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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Día solar y día sideral

La Tierra realiza una vuelta alrededor de su eje de rotación en un tiempo de 23 horas, 56 minutos y 4 segundos, que es su período de rotación (ver la rotación y la traslación de la Tierra). Este período lo podemos comprobar de una manera sencilla: observamos a qué hora vemos una estrella en una determinada posición en el cielo, por ejemplo, cuando pasa por el meridiano del lugar (el meridiano celeste que pasa por el cenit ⇒ ver la esfera celeste). A la noche siguiente, volvemos a mirar la misma estrella cuando pasa por la misma posición, y observaremos que han pasado 23 horas, 56 minutos y 4 segundos.

dia sideral

Día sideral y día solar

Pero no ocurre lo mismo si lo hacemos con el Sol. Si miramos el tiempo que tarda el Sol en estar en la misma posición en dos días consecutivos, por ejemplo, cuando pasa por el meridiano del lugar, que será cuando esté más alto en el cielo (al mediodía), veremos que habrán pasado 24 horas, casi 4 minutos más (3 minutos y 56 segundos) que lo que tarda una estrella en pasar dos veces consecutivas por la misma posición.

Supongamos que pudiésemos ver las estrellas de día. Imaginemos que, en un día cualquiera, a las 12 del mediodía (12:00:00) y mirando al sur, tenemos una estrella y el Sol en el meridiano del lugar. Al día siguiente veremos que, a las 11:56:04, la estrella volverá a estar en el sur, en el meridiano del lugar, pero no el Sol; éste tardará 3 minutos y 56 segundos más (en total 24 horas), para volver a pasar por el meridiano del lugar, es decir, serán las 12:00:00.

El tiempo que tarda una estrella en pasar dos veces consecutivas por el meridiano del lugar (u otra posición en concreto), se llama día sideral o día sidéreo, y coincide con el período de rotación de la Tierra (23h 56m 04s); el tiempo que tarda el Sol en pasar dos veces consecutivas por el meridiano del lugar (u otra posición en concreto), se llama día solar, y tiene una duración de 24 horas, casi 4 minutos más que el día sideral.

Este desfase es debido a la la traslación de la Tierra. Una estrella, cualquiera, está tan inmensamente lejos que, el movimiento de traslación de la Tierra no afecta a su posición, podemos considerarla como una referencia fija; pero no ocurre lo mismo con el Sol. En un día sideral, la Tierra habrá dado una vuelta completa alrededor de su eje, pero también se habrá movido en su órbita alrededor del Sol (unos 2 millones y medio de kilómetros). En este tiempo, una estrella pasará dos veces por la misma posición, pero el Sol, y debido a este desplazamiento de la traslación terrestre, tendrá un desfase que hará que tarde 4 minutos más en pasar dos veces por el mismo lugar.

De todas maneras, ni el día sideral es de 23h 56m 04s ni el solar de 24 horas. En ambos casos se trata de días medios (día sideral medio y día solar medio). La Tierra no gira alrededor del Sol a la misma velocidad en toda su órbita, a medida que se acerca al perihelio va más deprisa y a medida que se acerca al afelio va más lenta (ver los movimientos de los planetas y la rotación y la traslación de la Tierra). Es decir, tanto el día solar como el día sideral van cambiado a lo largo del año y lo que se toma es el día sideral medio (23h 56m 04s) y el día solar medio (24 horas).

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Las constelaciones de primavera

El cielo de primavera, en el hemisferio norte, no es muy atractivo a simple vista. Es un cielo oscuro y con pocas estrellas brillantes; pero precisamente por ello, podemos encontrar en estas fechas una abundancia de galaxias.

Nos encontramos en una época en la que la Vía Láctea no atraviesa el cielo y, por ello, apenas tenemos nebulosidades de polvo y gas que nos tapen lo que hay más allá de nuestra galaxia. Pero por ello mismo podemos ver, con la ayuda de un telescopio, objetos más allá de nuestra galaxia, es decir otras galaxias.

De hecho, las constelaciones primaverales de Leo, Virgo y la Cabellera de Berenice, contienen diversas galaxias y, en concreto, entre ellas tres se encuentra el cúmulo de Virgo. El cúmulo de Virgo, el cual contiene entre 1000 y 2000 galaxias, es el cúmulo galáctico más cercano al cúmulo al cual pertenece nuestra galaxia la Vía Láctea (el Grupo Local) y se encuentra a una distancia de unos 60 millones de años luz. Tanto el cúmulo de Virgo como nuestro Grupo Local pertenecen al Supercúmulo de Virgo, el cual contiene alrededor de 100 cúmulos galácticos de los cuales, el principal y que además está situado hacia el centro del supercúmulo, es el cúmulo de Virgo.

