Eclipse de Luna 16/07/2019

El 16 de julio de 2019 se produjo un eclipse parcial de Luna, por el cual nuestro satélite quedó oscurecido en un 65% en su máximo. Además, coincidió anecdóticamente con el 50º aniversario de la llegada del ser humano a la Luna.

Me subí al terrado de casa en Cornellà de Llobregat con la cámara, objetivo (Canon EOS 70D + Canon 70-300), trípode y prismáticos, para ver y fotografiar este eclipse.

Empezó a las 20:02 (UTC, 22:02 hora local, Barcelona) y acabó a las 23:00 (UTC, 01:00 hora local), siendo el máximo a las 21:30 (UTC, 23:30 hora local). Así, la duración fue de tres horas.

Cuando empezó, no era de noche del todo y la Luna hacía poco que había salido, por lo que todavía estaba baja en el cielo. Las siguientes imágenes son del inicio del eclipse.

Durante la primera mitad del eclipse, las nubes se comportaron, había por el cielo pero no en la zona de la Luna. Pero poco antes del máximo, empezaron a llegar y a cubrir nuestro satélite, “eclipsando” durante momentos cortos y largos el eclipse. Las fotografías siguientes son de uno de esos momentos en los que había nubes.

De todas maneras, en estas imágenes se ve la Luna eclipsada, pero hubo momentos en que las nubes la tapaban de tal manera que no se veía nada.

No obstante y a pesar del las nubes, pude observar y fotografiar prácticamente la totalidad del eclipse. Además de estas fotos, hice 47 más a lo largo de las tres horas. La imagen siguiente es un montaje con 20 de las 47 fotos, donde he hecho una secuencia del eclipse.

Eclipse Luna 16_07_2019 Cornella

Eclipse de Luna 16/07/2019

Como ocurre en los primeros días de la fase de la Luna en los que la zona oscura se observa con una luz muy apagada (luz cenicienta), debido a que la luz del Sol reflejada en la Tierra ilumina con esta luz apagada la zona oscura de la Luna, en los eclipses de Luna también se observa esta luz cenicienta en la zona eclipsada. Pero no es rojiza, sino grisácea; el color rojizo de las llamadas “Lunas de sangre” se produce en los eclipses totales de Luna.

En las imágenes que abren el artículo del inicio del eclipse puede verse esta luz cenicienta, como en la imagen siguiente, que corresponde a las 21:50 UTC (23:50 hora local), es decir, de casi dos horas después de empezar el eclipse, donde ya estaba en la segunda fase.

IMG_0325

Luz cenicienta del eclipse

Con las 47 imágenes que hice del eclipse he montado la siguiente animación, donde las tres horas del evento están concentradas en 10 segundos.

Eclipse Luna 16_07_2019 Cornella

Eclipse de Luna 16/07/2019

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Las constelaciones de verano

El cielo de verano del hemisferio norte, si nos vamos a una zona oscura libre de las luces urbanas, es espectacular por la multitud de estrellas que podemos ver. La Vía Láctea cruza el firmamento formando un arco desde Casiopea hasta Sagitario y en toda esta franja de la Vía Láctea, la densidad de estrellas es tan alta que, si no conocemos un poco el cielo, nos perdemos, se hace difícil distinguir las constelaciones.

Para empezar a aprender el cielo las zonas urbanas van mejor, ya que las estrellas que forman los asterismos de las diferentes constelaciones se distinguen perfectamente. De hecho, acostumbran a ser las pocas estrellas que se ven en estos cielos.

De todas maneras hay tres estrellas que destacan entre las demás en las noches de verano del hemisferio norte, tres estrellas que son las más brillantes de tres constelaciones diferentes y que forman un asterismo que preside las noches estivales. Estas estrellas son Deneb (α Cyg) del Cisne, Altair (α Aql) del Águila y Vega (α Lyr) de la Lira y forman el asterismo el Triángulo de verano, donde las tres estrellas serían los vértices de dicho triángulo.

La imagen siguiente, realizada desde Querol el día 29 de junio de 2019 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85 (todas las imágenes del presente artículo están hechas el mismo día, desde el mismo lugar y con el mismo equipo), es de este asterismo de verano.

Triangulo verano 29_06_2019 Querol

Triángulo de verano

Deneb proviene del árabe dhaneb, que significa cola, ya que está situada en la cola del Cisne. Con una magnitud visual de 1,25, es la 19ª estrella más brillante del cielo. Es una estrella blanco-azulada de tipo espectral A2 situada a unos 1400 años luz de distancia de nosotros, aunque hay un poco de controversia en dicha distancia. Deneb es enorme, es una supergigante blanca unas 200 veces mayor que el Sol. En el otro lado del Cisne, en su cabeza, está la estrella Albireo, una preciosa estrella doble que puede desdoblarse con telescopios no muy potentes (incluso con unos prismáticos).

Altair, cuyo nombre proviene también del árabe, es una estrella blanca de tipo espectral A. Tiene una magnitud visual de 0,77, lo que la hace la 13ª estrella más brillante del cielo. Es unas cuatro veces mayor que el Sol y su distancia a éste es de unos 17 años luz. Es una estrella doble, si bien su otro componente es de magnitud aparente de 10.

Vega, con una magnitud aparente de 0,03, es la 5ª estrella más brillante del cielo. Es también una estrella blanca de tipo espectral A0, con un tamaño casi el triple que el del Sol y está a una distancia de unos 25 años luz de nosotros. Muy “cerquita” de Vega, a poco más de 1,5º al noreste de ésta, hay una estrella cuádruple, Epsilon Lyrae (ε Lyr), conocida como la doble-doble. Con pocos aumentos, incluso con unos prismáticos, podemos ver dos componentes, pero a más aumentos puede apreciarse que cada uno de estos dos componentes están formados por dos estrellas, de ahí que se le conozca como la doble-doble.

Además del Cisne, la Lira y el Águila, en el cielo de verano del hemisferio norte encontramos otras constelaciones. Entre el Cisne y el Águila hay cuatro pequeñas y escurridizas constelaciones: Zorrilla (Vulpecula), Sagitta (estas dos están dentro del Triángulo de verano), Delfín y Caballito (Equuleus), limitando ésta con las constelaciones de otoño Pegaso y Acuario. El Cisne, por su parte trasera, limita también con Pegaso y la también constelación de otoño Lagarto y con las circumpolares Cefeo y Dragón En la imagen siguiente podemos ver todas estas constelaciones.

Zona Cisne 29_06_2019 Querol_a

Constelaciones zona Cisne

En cuanto a la Lira, su estrella más brillante, Vega, apunta a Hércules, una enorme constelación estival con estrellas no muy brillantes, pero famosa por contener el Gran Cúmulo de Hércules (M13), el mayor cúmulo globular del hemisferio norte. Hacia el oeste de Hércules están las constelaciones de primavera Corona Boreal y Boyero y hacia el norte la constelación circumpolar del Dragón.

En las imágenes siguientes vemos como Vega nos conduce a Hércules y las constelaciones del entorno de éste.

Entre el Águila y Hércules y al sur de ambas, nos encontramos con tres constelaciones de verano: Escudo, Ofiuco y la Serpiente. El Escudo no es una constelación muy grande que además está en plena Vía Láctea, lo cual la hace difícil de ver. Ofiuco es una enorme constelación y que también es conocido por Serpentario. Era la 13ª constelación del Zodíaco, hasta que los babilonios establecieron como 12 el número de estas constelaciones.

