magnitud más débil (supongamos de magnitud 3,8) y aplicaremos la sencilla expresión matemática siguiente:

Ejemplo y fórmula para calcular la magnitud  (FRB)

Si aplicamos los cálculos obtendremos que: mV = 3.2 + (3.8 - 3.2) · (3/5) = 3,56 = 3.6. Según la comparación entre estrellas que hemos observado, la magnitud que le hemos encontrado a la estrella es de 3.6.

Y así desarrolló Argelander su método que ha sido usado (y sigue usándose) por muchísimos aficionados con los que se construyen curvas de luz de muchísimas estrellas variables y que han servido para abundantes estudios en esta rama tan importante de la Astrofísica.


CATÁLOGO DE POSICIONES ESTELARES

Tras sus estudios publicados en el mencionado libro  "Sobre el Movimiento Propio del Sistema Solar", Argelander llegó a la conclusión de que carecía de datos suficientes que le permitieran indicar hacia donde se movía el Sol, y por extensión, hacia donde se movían las estrellas. Con esto en mente, consideró que sería necesario determinar las posiciones de muchas estrellas para alcanzar una conclusión razonable.

Y así lo hizo, desde su Observatorio en Bonn, inició su trabajo desde 1852 y hasta 1863.  Determinó la posición exacta de nada menos que 324.198 estrellas situadas en la franja de declinación de -2º y hasta los +90º. Para ello contó con la valiosa colaboración de sus ayudantes Eduard Schönfled y Adalbert Krüger. La conclusión de todos esos trabajos se compiló el catálogo conocido como Bonner Durchmusterung (BD) bastante usado durante la historia de la Astronomía posterior. Sus esfuerzos no quedaron ahí y junto con otro astrónomo, Wilhelm Foerster amplió hasta 200.000 estrellas y fue publicado en 1877 (tras su muerte) por la Sociedad Astronómica de Bonn y que conocemos con el nombre de Astronomische Gesellschaft Katalog (AGK).

Friedrich Wilhelm Argelander emprendió su viaje a las estrellas a las que tanto habío cuidado de medir su posición y su brillo el 17 de febrero de 1875, dejando un legado magnífico y un auténtico souvenir de mi afición que desembocó en muchísimos años de observaciones de estrellas variables. No podía faltar una entrada, en forma de homenaje en mi blog, a tan insigne astrónomo.