Pero el presente artículo va de las constelaciones de primavera y no de sus objetos de cielo profundo. Como he comentado, no es un cielo que destaque por estrellas brillantes; en concreto, son tres las estrellas más brillantes de este cielo, las cuales son las estrellas más brillantes de las tres constelaciones que presiden el cielo de primavera: Arturo del Boyero (Bootes), Spica de Virgo y Regulus de Leo. Además, estas tres estrellas forman el Triángulo de primavera, un enorme asterismo en forma de triángulo en cuyos vértices se encuentran las tres estrellas mencionadas.

En la siguiente imagen, realizada desde Querol el día 31 de marzo de 2019 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85 (todas las fotografías de este artículo están realizadas el mismo día y con el mismo equipo), puede verse este asterismo de primavera.

Triangulo de primavera 31_03_2019 Querol

Triángulo de primavera

Arturo, α Boo, es la estrella más brillante de la constelación del Boyero, la cuarta estrella más brillante del cielo (después de Sirio, Canopus y Alfa Centauri), y la más brillante del hemisferio norte celeste (Sirio, Canopus y Alfa Centauri pertenecen al hemisferio sur celeste). Pero Alfa Centauri es un sistema triple, en realidad son tres estrellas (Alfa Centauri A, Alfa Centauri B y Proxima Centauri) que en conjunto y a simple vista se ven como como una única estrella de magnitud aparente entre Canopus y Arturo. Si consideramos en su conjunto el sistema múltiple Alfa Centauri, Arturo sería la cuarta estrella más brillante del firmamento, pero si las consideramos por separado, la estrella principal del sistema, Alfa Centauri A, es menos brillante que Arturo (ésta tiene una magnitud visual de -0,04 y aquélla de -0,01), por lo que podríamos considerar Arturo como la tercera estrella más brillante.

Arturo es una estrella gigante naranja del tipo espectral K, con un tamaño de unas 26 veces nuestro Sol y está a una distancia de unos 37 años luz. Su nombre proviene del griego Arcturus, el guardián de la Osa, ya que en sus proximidades se encuentran las dos Osas. Existen diversas versiones mitológicas sobre Boyero, pero la mayoría lo relacionan con un labrador.

Spica es la estrella más brillante de la constelación del zodiaco Virgo. Es una estrella gigante azul del tipo B, que se encuentra a una distancia de unos 250 años luz. Spica significa espiga y hace referencia a una espiga de trigo que lleva en la mano la diosa Virgo, que en la mitología griega era Astrea, la diosa virgen hija de Zeus y Temis.

Regulus es la estrella más brillante de la constelación, también del zodiaco, Leo. Es una estrella azul del tipo espectral B que se encuentra a unos 79 años luz de distancia.

En el cielo de primavera encontramos también otro asterismo, el Diamante de Virgo; en este caso es un cuadrilátero en forma de casi un trapecio rectángulo, en los vértices del cual se encuentran las estrellas Arturo, Spica, Denébola (β Leo) y Cor Caroli (α CVn). En la imagen siguiente podemos ver este asterismo.

Diamante de Virgo 31_03_2019 Querol

Diamante de Virgo

Denébola es la segunda estrella más brillante de la constelación de Leo, es una estrella blanca del tipo A y está situada a unos 36 años luz de distancia.

Cor Caroli es la estrella más brillante de la constelación de los Perros de caza (Canes Venatici), situada a unos 110 años luz de distancia. En realidad es una estrella binaria que con un telescopio pequeño pueden verse sus dos componentes. El nombre de Cor Caroli (Corazón de Carlos), se lo dio Edmund Halley en el siglo XVIII en honor a Carlos II de Inglaterra, aunque hay fuentes que lo atribuyen a Carlos I. Por lo visto fue el físico de la corte del rey el que aconsejó a Halley, afirmando que el día en que regresó el rey a Londres, en 1660, esta estrella brilló de una forma especial.

Los perros de caza, Asterion y Chara, son dos perros que están sostenidos por el Boyero y que van siguiendo las dos Osas por el firmamento.