Mitológicamente Ofiuco se corresponde con el dios griego Asclepio (Esculapio para los romanos), el dios de la medicina, el cual sostiene una enorme serpiente. Esta otra constelación, la Serpiente, es la única constelación que está dividida en dos: Ofiuco tiene cogida con la mano derecha la parte de la cola de la serpiente, es la Serpiente Cola o Serpens Cauda, mientras que con la mano izquierda tiene cogida la parte de la cabeza del reptil, es la Serpiente Cabeza o Serpens Caput.

En la imagen siguiente podemos ver estas tres constelaciones veraniegas, donde se puede ver la partición de la Serpiente en dos y en medio Ofiuco. También aparecen Saturno y Júpiter, que ese día estaban por la zona.

Zona Ofiuco 29_06_2019 Querol_a

Constelaciones zona Ofiuco

Al sur-suroeste de Ofiuco nos encontramos con la constelaciones veraniegas y del Zodíaco Escorpión y Libra y hacia el sur del Escudo con la también constelación del Zodíaco Sagitario.

Esta zona, Escudo-Sagitario-Escorpión-Ofiuco, es una zona muy rica en nebulosas y cúmulos estelares. Hay una alta densidad de estrellas y la Vía Láctea está en esta zona espectacular. De hecho, el centro de nuestra galaxia está en dirección a Sagitario.

Al oeste de Libra nos encontramos con las constelaciones de primavera (Virgo) y al este de Sagitario con la también constelación del Zodíaco Capricornio. De ésta nos vamos de nuevo a las constelaciones de otoño por el este (Acuario) y por el norte volvemos de nuevo a la estival Águila.

Zona Escudo 29_06_2019 Querol_a

Constelaciones zona Sagitario

En la imagen siguiente, realizada a partir del Stellarium, pueden verse las figuras que representan las constelaciones estivales.

Consts_verano

Figuras de las constelaciones

Pero como comentaba al inicio de este artículo, lo más espectacular del cielo de verano del hemisferio norte es observar la Vía Láctea, eso sí, alejado lo más posible de las luces urbanas de las poblaciones. Aunque no se tenga conocimientos de astronomía o del cielo, el espectáculo es igual de impresionante. La infinidad de estrellas que se ven, junto con todo ese “camino lechoso” que surca la bóveda celeste formando un arco desde Casiopea pasando por Cefeo y el Lagarto

siguiendo por el Cisne, la Zorrilla, Sagitta y el Águila

y acabando en el Escudo y Sagitario

Via Lactea en Sagitario 29_06_2019 Querol

La Vía Láctea en Sagitario

es una maravilla. Eso sí, no la veremos como en las fotografías. Éstas son de larga exposición, en concreto de 3 minutos. El sensor de la cámara recibe y acumula la luz recibida durante tres minutos, cosa que nuestros ojos no lo pueden hacer. Pero aún así, para aquellos que somos urbanitas, merece la pena de vez en cuando, escaparse a un cielo oscuro y dejarse ir contemplando la Vía Láctea y el cielo en general.

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NGC 5560, NGC 5566, NGC 5569 y NGC 5577, 3+1 galaxias en Virgo

El cielo de primavera del hemisferio boreal es bastante oscuro, con pocas estrellas brillantes y sin apenas rastro de la Vía Láctea, por lo que no es muy rico en nebulosas y cúmulos estelares. Pero el hecho de que no esté surcado por la Vía Láctea, lo convierte en una ventana al espacio de más allá de nuestra galaxia; al no haber nebulosidades y polvo galáctico, no tapa lo que hay más allá y es ideal para la observación de galaxias.

En concreto, en la zona del cielo entre las constelaciones de Leo, Cabellera de Berenice, Boyero y Virgo, es decir, más o menos en el Triángulo de primavera, hay multitud de galaxias, especialmente en la constelación de Virgo, donde se halla el Cúmulo de Virgo, un enorme cúmulo formado por más de mil galaxias que es vecino de nuestro pequeño Grupo Local (cúmulo de galaxias al cual pertenecen nuestra Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda (M31), la galaxia del Triángulo (M33) o las Nubes de Magallanes) y que se encuentra a unos 60 millones de años luz de distancia.

Tanto el Cúmulo de Virgo como el Grupo Local, como unos 100 cúmulos galácticos más, forman un supercúmulo de galaxias, el Supercúmulo de Virgo o Supercúmulo Local, el cual está dominado por el Cúmulo de virgo, que está en su centro y nuestro Grupo Local se halla hacia el borde.

Pero en Virgo no solo hay galaxias del Cúmulo de Virgo, sino que también de otros cúmulos. Tal es el caso de las cuatro galaxias que trata este artículo: NGC 5560, NGC 5566, NGC 5569 y NGC 5577. La imagen siguiente, realizada desde Querol el día 29 de junio de 2019 con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, es de estas cuatro galaxias.

Arp 286_NGC 5577 29_06_2019 Querol

NGC 5560, NGC 5566, NGC 5569 y NGC 5577

En la fotografía se pueden ver tres galaxias por el centro y un poco a la derecha y una cuarta en la zona inferior y un poco a la izquierda. De las tres centrales, la más grande es NGC 5566, por encima de ella está NGC 5569 y a la derecha  NGC 5560. La que está sola en la zona inferior de la imagen es NGC 5577.

Las cuatro galaxias son espirales y forman parte de un mismo cúmulo galáctico llamado Virgo III, el cual está próximo al Cúmulo de Virgo y de nosotros a unos 80 millones de años luz de distancia.

En 1966, el astrónomo estadounidense Halton Arp, publicó un catálogo astronómico de galaxias, el Atlas of Peculiar Galaxies (Atlas de Galaxias Peculiares), en el cual se incluían más de 300 galaxias y entre ellas, muchas interacciones y uniones de galaxias. Pues bien, el trío de galaxias NGC 5560, 5566 y 5569 Halton lo incluyó en su catálogo con el número 286, por lo que a este trío galáctico se le conoce como Arp 286.

La imagen siguiente es un recorte de la anterior, donde he centrado el trío galáctico Arp 286.

Arp 286 29_06_2019 Querol

Arp 286: NGC 5560, NGC 5566 y NGC 5569

De hecho, estas tres galaxias están en interacción gravitatoria, especialmente NGC 5566 y NGC 5560, donde esta última está deformada debido a dicha interacción con NGC 5566.

Hoy día sabemos que las interacciones entre galaxias no son tan peculiares, sino que son una fase bastante habitual en la evolución de las galaxias, como es el caso de la galaxia del Remolino (M51), dos conocidas galaxias entre los aficionados que llevan millones de años en colisión. O como parece ser que ocurrirá con la galaxia de Andrómeda y nuestra Vía Láctea; pero todavía falta mucho para ello, según los últimos estudios se estima que las dos galaxias mayores del Grupo Local colisionarán dentro de unos 4500 millones de años.

NGC 5566 y NGC 5560 fueron descubiertas por William Herschel en 1786, mientras que NGC 5569 la descubrió el físico y matemático irlandés George Johnstone Stoney en 1849.

NGC 5566 es una enorme galaxia espiral, la mayor de las galaxias de la constelación de Virgo (su diámetro es de unos 150000 años luz, mayor que la Vía Láctea con sus 100000 años luz de diámetro). Tiene una magnitud aparente de 10,5, un brillo superficial de 12,1 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 3′ 7” x 1′ 39”.

NGC 5560 es otra galaxia espiral y es la que está deformada por la interacción con NGC 5566. Con un diámetro de unos 75000 años luz, tiene una magnitud aparente de 12,4, un brillo superficial de 12,3 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 1′ 51” x 38”.

NGC 5569 es otra galaxia espiral y la más pequeña del trío Arp 286. De hecho no es una galaxia muy grande, ya que tiene unos 35000 años luz de diámetro. Su magnitud aparente es de 13,9, su brillo superficial de 13 12,3 mag/min arco2 y su tamaño aparente de 56” x 38”.

NGC 5577,  como las tres anteriores, es una galaxia espiral y también es de Virgo III. Tiene un tamaño de unos 70000 años luz de diámetro, una magnitud aparente de 13, un brillo superficial de 13,7 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 2′ 38” x 54”.

La imagen siguiente es un recorte de la fotografía que abre el artículo, donde he aislado la cuarta galaxia del artículo y que ya no es de Arp 286, NGC 5577.

NGC 5577 29_06_2019 Querol

NGC 5577

NGC 5577 se encuentra en el mismo campo que otras dos galaxias también de Virgo III, NGC 5576 y NGC 5574, formando las tres otro trío galáctico famoso entre los aficionados. La imagen del artículo tenía por objetivo el trío Arp 286, por ello está centrada en él, pero si la fotografía continuase por la zona inferior, NGC 5576 y NGC 5574 se encontrarían por debajo de NGC 5577.

En la imagen siguiente, realizada desde Querol el día 17 de junio de 2018 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, he marcado la ubicación en el cielo de estas cuatro galaxias (coordenadas ⇒ Arp 286, AR: 14h 21m 20s / Dec: 3º 50′ 40”; NGC 5577, AR: 14º 22m 13” / Dec: 3º 20′ 49”).

Zona Boyero 17_06_2018 Querol

Ubicación en el cielo de Arp 286 y NGC 5577

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NGC 6820 y NGC 6823, una nebulosa y un cúmulo en vulpecula

En el cielo de verano del hemisferio norte, la Vía Láctea cruza el firmamento formando un arco entre Casiopea y Sagitario. Toda esta zona de la Vía Láctea es rica en nebulosas y cúmulos estelares y, por tanto, las constelaciones que se encuentran sobre ella contienen unos cuantos de estos objetos.

Una de estas constelaciones que se encuentran en plena Vía Láctea es la pequeña y escurridiza Zorrilla (Vulpecula), en la que se encuentra la famosa nebulosa Dumbbell (M27), una nebulosa planetaria muy conocida y fotografiada por los aficionados a la astronomía.

A unos tres grados de M27 hay un cúmulo abierto asociado a una nebulosa de emisión, el cúmulo está catalogado como  NGC 6823 y la nebulosa como NGC 6820.

La siguiente fotografía, realizada desde Querol el día 29 de junio de 2019 con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, muestra el cúmulo rodeado de la nebulosa.

NGC 6820_23 29_06_2019 Querol

Cúmulo NGC 6823 y nebulosa NGC 6820

La nebulosa contiene unas columnas de gas y polvo similares a los Pilares de la Creación, enormes columnas que se encuentran en la nebulosa del Águila (M16) y que se hicieron famosos por la fotografía realizada por el telescopio espacial Hubble. En la fotografía anterior puede verse el mayor de los pilares de NGC 6820 apuntando al cúmulo NGC 6823.

El cúmulo abierto contiene estrellas muy jóvenes, unos dos millones de años (muy jóvenes si tenemos en cuenta que el Sol, que todavía está a la mitad de su vida, tiene unos 4500 millones de años), pero en la nebulosa existen estrellas aún más jóvenes.

NGC 6823, que fue descubierto por William Herschel en 1785, tiene un diámetro de unos 50 años luz y está a una distancia de unos 6000 años luz (como la nebulosa NGC 6820). Su magnitud aparente es de 7,1, su brillo superficial de 14,5 mag/min arco2 y su diámetro aparente de 40 minutos de arco.

Tanto el cúmulo como la nebulosa se encuentran en el cielo en la constelación de la Zorrilla (Vulpecula). En la siguiente fotografía, realizada desde Querol el día 17 de junio de 2018 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, he señalizado la ubicación de estos dos objetos (coordenadas ⇒ AR: 19h 44m / Dec: 23º 21′).

Zona Cisne 17_06_2018 Querol

Localización en el cielo de NGC 6820 y NGC 6823

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Luna 15/06/2019

Luna gibosa creciente 15_06_2019 Canon EOS 70D + Canon 70-300_c

Luna de día

El sábado 15 de junio de 2019, la Luna estaba gibosa creciente en su 13º día (dos día antes de la fase de llena) y con una iluminación del 96%.

Salió a media tarde, como corresponde cuando está creciendo, por lo que hice unas fotografías de la Luna de día como esta de la izquierda

Todas las fotografías del presente artículo están realizadas desde Querol, con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 70-300.

El cielo estaba raso, sin ninguna nube, y la Luna estaba preciosa en esta faceta de casi llena. Pero ello también produce mucha luz, por lo que no es el mejor momento para ver o fotografiar el cielo profundo.

Sin embargo, entretanto hacía estas fotos de la Luna de día, iba montando el telescopio, en concreto el Newton 200/1000, para hacer unas fotos con él a esta preciosa Luna.

Pero como comento, iba alternando el montaje con la toma de fotos de la Luna de día, como estas dos de a continuación.

Finalmente, le hice esta última fotografía a la focal máxima del teleobjetivo (300 mm).

Luna gibosa creciente 15_06_2019 Canon EOS 70D + Canon 70-300_d

Luna de día gibosa creciente

Cuando terminé con estas fotos de la Luna de día, terminé de montar el telescopio y sus artilugios. Pero como pasa bastantes veces en esta afición, justo acabar de montarlo todo, empezaron a llegar nubes que cubrieron todo el cielo.

Estuve esperando un rato largo a ver si las nubes se iban, cenando entretanto, pero no lo hacían. Así que, a las dos horas, desmonté todo y lo guardé; y el cielo seguía cubierto.

Cuando me iba a dormir me asomé y vi que las nubes se habían ido y el cielo estaba raso de nuevo. Como ya era tarde para volver a montar todo (la una de la madrugada), cogí de nuevo la cámara y el teleobjetivo y le hice una foto. No es lo mismo que con el telescopio, pero, como se puede ver, no hace falta un telescopio para fotografiar la Luna.

Luna gibosa creciente 15_06_2019 Canon EOS 70D + Canon 70-300_e

Luna gibosa creciente con 13 días

Cuando está tan avanzada, como pasa como cuando está llena, no es su momento para observar y fotografiar sus cráteres, ya que la iluminación es tan alta que no hay contraste y no se aprecian. Pero sí que se observan los tres cráteres característicos de la cara visible de la Luna, el cráter negro del norte, Plato, y los jóvenes Copernicus (en el centro) y Tycho (en el sur). Además, en esta fase avanzada (o llena), es cuando se pueden apreciar bien los rayos de estos cráteres jóvenes. También se aprecia muy bien el brillante Aristarchus en el terminador, así como los diferentes mares, que no son más que afloramientos basálticos producidos por el impacto de meteoritos y llamados así porque en la antigüedad se pensaba que eran auténticos mares de agua.

Así que, con la fotografía anterior me he entretenido en señalar los mares y los cuatro cráteres.

Luna gibosa creciente 15_06_2019 Canon EOS 70D + Canon 70-300_f

Luna gibosa creciente con 13 días

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Magnitud y tamaño aparente de los objetos del cielo. Brillo superficial y distancia angular

En Magnitud y denominación de las estrellas, se comenta el concepto de magnitud aparente y absoluta de las estrellas. Para el resto de objetos del cielo (nebulosas, cúmulos estelares y galaxias), también podemos hablar de su magnitud aparente o visual: medida del brillo visual de un astro tal como lo vemos desde la Tierra, que dependerá no solo de lo brillante que sea un astro en sí, sino también de la distancia a la que se encuentre de la Tierra. Esta medida sigue una escala logarítmica y se indica con un número que va en orden creciente a medida que baja el brillo del objeto.