Además del Boyero, Leo y Virgo, en el cielo de primavera del hemisferio norte encontramos otras constelaciones: por encima de Virgo y el Boyero y entre ambas está la escurridiza Cabellera de Berenice (Coma Berenices) y la pequeña Perros de caza y, a continuación, la circumpolar Osa Mayor.

Hacia el oeste del Boyero nos encontramos con siete estrellas en forma de semicircunferencia, es la constelación Corona boreal y a continuación vendrían las constelaciones de verano. Hacia el sur de Virgo nos encontramos con las pequeñas Cuervo y Copa (Cráter), la escurridiza y pequeña Sextante y la larga Hydra.

Finalmente, por encima de Leo está la escurridiza León Menor, el Lince y de nuevo la famosa circumpolar Osa Mayor. Por el lado de la cabeza de Leo, y de la Hydra, tenemos a la constelación del zodiaco Cáncer, con M44, el Pesebre, precioso cúmulo abierto visible a simple vista como una mancha difusa en cielos oscuros. A partir de Cáncer ya vendrían las constelaciones de invierno.

En las siguientes imágenes podemos ver todas estas constelaciones de primavera, así como las figuras que representan estas constelaciones, realizada esta última a partir del Stellarium.

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La rotación y la traslación de la Tierra

La Tierra tiene diferentes movimientos, pero los dos más importantes son el de rotación y el de traslación. También son los más evidentes, ya que marcan los días y los años.

Movimiento de rotación

rotacion

Rotación de la Tierra

El movimiento de rotación es el giro que efectúa la Tierra sobre su propio eje en sentido oeste-este, es decir, al contrario que las agujas de un reloj (sentido anti horario).

La Tierra tarda, por término medio, 23 horas, 56 minutos y 4 segundos en dar una vuelta completa sobre su eje y lo hace a una velocidad de 1600 km/h en el ecuador.

Pero no gira a la misma velocidad en todos los puntos del planeta. Un punto en el ecuador ha de recorrer más distancia para dar una vuelta completa que otro punto de la Tierra, por lo que habrá de girar más deprisa. De este modo, la velocidad de rotación de la Tierra es máxima en el ecuador y va disminuyendo a medida que nos acercamos a los polos, en los cuales, la velocidad es nula.

La consecuencia más importante de este movimiento es la existencia del día y la noche. Si el eje de la Tierra fuese perpendicular al plano de la  eclíptica, el ecuador terrestre estaría siempre sobre este plano y el día duraría 12 horas y la noche otras 12 horas. Pero el eje de la Tierra está inclinado 23,5º respecto al plano de la eclíptica, lo cual hace que el día y la noche no duren lo mismo y solo ocurra esto en los equinoccios, ya que en ellos, el ecuador terrestre coincide con el plano de la eclíptica (ver El movimiento aparente del Sol).

rotacion

Día y noche

Además, y debido al movimiento de traslación, la duración del día y la noche va variando a lo largo del año.

Otra consecuencia del movimiento de rotación es la existencia del campo magnético de la Tierra, el cual, entre otras cosas, hace de protección de las radiaciones del viento solar, permitiendo la vida en nuestro planeta.

También como consecuencia de la rotación, la Tierra es abultada en el ecuador y achatada en los polos, haciendo que nuestro planeta no sea una esfera perfecta, sino un esferoide. Al rotar más deprisa en el ecuador, la fuerza centrífuga en esta zona es mayor que en el resto, lo cual hace que se produzca este abultamiento ecuatorial y achatamiento polar de la Tierra.

Movimiento de traslación

traslacion

Traslación de la Tierra

El movimiento de traslación de la Tierra es el que realiza ésta dando una vuelta sobre su órbita alrededor del Sol.

La Tierra da una vuelta alrededor del Sol en 365 días y 6 horas, recorriendo 938 millones de kilómetros a una velocidad media de unos 29,7 km/s (107000 km/h). Debido a estas 6 horas que pasan de los 365 días, cada cuatro años se suma un día en febrero (año bisiesto) para ajustar el calendario.