De esta manera, el objeto más brillante desde la Tierra es el Sol, con una magnitud aparente de -26,7, después la Luna llena con -12,6 y así en orden creciente a medida que el brillo va disminuyendo, de manera que los objetos más débiles observados con el telescopio espacial Hubble, tienen una magnitud aparente de 30 (+30).

Además del Sol y la Luna, los cinco planetas visibles a simple vista (Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno) tienen también magnitudes negativas, así como cuatro estrellas (Sirio, Canopus, Arturo y Rigel Kentaurus (Alfa Centauri)). El resto de estrellas y objetos del cielo tienen magnitudes positivas.

El ojo humano es capaz de ver hasta magnitudes aparentes de 6 a 6,5, pero esto en cielos oscuros alejados de las luces urbanas y sin Luna. En cielos urbanos la magnitud máxima que se consigue ver es del orden de 3.

Pero esto es para estrellas; los objetos de cielo profundo son muy débiles y la mayoría tienen magnitudes mayores de 6, por lo que pocos objetos de cielo profundo pueden verse a simple vista y necesitaremos de instrumentos ópticos para verlos.

Pero no solamente es la magnitud de un objeto lo que nos permitirá verlo fácilmente o no. Por ejemplo, la galaxia de Andrómeda (M31) tiene una magnitud aparente de 3,4, magnitud similar a la estrella Albireo (β Cyg), una estrella doble muy bonita de la constelación del Cisne y que sería su cabeza. Albireo es una estrella que se ve perfectamente, incluso en cielos urbanos, mientras que M31 solamente se ve a simple vista en cielos oscuros y de una manera muy tenue.

¿Por qué, si tienen la misma magnitud, Albireo es fácilmente observable mientras que M31 no lo es? Albireo, como cualquier estrella, es puntual en el cielo, mientras que M31 y el resto de objetos de cielo profundo ocupan un área en el cielo. De esta manera, el brillo de una galaxia o una nebulosa se ha de repartir en toda la superficie que ocupa, lo cual hará que, en conjunto, brille menos y sea más difícil de observar que una estrella de la misma magnitud aparente.

Es por ello que cuando hablamos de objetos de cielo profundo, más que referirnos a la magnitud aparente del mismo, lo hagamos de su brillo superficial: es el brillo de un objeto astronómico extenso expresado en magnitud del objeto por unidad de área, normalmente segundos de arco al cuadrado (mag/seg arco2)  o minutos de arco al cuadrado (mag/min arco2). Evidentemente, a más extenso sea un objeto, a igual magnitud, menos brillará y más difícil será de verlo.

Así, el brillo superficial de la galaxia de Andrómeda es de 13,3 mag/min arco2, es decir, por cada minuto de arco al cuadrado, su magnitud aparente es de 13,3, lo cual la hace mucho menos brillante y que se vea menos que Albireo.

La tabla siguiente muestra algunos de los pocos objetos de cielo profundo visibles a ojo con sus magnitudes aparentes y sus brillos superficiales. De todas maneras, siempre desde cielos alejados de las luces urbanas y lo que observaremos serán manchas tenues y difusas, borrosas.

magnitud_2

Cuando observamos un objeto celeste nos interesa saber cuánto ocupa en el cielo, en la esfera celeste, por ejemplo para saber si nos cabrá en el campo de visión de nuestros prismáticos o telescopio. Este tamaño del objeto en el cielo es lo que se conoce como tamaño aparente o angular o visual y, como ocurre con la magnitud aparente, no dependerá únicamente del tamaño real del objeto, sino también de la distancia a la que se encuentre de la Tierra.

Por ejemplo, el Sol es mucho más grande que la Luna, sin embargo desde la Tierra los vemos aproximadamente del mismo tamaño. Esto es así porque, si bien el Sol es unas 400 veces mayor que la Luna, también está unas 400 veces más lejos, lo cual hace que desde la Tierra los veamos de un tamaño (tamaño aparente) similar.

Pero, ¿cómo medimos lo que ocupa un objeto en el cielo, en la esfera celeste? Evidentemente, no podemos utilizar las unidades de longitud ya que, ¿cuál es la circunferencia o el radio de la esfera celeste? La esfera celeste es enormemente grande, pero sin un tamaño fijo, por lo que su radio y su circunferencia son arbitrarios. Para medir el tamaño de un objeto en la esfera celeste no se usan medidas de longitud, sino angulares (ángulos). La esfera celeste, como esfera que es, su circunferencia tiene 360º, por lo tanto, cualquier objeto ocupará en la esfera un tamaño que podrá medirse en grados.

Así, el tamaño aparente o visual de un astro en el cielo, en la esfera celeste, es el tamaño que aparenta tener visto desde la Tierra y se mide en grados sexagesimales (o también en radianes). Si el objeto es más o menos de forma regular, se suele hablar de diámetro aparente o diámetro angular, que es el diámetro de un astro, visto desde la Tierra, medido en unidades angulares.

tamaño aparente

tamaños y esfera

Tamaño aparente en la esfera celeste

Si el objeto es alargado, como muchas galaxias, se acostumbran a dar los dos diámetros angulares (largo y ancho).

Así por ejemplo, la nebulosa Norteamérica (NGC 7000) tiene un tamaño aparente aproximado de 3º x 2º (un poco menos)

Pero aunque en nuestra escala 1 grado es un ángulo muy pequeño que deja arcos muy pequeños, en la esfera celeste, a pesar de que 1 grado sea un ángulo muy pequeño, el arco que deja no lo es tanto (para nosotros). Esto hace que para muchos objetos del cielo se utilicen los submúltiplos del grado sexagesimal: el minuto de arco (‘) y el segundo de arco (”).

grados

Para darnos cuenta que un grado en el cielo es un trozo, para nosotros considerable, la Luna y el Sol, que como hemos dicho tienen el mismo diámetro aparente, éste es de unos 0,5 grados o de 30 minutos de arco.

tamaño aparente Luna_Sol

Diámetro aparente de la Luna y el Sol

tamaño_NA

Tamaño aparente de NGC 7000

Pero si la nebulosa Norteamérica tiene un tamaño aparente de casi 3º x 2º (en concreto 175′ x 110′), eso significa que ocupa un trozo del cielo de unas 24 veces lo que ocupan la Luna o el Sol.

¿Y por qué ni NGC 7000 ni muchos objetos del cielo profundo con tamaños aparentes mayores que la Luna o el Sol los vemos? Pues porque están muy lejos y la luz que nos llega es muy débil. Nuestros ojos no pueden retener y acumular esta luz como lo hace una cámara de fotografía; que cielo más espectacular sería si tuviéramos esta capacidad de acumular fotones (luz) como un sensor fotográfico.

Si sabemos el diámetro real del objeto del cielo y la distancia que nos separa de él, con matemáticas básicas (trigonometría de secundaria), es fácil calcular el diámetro aparente.

tamaño aparente_2

En un triángulo rectángulo, la razón (cociente, proporción) que hay entre el cateto opuesto a un ángulo (a) y el cateto adyacente al mismo ángulo (b), es lo que se conoce como tangente del ángulo y, conociendo ésta, cualquier calculadora científica (o tablas trigonométricas), nos dan el valor del ángulo, α, (α = arcotangente (a/b) o, lo que es lo mismo, α = tan-1 (a/b)).

Así, si d es el diámetro del objeto, D la distancia de éste a la Tierra y δ el diámetro aparente, éste lo calcularemos de la siguiente manera:

tangente

O bien, como la mitad del diámetro (d) es el radio (R), también podemos calcular el diámetro aparente (δ) a partir del radio:

tangente_2

Así por ejemplo, sabiendo que el diámetro de la Luna es de 3476 km (el radio es pues de 1738 km) y la distancia media a la Tierra es de unos 384000 km, el diámetro aparente de la Luna es:

diametro luna

Como ya habíamos comentado anteriormente (aproximadamente 0,5 grados o 30 minutos de arco).