Como ya describió el astrónomo alemán Johanes Kepler a principios del siglo XVII, la Tierra, al igual que el resto de planetas, giran alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas con el Sol en uno de sus focos (primera ley de Kepler). Esto hace que haya un punto de la órbita en el cual la Tierra alcanza su distancia mayor al Sol (afelio, unos 152000000 km) y otro en el cual dicha distancia es la menor (perihelio, unos 147000000 km), puntos que son la intersección de la órbita de la Tierra con el eje mayor de la elipse, llamado en este caso línea de los ápsides.

Además, y como consecuencia de la segunda ley de Kepler, la velocidad aumenta a medida que la Tierra se acerca al perihelio y disminuye a medida que se acerca al afelio.

estaciones

Órbita de la Tierra

Pero ello no significa que en el perihelio es  cuando haga más calor y en el afelio más frío; de hecho, en el hemisferio norte en el perihelio es invierno (se produce hacia el 4 de enero) y en el afelio verano (se produce hacia el 4 de julio). De hecho, las estaciones y el que haga más frío en unas épocas del año que en otras, es debido a la traslación de la Tierra alrededor del Sol y a que el eje de nuestro planeta está inclinado.

Si en verano hace más calor, es porque el Sol está más alto en el cielo y los rayos nos caen más perpendicularmente que en invierno, que caen más oblicuos. Si el Sol está más alto, el área irradiada es menor que si está más bajo; como la cantidad de energía que irradia el Sol es la misma en cualquier época, calentará más una área menor que una mayor. Por la misma razón, durante el día, cuando hace más calor es al mediodía, ya que el Sol es cuando alcanza la posición más alta.

irradiacion

El área irradiada es diferente según el momento del día y del año

Si el eje de la Tierra fuera perpendicular a la eclíptica, el ecuador terrestre coincidiría todo el año con el plano de la eclíptica, por lo que los días durarían 12 horas y las noches también y en cada latitud de la Tierra haría todo el año la misma temperatura, más calor en el ecuador y más frío a medida que nos acercamos a los Polos. Esto es lo que ocurre en los equinoccios, en los cuales el ecuador coincide con el plano de la eclíptica, y el Sol cae perpendicularmente sobre el ecuador.

Tras el paso de los equinoccios, el ecuador terrestre va desviándose del plano de la eclíptica hasta llegar al máximo en los solsticios, donde la desviación es de 23,5º, la inclinación del eje de rotación terrestre. En el solsticio de verano, el Sol cae perpendicularmente sobre el trópico de Cáncer y empieza el verano en el hemisferio norte y el invierno en el sur.

solsticio verano

Solsticio de verano

En el solsticio de invierno, el Sol cae perpendicularmente sobre el trópico de Capricornio y empieza el verano en el hemisferio sur y el invierno en el norte.

solsticio invierno

Solsticio de invierno

Los cambios de las estaciones se producen en los solsticios y en los equinoccios, pero las estaciones varían de un extremo al otro del planeta: en las zonas templadas hay las cuatro estaciones; en las zonas polares dos (invierno y verano) y en las tropicales y ecuatoriales dos (seca y húmeda).

Para mayor información, ver El movimiento aparente del Sol.

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La luz cenicienta de la Luna

Luna 20_02_2015 Cornella

Luz cenicienta de la Luna

Cuando la Luna está creciente en sus primeros días de ciclo, podemos observar que, además de la parte de la cara visible iluminada por el Sol, es decir, la parte en que es de día, se ve también el resto del disco de la cara visible, la parte no iluminada por el Sol, es decir, la parte en que es de noche.

Pero esta zona la vemos mucho más oscura, con una luz muy débil, es la llamada luz cenicienta de la Luna.

La fotografía de la izquierda, realizada el día 20 de febrero de 2015 desde Cornellà de Llobregat con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 70-300, es de la Luna creciente en su primer día del ciclo y en ella se observa perfectamente la luz cenicienta.

Luz cenicienta 22_01_2015 Cornella

Luz cenicienta de la Luna

Pero, si el Sol no ilumina esta parte, si es de noche en la Luna, ¿cómo es posible que esté iluminada, aunque sea de manera muy tenue? La respuesta es que, aunque indirectamente, esta zona está también iluminada por el Sol, la luz proviene también de nuestra estrella. La luz del Sol ilumina la Tierra, pero también es reflejada por ella, y es esta luz del Sol reflejada en la Tierra la que ilumina la zona oscura de la Luna con esta luz apagada, con esta luz cenicienta.