Y ya que estamos con ello, me gustaría desmentir un bulo que cada cierto tiempo (cuando Marte está en oposición y, por tanto, está más cerca de la Tierra) que dice que este planeta lo vamos a ver del mismo tamaño aparente que la Luna; FALSO, sí, en mayúsculas.

Marte tiene un diámetro de 6792 km (3396 km de radio) y, su máximo acercamiento es de unos 55 millones km. Esto significa que su diámetro aparente en su máximo acercamiento es de:

diametro marte

25 segundos de arco es el diámetro aparente de Marte en su máximo acercamiento. Esto significa que se ve como un punto más, más grande que cualquier estrella, pero un punto más, eso sí, rojizo. Ni siquiera se ve más grande que Júpiter cuando está más alejado de la Tierra (en conjunción), que tiene un diámetro aparente de unos 30 segundos de arco.

Para que tuviera un diámetro aparente de 30 minutos de arco (como la Luna), habría de estar mucho más cerca. ¿Cuánto más cerca? Podemos calcular esta distancia despejando D de las ecuaciones anteriores (también con matemáticas básicas de secundaria):

tangente_3

Si consideramos 0,5 grados el diámetro aparente, para que Marte se viera de este tamaño la distancia a la Tierra habría de ser:

distancia falsa

778301 km, un poquito más del doble de la distancia Tierra-Luna. Esto es imposible; para ello Marte se habría de desviar de su órbita y venir hacia nosotros, como por ejemplo debido al impacto con un astro considerable, lo cual es prácticamente improbable. Si alguna vez viésemos Marte así de grande, más que un bello espectáculo, sería un catastrófico y terrible espectáculo.

Otro aspecto que también nos interesa cuando observamos el cielo, es conocer la distancia que separa dos estrellas en el cielo, o dos objetos de cielo profundo o una estrella y un objeto. Esta distancia, que se conoce como distancia angular, es la medida en grados (o radianes) de la distancia que separa, en la esfera celeste, estos dos objetos. De esta manera, es un concepto bastante similar al tamaño angular.

Evidentemente, es una distancia aparente, ya que aunque nosotros veamos dos estrellas cercanas en el cielo, ello no significa que realmente estén cerca entre ellas, probablemente estén bastante distantes entre sí. A nosotros el cielo (la esfera celeste), nos parece una superficie bidimensional y no un espacio tridimensional. Es por ello que a la distancia angular también se le conoce como distancia aparente.

Así por ejemplo, la distancia aparente que separa Vega (la estrella más brillante de la constelación de la Lira) y Deneb (la estrella más brillante de la constelación del Cisne), es de unos 31 grados.

La siguiente imagen, realizada desde Querol el día 8 de diciembre de 2018 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, es de la zona del cielo del Cisne y la Lira, donde podemos ver lo que abarcan 31 grados en el cielo.

Distancia angular

Distancia angular entre Deneb y Vega

grados_manosPara acabar este artículo, comentar que con el brazo extendido hacia el cielo y con la mano y sus dedos, podemos saber, aproximadamente, ciertas medidas angulares, como ilustra la imagen de la izquierda, lo cual nos irá muy bien para las observaciones del cielo.

El dedo meñique hace aproximadamente 1 grado, el pulgar 2 grados, los dedos índice, corazón y anular juntos 5 grados, el puño cerrado 10 grados, desde el dedo índice al meñique ambos abiertos a los lados, es una extensión de unos 15 grados y del pulgar al meñique de 20 grados.

Así, si leemos que la galaxia del Molinete (M101) tiene una magnitud aparente de 8,3, un brillo superficial de 14,8 mag/min arco2, un diámetro aparente de unos 22 minutos de arco y que se encuentra en el cielo en la constelación de la Osa Mayor, en concreto a partir de la estrella Alkaid (la última estrella de la cola de esta constelación) hemos de dirigirnos 2,6º al este y después 5º al norte, sabremos de qué va. Es más, podríamos, incluso con unos prismáticos (en cielos oscuros y perfectas condiciones atmosféricas), intentar de localizarla.

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M105, NGC 3384 y NGC 3389, otro trío de galaxias en Leo

En la constelación de Leo hay varias galaxias. Algunas de ellas las podemos ver en un mismo campo, como el Trío de Leo (M65, M66 y NGC 3628), famoso trío de galaxias entre los aficionados a la astronomía, o como otro trío no tan famoso, el formado por las galaxias M105, NGC 3384 y NGC 3389, de las que trata el presente artículo.

La siguiente fotografía, realizada desde Querol el día 1 de junio de 2019 con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 70D, es de estas tres galaxias. La de más abajo y más a la derecha y con forma circular es M105; un poco más arriba y a la izquierda de M105 está NGC 3384, la cual es más alargada; finalmente, la que está más a la izquierda de las tres y de un tono más azulado es NGC 3389.

M105 01_06_2019 Querol

M105, NGC 3384 y NGC 3389

M105 y NGC 3384 pertenecen al grupo galáctico grupo Leo I o grupo M96, del cual forman parte también las galaxias M95 y M96. En cambio NGC 3389, aunque aparezca en el mismo campo que las otras dos, no tiene nada que ver con ellas, ello es debido a nuestra perspectiva terrestre; esta galaxia, que es bastante más joven que las otras dos, no pertenece a Leo I, de hecho, está al doble de distancia de nosotros que las galaxias de este grupo galáctico.

La imagen siguiente es un recorte de la anterior, y en ella podemos ver con más detalle estas tres galaxias.

M105 01_06_2019 Querol_c

M105, NGC 3384 y NGC 3389

M105, incluida también en el catálogo NGC como NGC 3379, es una galaxia elíptica situada a una distancia de entre unos 32 y unos 38 millones de años luz y, como todas las galaxias elípticas, es una galaxia antigua, formada por estrellas viejas. Con una magnitud aparente de 9,3, un brillo superficial de 13 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 2 minutos de arco, es la galaxia elíptica más brillante del grupo Leo I.

Esta galaxia fue descubierta en 1781 por el colega de Messier, Pierre Méchain. Pero como pasó con la galaxia del Sombrero (M104), Charles Messier la agregó a su lista personal pero no la incluyó en su catálogo; en 1947, la astrónoma estadounidense Helen Sawyer Hogg encontró una carta de Méchain que describía la galaxia y fue añadida al catálogo Messier con el número 105.

NGC 3384, incluida también en el mismo catálogo como NGC 3371, es otra galaxia elíptica del grupo Leo I y tiene una barra central en forma de disco. Tiene una magnitud aparente de 10,9, un brillo superficial de 11,9 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 5 x 2 minutos de arco. Como M105, se encuentra entre 32 y 38 millones de años luz de distancia.

NGC 3384 la descubrió el astrónomo germano-británico William Herschel en 1784.

NGC 3389,  incluida también en el mismo catálogo como NGC 3373, es una galaxia espiral que se encuentra a unos 74 millones de años luz de distancia y que tiene una magnitud aparente de 12,8, un brillo superficial de 13,9 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 2,7 x 1,2 minutos de arco. Es una galaxia relativamente joven, con estrellas jóvenes que le dan ese tono azulado y que, como ya he mencionado, no pertenece al grupo Leo I; la vemos en el mismo campo por nuestra perspectiva terrestre.

NGC 3384 la descubrió William Herschel en 1784 y la catalogó como NGC 3384. Años más tarde (en 1830), su hijo John Herschel la redescubrió y Dreyer la listó como NGC 3373.