La fotografía de la derecha, realizada el día 22 de enero de 2015 desde Cornellà de Llobregat con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 70-300, es de la Luna creciente de dos días y en ella también se observa la luz cenicienta.

A medida que la Luna va creciendo en su ciclo, la zona iluminada se va haciendo mayor y va deslumbrando poco a poco la luz cenicienta hasta que ya no se ve.

En las fotografías siguientes, en las que se ve también la luz cenicienta, la Luna no está sola, sino que está acompañada por planetas. En la primera, realizada desde el Vendrell el día 20 de junio de 2015 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, podemos ver la Luna creciente de cuatro días con su luz cenicienta y los planetas Júpiter (arriba) y Venus (más abajo de Júpiter y a la derecha). En la segunda, realizada desde Cornellà de Llobregat el día 22 de enero de 2015 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 70-300, a la Luna, creciente de dos días, le acompaña Marte (arriba y a la izquierda). En la tercera, realizada también desde Cornellà de Llobregat, pero el día 5 de diciembre de 2013 y con una cámara Canon EOS 30D y un objetivo Sigma 70-300, el planeta que acompaña a nuestro satélite es Venus. En esta última, la Luna tiene una edad de dos días

Finalmente, la siguiente fotografía, hecha desde el Vendrell el día 20 de junio de 2015 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, como la primera de las anteriores, muestra también la Luna con su luz cenicienta y los planetas Júpiter y Venus en la misma disposición como se ha comentado en la foto anterior.

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Aproximación de la Luna, Júpiter y Venus

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Luna 23/02/2019

El sábado 23 de febrero de 2019, la Luna estaba en gibosa menguante con una edad de 19 días y una iluminación del 79%. Salió tarde, como corresponde cuando está menguando, lo cual me permitió estar un rato haciendo cielo profundo, ya que la noche estaba despejada, sin viento y no hacía mucho frío.

Luna gibosa menguante 23_02_2019 Querol

Luna gibosa menguante

De hecho, antes de hacer la foto sobre la que va este artículo, me centré en cuatro objetos de cielo profundo a los cuales les hice unas fotografías: dos cúmulos abiertos, M44 (el Pesebre) en Cáncer y M35 en Géminis, unas nebulosas de reflexión en Orión (M78 y las NGC 2071, 2064 y 2067) y, finalmente y ya con Luna, las galaxias espirales M95 y M96 en Leo, Luna que me deslumbró bastante estas dos galaxias.

Después de hacer estas dos galaxias de Leo, le hice una única fotografía a la Luna con el mismo equipo utilizado para las de cielo profundo, un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D. El resultado es la fotografía de la izquierda.

Con esta edad, el terminador se corresponde con la Luna de cuatro días, pero también se pueden observar con detalle los cráteres correspondientes al quinto y sexto día.

Luna gibosa menguante 23_02_2019 Querol_b

Luna gibosa menguante

También con esta edad de 19 días, podemos contemplar casi todos los “mares” de nuestro satélite y los tres cráteres más emblemáticos y famosos de la Luna: Plato, Copernicus y Tycho.

Si bien no se observan con todos sus detalles debido al exceso de iluminación, lo que sí se aprecian bien son los sistemas de rayos de Copernicus y Tycho.

También se ve ese extraño y luminoso cráter occidental de la Luna, Aristarchus y el también occidental (más que Aristarchus, casi en el límite de la cara visible), pero oscuro Grimaldi

En la imagen de la derecha, que es la misma que la anterior, he indicado los principales cráteres que se pueden observar, así como los mares.

 

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M95 y M96, dos galaxias en Leo

Situado en el cielo en la constelación de Leo, se encuentra un pequeño grupo de galaxias, el grupo M96 o Leo I, del cual destacan especialmente tres: una elíptica, M105, y dos espirales, M95 y M96, de las que trata este artículo.

Ambas galaxias son espirales barradas, es decir, el centro de la galaxia está formado por una banda de estrellas que abarca de un lado a otro de la galaxia y los brazos espirales parecen surgir del final de la barra, a diferencia de las no barradas, que dichos brazos parecen surgir del núcleo de la galaxia.

En la imagen siguiente, realizada desde Querol el día 23 de febrero de 2019 con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, podemos ver estas dos galaxias, M96 es la del centro de la imagen y M95 la que se encuentra arriba a la izquierda.

M96_95 Querol 23_02_2019

M96 y M95

Ambas galaxias fueron descubiertas conjuntamente el 20 de marzo de 1781 por el astrónomo francés Pierre François André Méchain. Éste le comunicó a Charles Messier su descubrimiento y  las incluyó en su catálogo cuatro días más tarde.

M96 Querol 23_02_2019

M96

M96, incluida también en el catálogo NGC como NGC 3368, es la más brillante del grupo, por eso éste coge su nombre.

Es bastante asimétrica, asimetría que podría ser debida a la atracción gravitatoria de otras galaxias del grupo.

En la fotografía de la izquierda, que es un recorte de la anterior, puede verse esta asimetría.

Tiene una doble barra central, la principal y otra más pequeña, pero el alto brillo de esta zona central hace complicado distinguir  esta doble barra.

Con una magnitud aparente de 10, un brillo superficial de 13 mag/min arco2 y un tamaño aparente de 7,6 x 5,2 minutos de arco, tiene un diámetro de unos 100000 años luz (más o menos como la Vía Láctea) y se encuentra a unos 34 millones de años luz de distancia.

M95 Querol 23_02_2019

M95

M95, incluida también en el catálogo NGC como NGC 3351, es más pequeña que M96 (su diámetro es de unos 46000 años luz) y se encuentra a una distancia de unos 38 millones de años luz. Su magnitud aparente es de 9,7, su brillo superficial de 11,8 mag/min arco2 y su tamaño aparente de 7,4′ x 5,1′.

Tiene un anillo alrededor del núcleo en el que se da una alta formación de estrellas y que alberga unos cuantos cúmulos de estrellas jóvenes y masivas.

La fotografía de la derecha, que es otro recorte de la que están las dos, puede observarse este anillo central, así como la barra central.

Sin la asimetría de su vecina M96, posee una estructura espiral bastante definida.

En la siguiente fotografía,  realizada el día 2 de mayo de 2014 desde Sant Llorenç de la Muga, en el Alt Empordà (Gerona) con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, está indicada la ubicación en el cielo de estas dos galaxias (coordenadas ⇒ M95, AR: 10h 45m / Dec: +11º 37′ 16”; M96, AR: 10h 47m 48” / Dec: +11º 42′ 54”).

Zona Leo 02_05_2014 Sant Llorenç M_b

Ubicación en el cielo de M95 y M96

También puede verse el planeta Marte, que esos días estaba en Virgo, así como M44, el Pesebre, un bello cúmulo abierto situado en el cielo en la constelación de Cáncer, que en cielos oscuros y sin Luna puede verse a simple vista (como una mancha borrosa y difusa).

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M35, un cúmulo abierto en Géminis

En la constelación de Géminis, en concreto “en los pies” de Castor, se encuentra uno de los más bellos cúmulos estelares, el cúmulo abierto catalogado como M35, aunque también está incluido en el catálogo NGC como NGC 2168.

La imagen siguiente, realizada desde Querol el día 23 de febrero de 2019 con un telescopio reflector Skywatcher 200/1000 y una cámara Canon EOS 550D, es de este cúmulo abierto.

M35 23_02_2019 Querol

Cúmulo abierto M35

M35 es un cúmulo que contiene entre 200 y 300 estrellas que se formaron de la misma nebulosa hace unos 100 millones de años, por lo que se trata de un cúmulo de edad intermedia con algunas estrellas gigantes amarillas y naranjas de los tipos espectrales G y K que ya han abandonado la secuencia principal.

En la zona inferior y hacia la derecha de la fotografía, se ve parte de otro cúmulo abierto; se trata del cúmulo catalogado como NGC 2158, el cual, aunque desde la Tierra se ve muy cerca de M35, no tiene nada que ver con éste, ya que, mientras que M35 está a unos 2800 años luz de distancia, NGC 2158 se encuentra a unos 16000 años luz. Además, NGC 2158 es bastante más antiguo, pues tiene alrededor de 1000 millones de años de antigüedad.

M35 es un cúmulo bastante extenso, con un diámetro de unos 24 años luz, ocupa en el cielo una extensión similar a la de la Luna llena (su diámetro aparente es de 28′, frente a los 30′ de la Luna llena), una magnitud aparente de 5,1 y un brillo superficial de 11,8 mag/min arco2. Además, tiene bastantes estrellas relativamente brillantes, lo que hace que sea un cúmulo fácil de localizar que, en cielos oscuros y sin Luna, puede verse a simple vista como una mancha difusa. Debido a su extensión, para su observación es mejor pocos aumentos o incluso unos prismáticos, ya que, a grandes aumentos se nos sale del campo de visión.