En el mismo campo que estas tres galaxias se encuentran bastantes más de tamaño aparente mucho más pequeño. Son evidentes IC 643 o PGC 32488. Pero fijándome detenidamente observaba en la fotografía unos cuantos puntos difusos que no parecían estrellas, sino galaxias. Mirando y buscando, poca cosa encontré que no fuera las dos mencionadas, hasta que finalmente encontré este sitio que me permitió identificar unas cuantas más. En la imagen siguiente, que es otro recorte de la fotografía que abre el artículo, he señalizado todas estas galaxias que he podido identificar.

M105 01_06_2019 Querol_b

Galaxias en la zona de M105

La imagen siguiente, realizada desde Querol el día 31 de marzo de 2019 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, muestra la ubicación en el cielo de estas galaxias (coordenadas ⇒ AR: 10h 48m 52s / Dec: +12º 28′ 35”).

Ubicacion M105 31_03_2019 Querol

Ubicación en el cielo de M105, NGC 3384 y NGC 3389

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M104, la galaxia del Sombrero

El cielo de primavera del hemisferio norte es un cielo oscuro, sin la presencia de la Vía Láctea, por lo que no es muy espectacular en cuanto a bellas nebulosas, pero precisamente por ello, es un cielo libre de nebulosidades que nos abre una ventana al espacio más allá de nuestra galaxia y, por tanto, es rico en galaxias, especialmente en la zona del Triángulo de Primavera, entre las constelaciones de Leo, Virgo y la Cabellera de Berenice.

En Virgo, además del conglomerado de galaxias que forman el cúmulo de Virgo, nos encontramos con una bella galaxia espiral, se trata de la galaxia del Sombrero, llamada así porque recuerda a un sombrero mejicano de ala ancha y que está incluida en el catálogo de Messier como M104, aunque también está en el New General Catalogue como NGC 4594.

La imagen siguiente, realizada desde Querol el día 1 de junio de 2019, con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, es de esta galaxia.

M104 01_06_2019 Querol

M104, la galaxia del Sombrero

Como he comentado, es una galaxia espiral y, como se observa en la fotografía, se nos presenta de canto. Tiene un núcleo grande y brillante con multitud de estrellas viejas y unos brazos espirales bien definidos. También es chocante su enorme bulbo, con un multitudinario sistema de cúmulos globulares y la banda de polvo en el disco galáctico.

En la imagen siguiente, que es un recorte de la anterior, pueden verse mejor los aspectos mencionados de esta galaxia.

M104 01_06_2019 Querol_b

M104, la galaxia del Sombrero

Como se comenta al inicio del artículo, la galaxia del Sombrero se encuentra en el cielo en la constelación de Virgo, a una distancia de nosotros de entre unos 28 y unos 30 millones de años luz, pero no pertenece al cúmulo de Virgo, el cual está aproximadamente al doble de distancia.

Tiene una magnitud aparente de  8, un brillo superficial de 11,4 mag/min arco2 y un diámetro de unos 50000 años luz, ocupando en el cielo un tamaño aparente de 9 x 4 minutos de arco, siendo así de las galaxias mayores y más brillantes de la zona.

La imagen siguiente, realizada desde Pujalt el día 1 de abril de 2011 con un telescopio refractor Long Perng ED80 y una cámara Meade DSI II Pro, es también de la galaxia del Sombrero.

M104 01_04_2011 Pujalt

M104, la galaxia del Sombrero

La galaxia del sombrero fue descubierta en 1781 por el astrónomo francés Pierre Méchain, pero no la dio a conocer hasta 1783; sin embargo, en 1784 William Herschel la descubrió independientemente.

Charles Messier la describió como una nebulosa débil y la agregó a su lista personal, junto con los ahora objetos Messier M105, M106, M107, M108 y M109, pero no la incluyó en su catálogo (ni ninguno de los mencionados). Más tarde, en 1921, el astrónomo francés Camille Flammarion encontró la lista personal de Messier, identificó la galaxia como NGC 4594 y se incluyó en el catálogo Messier con el número 104, siendo el primer objeto de este catálogo que fue incluido una vez publicado.

En 1912, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, descubrió que M104 tenía un corrimiento hacia el rojo muy grande, lo que se traducía a que se estaba alejando a una velocidad demasiado alta para ser un objeto de nuestra galaxia. Este hecho hizo pensar que M104 no era una nebulosa de nuestra galaxia, sino que era una galaxia que se estaba alejando de nosotros. De hecho, fue la primera galaxia de la que se evidenció el desplazamiento hacia el rojo y, por tanto, de la expansión del Universo.

En la imagen siguiente, realizada desde Querol el día 31 de marzo de 2019 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, he indicado la ubicación en el cielo de esta galaxia (coordenadas ⇒ AR: 12h 41m 1s / Dec: -11º 43′ 52”).

Localizacion M104 31_03_2019 Querol

Ubicación de M104 en el cielo

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Los prismáticos

Unos prismáticos es el primer instrumento óptico que todo aficionado a la astronomía habría de adquirir. Pero no solo eso, siendo ya veterano en esta afición y con telescopio, es un instrumento complementario muy útil.

Los prismáticos, llamados también binoculares, es un instrumento óptico pequeño, por lo que los podemos llevar a cualquier sitio, baratos y, al mirar con los dos ojos, muy cómodos para observar. Esta visión binocular hace que la visión sea tridimensional, lo cual en observación terrestre es genial, pero en astronómica da bastante igual.

Evidentemente, unos prismáticos no nos proporcionan los mismos aumentos que un telescopio, pero su campo de visión es mucho más amplio y con ellos podremos observar los cráteres de la Luna, los satélites galileanos de Júpiter, intuir los anillos de Saturno, observar cúmulos estelares, algunas nebulosas e incluso algunas galaxias y, muchas, muchas estrellas, así como unas cuantas estrellas dobles y variables. Además, observar la Vía Láctea con unos prismáticos es impresionante.

Unos prismáticos son dos tubos cortos y paralelos unidos por el centro, los cuales tienen un sistema óptico refractor, es decir, el objetivo es de lentes y la luz se refracta al atravesarlo, convergiendo (concentrándose) en un punto, el foco (ver un poco de óptica). La imagen del foco es recogida y ampliada por el ocular, el cual es fijo, en el otro extremo del tubo y sobre el que ponemos el ojo.

Entre el objetivo y el ocular hay unos prismas (por eso se llaman prismáticos), que lo que hacen es enderezar la imagen, ponerla recta, con lo que lo que vemos no está al revés. La luz pasa por los prismas y realiza una serie de reflexiones, enderezándose la imagen. Esto va muy bien para observación terrestre, pero para astronómica es bastante irrelevante.

Existen dos tipos de prismas, los prismas porro y los roof o de techo. Los prismas tipo porro, con cuatro reflexiones, desvían la luz que entra por el objetivo en una especie de dos eles invertidas, mientras que los prismas de techo, con más reflexiones, hacen que la luz salga linealmente recta por el ocular.

prismas

Prismas tipo roof y tipo porro

Esto hará que los prismáticos con prismas roof tengan un diseño recto, a diferencia de los que llevan tipo porro que, por tanto, serán más voluminosos. Pero los prismas tipo porro son más sencillos de construir que los de techo, por lo que los prismáticos con prismas porro son más baratos (pero no peores) que los prismáticos con prismas roof.

Además, en los prismas porro se producen menos reflexiones (cuatro), por lo que hay menos pérdida de luz y, por tanto, los prismáticos con prismas porro serán más luminosos que los que llevan prisma de techo.