La imagen siguiente es un recorte de la anterior, en el cual he centrado este espectacular cúmulo abierto.

M35 23_02_2019 Querol_b

Cúmulo abierto M35

Si bien su descubrimiento se atribuye al astrónomo suizo Jean Phillippe Loys de Chéseaux en el año 1745, en 1750 el médico y astrónomo inglés John Bevis (el descubridor de la nebulosa del Cangrejo, M1) completó su obra Uranographia Britannica, en la cual ya mencionaba esta aglomeración de estrellas a los pies de Géminis, por lo que, independientemente de Phillippe L. de Chéseaux, John Bevis también observó este cúmulo estelar antes de 1750. Poco más tarde, en 1784, Charles Messier lo incluyó en su famoso catálogo con el número 35.

La siguiente fotografía, realizada también el día 23 de febrero de 2019 desde Querol, pero con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, muestra el cielo en la zona de Géminis y en ella he señalado la ubicación en el cielo de M35 (coordenadas ⇒ AR: 6h 10m 9s / Dec: +24º 19′ 40”).

Zona Geminis 23_02_2019 Querol_b

Ubicación de M35

En esta imagen también puede verse otro famoso cúmulo abierto, M44, el Pesebre, en la constelación de Cáncer.

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Plato, el cráter negro del norte

El el norte de la Luna, entre el Mare Frigoris y el Mare Imbrium, está el cráter Plato, uno de los tres cráteres más emblemáticos y observados de nuestro satélite; los otros dos son Copernicus y Tycho.

Su nombre se lo dio el astrónomo italiano del siglo XVII Giovanni Riccioli, en honor al filósofo griego Platón y es un cráter que con unos prismáticos ya se puede ver.

La imagen siguiente, realizada desde Cornellà de Llobregat el día 5 de abril de 2009 con un telescopio reflector Celestron 150/750 y una cámara Philips SPC900, es de este famoso cráter lunar.

Plato es un cráter de impacto (se formó por el impacto de un meteorito), casi circular, de 100 km de diámetro y con unas paredes de 1000 m de altura, aunque tiene algunos picos de 2000 m de altura.

Pero lo que más destaca de este cráter es su fondo llano y oscuro, más incluso que los mares entre los que se encuentra y que contrasta con las zonas montañosas claras que lo rodean. Esto hizo que el astrónomo polaco del siglo XVII Johanes Hevelius lo llamara el “Gran Lago Negro”.

Este color negro es debido a que su fondo es de lava basáltica. Es un cráter antiguo que se formó hace unos 3000 millones de años, después de la formación del Mare Imbrium, y que según parece, se inundó con lava procedente de este Mare.

En el sur de Plato y emergiendo del Mare Imbrium hay unas montañas brillantes y aisladas, son los Montes Teneriffe, cuyos picos más altos alcanzan los 1500 m de altura. Al nordeste del cráter hay una pequeña grieta sinuosa no fácil de ver llamada grieta de Plato.

La mejor observación de este cráter es cuando la Luna está en su octavo día, un día después de cuarto creciente. Con esta edad de la Luna y por la zona de Plato, también podemos observar una serie de cráteres y montañas interesantes, como muestra la imagen siguiente, que es un mosaico de dos fotos realizadas el día 11 de julio de 2011 y también desde Cornellà de Llobregat, pero con un telescopio Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 y una cámara Philips SPC900.

Al este y al oeste de Plato nos encontramos con dos cadenas de montañas, al oeste los Montes Recti y al este los Montes Alpes, una serie de montañas cuyos picos más altos superan los 2400 m de altura y que están seccionados por una enorme falla, el Vallis Alpes.

Al final de los Alpes está Cassini, un cráter de unos 56 km de diámetro con una muralla que no supera los 1300 m de altura y en cuyo interior hay dos pequeños cráteres. Al sudeste de este cráter está la cadena de montañas Montes Caucasus.

Más hacia el sur nos encontramos con tres cráteres muy característicos de la Luna: Aristillus, por debajo Autolycus y a la izquierda de ellos Archimedes.

Aristillus es un cráter de impacto circular de unos 55 km de diámetro y unas paredes de 3700 m de altitud. En su centro hay un grupo de tres picos de unos 900 m de altitud.