Los prismas, para que sean de calidad han de ser de vidrio; en el caso de los prismas porro nos encontramos con dos tipos, los BK-4 y los BK-7. Los primeros están construidos con cristal de bario y los segundos con cristal de boro-silicato. Los BK-4 son mejores que los BK-7, ya que dan imágenes más nítidas y contrastadas.

A pesar de que los dos tubos están unidos por el centro, esta unión no es fija, sino móvil, permitiendo separar o juntar los dos oculares para adaptarlos a la distancia interpupilar de cada observador.

Externamente, en los prismáticos podemos distinguir:

  • Los objetivos y los oculares, situados opuestamente en los extremos de los tubos.
  • Entre los dos tubos (en la parte central), está la rosca para trípodes.
  • También en la parte central nos encontramos con la rueda de enfoque o enfocador.
  • Corrector de dioptrías.

La rueda de enfoque lo que hace es acercar o alejar los dos oculares, simultáneamente, del foco, para así poder enfocar según nuestra vista. Pero como la visión de cada ojo es ligeramente diferente, el ocular derecho tiene un corrector de dioptrías. Para enfocar correctamente con unos prismáticos primero enfocamos con el ojo izquierdo y luego con el derecho. Para ello tapamos el objetivo derecho (o guiñamos el ojo derecho) y enfocamos el izquierdo con la rueda de enfoque; seguidamente tapamos el objetivo izquierdo (y destapamos el derecho) y ajustamos con el corrector de dioptrías la visión del ojo derecho.

La rosca para trípodes sirve para poner un adaptador para trípodes de fotografía, como el de las imágenes siguientes.

Esta rosca viene protegida con una tapa. Para poner el adaptador se quita dicha tapa y la rosca queda accesible.

Por la parte superior del adaptador se enrosca en la rosca para trípodes y por la inferior al trípode.

En observación astronómica va muy bien poder acoplar unos prismáticos a un trípode; con ello evitaremos la vibración de sujetarlos con las manos, muy molesta para dicha observación.

Los prismáticos tienen una información grabada. Por un lado son dos números separados por una equis (x), donde el primer número indica los aumentos y el segundo el diámetro en milímetros del objetivo (abertura del objetivo).

En las imágenes anteriores, 12×60 indica que son unos prismáticos de 12 aumentos y los objetivos tienen un diámetro de 60 mm; 10×50 indica 10 aumentos y 50 mm de diámetro de los objetivos.

Los prismáticos de 7×50 o 10×50 son muy usados en astronomía, ya que tienen unos aumentos interesantes y una abertura que nos da bastante luminosidad (a más abertura, más luz recogerán los objetivos y más objetos débiles podremos ver). Además, están en el límite de poderlos utilizar sin trípode. Unos de 12×60 o superiores, nos dan más aumentos, pero para su uso astronómico es obligatorio acoplarlos a un trípode.

El otro grabado, FOV 5.7º o FOV 6.0º, es el campo visual (FOV son las siglas del inglés Field Of View) y es el ancho del área que observamos a través de los prismáticos. Esta medida puede darse en grados (como en las imágenes anteriores) y hablamos de campo visual angular, o bien en unidades de longitud, y hablamos de campo visual lineal, como en la siguiente imagen.

caracteristicas_3

Campo visual lineal

En este caso hay dos números separados por una barra: el primer número nos indica el ancho del campo que veremos y el segundo a la distancia que veremos este ancho. Puede estar en medidas anglosajonas (pies y yardas) o en metros. Así por ejemplo 114m/1000m nos indica que veremos un campo de 114 m de ancho a una distancia de 1000 m.

campo visual

Campo visual

Evidentemente, a más aumentos menos campo visual y viceversa. Unos prismáticos de 10 aumentos dan un campo de unos 6º o de unos 114 m a 1000 m. En observación terrestre mejor que se de el campo visual lineal, pero en astronómica el angular. Si consideramos la esfera celeste con sus 360º, la Luna Llena llena o el Sol abarcan 0,5º, por lo que 6º sería un campo que tendría un diámetro de 12 lunas llenas dispuestas una detrás de otra.

FOV

Campo visual de 6º

Otro aspecto importante a la hora de adquirir unos prismáticos, pues también define la calidad de los mismos, es el tratamiento o recubrimiento (coating) de las lentes. Estos recubrimientos reducen los reflejos internos y, por tanto, la pérdida de luz, así como la aberración cromática, obteniendo imágenes más nítidas y contrastadas.

Existen cuatro tipo de tratamientos, que de más baja a más alta calidad son: coated, fully coated, multicoated y fully multicoated. Los nombres los he puesto en inglés porque es como suelen venir. En los oculares de los telescopios, también nos encontraremos con estos tratamientos. En lo que sea posible el tratamiento ha de ser como mínimo fully coated, o multicoated.

También habremos de tener en cuenta la pupila de salida, que es el diámetro del haz de luz que sale por los oculares, medido en milímetros. A mayor pupila de salida, más cantidad de luz saldrá por los oculares y viceversa. Esto en observación astronómica es importante, ya que con pupilas de salida pequeñas, las imágenes son oscuras y poco nítidas.

Pero hemos de tener en cuenta que la pupila de un ser humano adulto se dilata como máximo entre 6 y 7 mm (aunque depende de la edad). Esto significa que con pupilas de salida mayores no aprovecharemos toda la luz que recoge los prismáticos.

Para calcular la pupila de salida, dividimos el diámetro del objetivo entre el de aumentos. Así por ejemplo, unos prismáticos 10×50 tienen una pupila de salida de 5 mm (50:10), que es una buena pupila de salida.

Si miramos unos prismáticos a una corta distancia hacia los oculares, podemos ver en el centro de éstos el círculo que define la pupila de salida, como muestra la imagen siguiente.

pupila salida

Pupila de salida

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Un poco de óptica

Antes de adentrarnos en los prismáticos y los telescopios, puesto que ambos son instrumentos ópticos, veamos unos pequeños conceptos de la óptica de estos instrumentos.

Tanto en prismáticos como en telescopios, básicamente la imagen se forma y aumenta debido a dos componentes, el objetivo y el ocular. La luz que emite o refleja un objeto se hace pasar por el objetivo, el cual la concentra en un punto, el foco, situado a una distancia del objetivo sobre el eje óptico (línea perpendicular al objetivo y que pasa por su centro). A continuación el ocular recoge esta luz y la aumenta.

formacion imagen

Formación y aumento de la imagen

En prismáticos y telescopios refractores (de lentes), el objetivo es una lente convergente del tipo biconvexa, es decir, convexa por las dos caras. Se llama convergente porque la luz, al pasar a través de ella, se refracta (se desvía) y concentra (converge) en un punto, llamado foco. La distancia entre el centro de la lente y el foco se llama distancia focal del objetivo.

En el caso del ocular también tenemos una lente convergente que recoge la luz del foco y la aumenta. Y, de la misma manera, la distancia que hay entre el foco y el centro de la lente del ocular, se llama distancia focal del ocular.

La imagen que obtenemos está aumentada e invertida. En observaciones terrestres, donde es importante el concepto “arriba y abajo”, esta imagen invertida es engorrosa; es por ello que en prismáticos y telescopios terrestres se ponen unos prismas entre el objetivo y el ocular para enderezar la imagen. En observaciones astronómicas, donde los conceptos “arriba y abajo” carecen de sentido, no importa si la imagen está al derecho o al revés (¿al derecho o al revés de qué?), y por ello los telescopios astronómicos no llevan ningún prisma para enderezar la imagen.

El que veamos mejor y mayor un objeto depende de dos conceptos, la luminosidad y el aumento. La luminosidad es la cantidad de luz que recoge el instrumento, a mayor luminosidad, mejor veremos los objetos débiles, que en astronomía son la mayoría. El aumento nos hará ver los objetos más grandes.