Autolycus es también un cráter de impacto circular y es algo más pequeño que Aristillus, unos 40 km de diámetro, aunque es tan profundo como él.

Archimedes es un cráter grande, con unos 95 km de diámetro y unas paredes de 2000 m de altitud. El fondo del cráter es de lava oscura y no tiene picos. Como a Plato, su nombre se lo dio Giovanni Riccioli, en este caso en honor al científico griego Arquímedes.

Por encima de Archimedes están los Montes Spitzbergen, una cadena montañosa rectilínea de 60 km de longitud y 15 km de ancho, que tiene cuatro picos importantes de alturas entre los 1100 y los 1300 m.

La imagen siguiente, realizada el día 6 de enero de 2017 con un telescopio Smidt Cassegrain Celestron 203/2032 y una cámara Canon EOS 70D, es de la Luna gibosa creciente con una edad de ocho días; en ella he señalado los cráteres Plato, Aristillus, Autolycus y Archimedes.

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Asteroide 3200 Faetón

En octubre de 1983, el observatorio espacial IRAS (InfraRed Astronomical Satellite, Satélite Infrarrojo Astronómico), descubrió un curioso y especial cuerpo rocoso de algo más de 5 km de diámetro, al que llamaron Faetón (Phaeton en inglés), por el mito griego de Faetón, hijo del dios del Sol Helios y la ninfa marina Climente y que estuvo casi a punto de quemar toda la Tierra.

Esta roca, de un color azulado, tiene una órbita muy excéntrica, de manera que se acerca mucho al Sol (de hecho, es el asteroide con nombre propio que más se acerca al Sol), atravesando las órbitas de Marte, la Tierra, Venus y Mercurio, y tardando alrededor de 1,4 años en completar dicha órbita.

3200 Faeton_b

El 3200 Faetón tiene una órbita muy excéntrica

En principio se le clasificó como un asteroide Apolo (asteroides que cruzan la órbita de la Tierra), pero los científicos tienen dudas sobre él, ya que se comporta como un asteroide y como un cometa.

Por un lado, esta órbita es más propia de un cometa que de un asteroide, aunque no forma ni coma (nube de polvo y gas que envuelve al cometa) ni cola al acercarse al Sol, como haría un cometa. Sin embargo, en 2010 y gracias a una sonda STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory, Observatorio de Relaciones Solar-Terrestres) de la NASA, científicos de la Universidad de California, Los Ángeles (UCLA), detectaron una pequeña cola debido a que, como se acerca tanto al Sol, el calor solar (unos 800º C) quema la superficie rocosa y hace que se forme una pequeña cola gravosa.

Otro aspecto que lo asemeja a un cometa es el hecho de que parece ser que es el causante de las Gemínidas, famosa lluvia de meteoritos (o popularmente lluvia de estrellas) que se produce cada año durante la primera quincena de diciembre, ya que las fuentes de las lluvias de estrellas son cometas y no asteroides. De hecho, hasta el descubrimiento del 3200 Faetón, los científicos estaban muy intrigados sobre cuál era la fuente de los escombros que causaban esta lluvia de meteoritos, pues no hay ningún cometa cuya órbita coincida  con la órbita de escombros de las Gemínidas; sin embargo, la órbita del 3200 Faetón sí que coincide. De todas maneras, todavía no está claro como Faetón causaría este rastro de escombros.

Así que no se conoce bien cuál es la naturaleza del 3200 Faetón; algunos científicos hablan de un cometa muerto o de un cometa inactivo que se convirtió en asteroide. Pero, a pesar de tener características de cometa, no lo es, por lo que hoy por hoy se le considera un asteroide.

El 16 de diciembre de 2017, este asteroide hizo su máxima aproximación a la Tierra desde su descubrimiento, pasando a 10,3 millones de kilómetros de nuestro planeta.

La animación  siguiente está hecha a partir de un vídeo realizado por José Muñoz Reales desde Hospitalet de Llobregat el 15 de diciembre de 2017, con un telescopio reflector 130/650 y una cámara Meade DSI III. En ella se ve al asteroide 3200 Faetón atravesando la imagen de izquierda a derecha y de arriba al centro. En total son 82 minutos comprimidos en 7 segundos.

3200 Faeton 15_12_2017

Asteroide 3200 Faetón

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