La luminosidad dependerá del tamaño (diámetro) del objetivo (a mayor diámetro, más luz recogerá y, por tanto, más luminoso será) y de la distancia focal del objetivo (a mayor distancia focal, menos luminoso será el instrumento). De hecho, el cociente entre la distancia focal y el diámetro del objetivo nos da un valor muy importante, la llamada relación focal o número f. A mayor relación focal menos luminoso será el instrumento y viceversa:

Relacion focal

En cuanto a los aumentos, dependen también de la distancia focal del objetivo (a mayor sea ésta, más aumentos tendrá el instrumento) y de la del ocular (a mayor distancia focal tenga el ocular, menos aumentos conseguiremos). En concreto, el número de aumentos se calcula dividiendo la distancia focal del objetivo entre la distancia focal del ocular:

Aumentos

Estos dos parámetros, relación focal y aumentos, son muy importantes a la hora de adquirir un telescopio. A mayor diámetro, más luz conseguiremos y mejor veremos los objetos, pero también aumenta el volumen del instrumento y su precio. A mayor distancia focal, más aumentos conseguiremos, pero menos luminoso será el telescopio.

Como se menciona en el artículo telescopios (todavía no lo he publicado), en planetaria, donde los objetos (planetas y la Luna) son muy luminosos, no necesitaremos un telescopio muy luminoso (baja relación focal), pero sí bastantes aumentos. De esta manera, en planetaria interesa un telescopio de larga distancia focal, con lo que aumentará el número f y el de aumentos.

En cielo profundo los objetos son muy débiles, por lo que necesitaremos un telescopio muy luminoso; además, los aumentos no son tan importantes. Así, en cielo profundo interesa más un telescopio de corta longitud focal, con lo que disminuirá el número f y el de aumentos.

Pero claro, como se comenta también en el artículo telescopios, bajar el número f o subir el de aumentos tiene un límite.

Cuando la luz atraviesa una lente no solo se refracta, sino que se dispersa en sus distintos colores según su longitud de onda. De esta manera, la luz roja es la que menos se dispersa y la azul la que más, de manera que las diferentes longitudes de onda (colores) convergen en diferentes puntos focales. Esto produce que se vea un halo de colores alrededor de los objetos, especialmente si la diferencia de contraste es elevada. Este efecto se conoce como aberración cromática y es uno de los motivos para no comprar un telescopio barato: suelen llevar objetivos cromáticos que tienen esta aberración.

aberracion cromatica

Aberración cromática y doblete acromático

Para solucionar este problema lo que se hace es combinar lentes, convergentes y divergentes, ya que la dispersión positiva de una la corrige la dispersión negativa de la otra. Un objetivo bastante común, tanto en telescopios como prismáticos es el objetivo acromático o doblete acromático. Consiste en la combinación de una lente convergente y otra divergente del tipo plano cóncava. De todas maneras, el doblete acromático no corrige del todo la aberración cromática: consigue situar el rojo y el azul en el mismo foco, pero el verde no del todo.

Además de la aberración cromática existe otra también importante, es la aberración esférica. Consiste en que la luz que pasa a través de la zona periférica de la lente no converge en el mismo punto que la luz que pasa por el centro o zonas menos periféricas.

aberracion esferica

Aberración esférica y triplete apocromático

Esta aberración produce una mala calidad de imagen con un mal enfoque. El doblete acromático corrige un poco esta aberración, pero existe otra combinación de lentes que la corrige mejor y que además corrige también los tres colores (rojo, azul y verde) de la aberración cromática; es el triplete apocromático, el cual consiste en la combinación de tres lentes: dos convergentes (biconvexa y plano convexa) y entre ellas una divergente (bicóncava). Decir también que esta aberración aumenta al disminuir la distancia focal del objetivo.

Existe otro importante fenómeno en las lentes, la curvatura de campo. La luz procedente de puntos situados por el centro de la imagen (cercanos al eje óptico), enfocan en el plano focal. Pero a medida que nos alejamos del eje óptico, los rayos enfocan antes, en un plano curvo cóncavo, de manera que a más nos alejamos del centro de la imagen, antes van enfocando los rayos.

curvatura campo

Curvatura de campo

Este efecto, que es debido a la propia curvatura de la lente, hace que la zona central de la imagen salga enfocada y se vaya desenfocando a medida que nos alejamos del centro. En visual la curvatura de campo no es muy molesta, pero en astrofotografía sí que lo es, especialmente en tubos de corta focal (la curvatura de campo se acentúa a medida que se disminuye la distancia focal. Es por ello que, en astrofotografía con refractores de focal corta, es prácticamente obligatorio el uso de los llamados aplanadores de campo, unas lentes que se ponen entre el portaocular y la cámara y que corrigen esta aberración.

En los prismáticos los objetivos siempre son de lentes, pero no en los telescopios. En éstos el objetivo puede ser de lentes (son los llamados telescopios refractores, pues la luz se refracta al atravesar la lente) o de espejos. Los telescopios en los que el objetivo es un espejo se llaman reflectores, ya que la luz incidente se refleja en el espejo y converge en un punto, el foco. Pero para ello el espejo ha de ser cóncavo ya que, al contrario de lo que pasa en las lentes, los espejos cóncavos son convergentes y los convexos divergentes.

reflector

Formación de la imagen en un telescopio reflector

El espejo que hace de objetivo se le conoce como espejo primario. Esto es así porque, y como se explica en el artículo telescopios, un segundo espejo situado en el eje óptico, el espejo secundario, recoge la luz y la envía al ocular que la amplía.

El espejo puede ser esférico, donde su superficie tiene un radio de curvatura constante (no es realmente una esfera, sino una sección o casquete esférico) o parabólico (paraboloide).

espejos

Espejos cóncavos

Los espejos, como reflejan la luz (no la refractan), ésta no se dispersa en sus diferentes colores, por lo que no tienen aberración cromática; pero tampoco están exentos de aberraciones.

Si el espejo es esférico sufre de aberración esférica. Esto no pasa en un espejo parabólico, pero incrementa su precio. De todas maneras, los espejos parabólicos tampoco están libres de aberraciones ya que sí tienen otra, la aberración de coma o simplemente coma, una aberración similar a la esférica

La luz procedente de fuentes puntuales como las estrellas, si están por el centro de la imagen, su luz llega paralela al eje óptico y enfoca en el foco, obteniéndose estrellas puntuales; pero a medida que estas fuentes de luz se alejan del centro de la imagen o del campo, esta luz ya no llega de forma paralela al eje óptico, enfocando en el plano focal pero en otros puntos. Esto hace que estas estrellas se vayan alargando a medida que nos alejamos del centro de la imagen, pareciendo comas ortográficas o pequeños cometas.

coma

Aberración de coma

En visual no es muy molesto este efecto, pero en astrofotografía sí que lo es. En telescopios de larga focal tampoco es muy apreciable, pero sí que lo es en tubos de focal corta, por lo que es muy recomendable o más bien obligatorio en astrofotografía con reflectores de focal corta, el uso de los llamados correctores de coma, lentes que se ponen entre la cámara y el portaocular que corrigen el coma

ocular

Elementos de un ocular

Los oculares son siempre de lentes y están formados por varios elementos (lentes). Para corregir la aberración cromática como mínimo tendrán que tener dos elementos (como en los objetivos), pero los oculares con únicamente dos elementos no son muy buenos.

Unos oculares decentes estarán formados como mínimo por tres o más elementos. Evidentemente, a más elementos, mejor imagen obtendremos, pero también subirá el precio del ocular. Esto hace que haya diversos tipos de oculares (ver telescopios, todavía sin publicar).

 

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