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Los polos magnéticos y geográficos de la Tierra

En esta entrada vamos a averiguar que son y donde están los polos norte y sur geográficos y los polos norte y sur magnéticos, que son puntos diferentes aunque se crea popularmente que es el mismo punto. Comenzamos hablando del los polos geográficos.

La Tierra gira sobre sí misma pasando su eje de giro (llamado eje del mundo) por los polos geográficos norte y sur. También si consultamos mapas podemos ver que los puntos donde están los polos geográficos es donde las líneas de longitud (meridianos) convergen en el norte y en la zona sur, por tanto los polos sur y norte están directamente opuestos entre sí. La proyección hacia el cielo del eje de giro (su punto norte y sur) coincide muy aproximadamente en la esfera celeste con la estrella polar para la zona norte y sobre una zona despoblada de estrellas en la constelación del octante en el polo sur.

octans

Punto que marca el polo sur del firmamento junto en la constelación del Octante, imagen de la Unión Astronómica Internacional.

La estrella más brillante cercana al polo sur celeste es la estrella Sigma Octantis, de magnitud 5.5, que está situada a aproximadamente 1º de ese punto (un grado es dos veces el tamaño aparente en el cielo de la Luna llena), por tanto algo alejado, y además una estrella solo observable con cielos muy limpios de contaminación lumínica.

En la siguiente imagen de la Tierra podemos ver sobre la superficie de la Tierra los punto Norte (N) y Sur (S). El eje de rotación pasa por esos dos puntos y toca el cielo en los puntos que hemos dicho antes. Este eje de giro tiene una inclinación de 23º sobre la perpendicular a la órbita que es la zona por donde transita la Tierra en su traslación alrededor del Sol, zona de transito que se denomina eclíptica.

El punto Polo Norte geográfico se encuentra aproximadamente en medio del Océano Ártico y en el otro lado de la Tierra, el Polo Sur se encuentra en la Antártida. 

¿Qué es el polo norte magnético?

Cuando utilizamos una brújula esta se alinea con el campo magnético de la Tierra. Apuntando al norte magnético que es donde las líneas del campo magnético convergen.

Esto significa que una aguja de una brújula apuntará siempre al Polo Norte magnético, que es diferente del norte geográfico. Desde que se midió por primera vez en 1831, los científicos se dieron cuenta de que, a diferencia de nuestro Polo Norte geográfico que es fijo, el norte magnético de la Tierra se desplaza con el tiempo, concretamente a unos 15 km/año. Recientemente nuevas observaciones han comprobado que está entorno a los 50-60 km/año hacia Siberia. Estos cambios de movimiento y posición están debidos al hierro del núcleo de la Tierra que su movimiento genera corrientes eléctricas que producen el campo magnético. Estudiando este movimiento podemos saber cómo se comporta el núcleo de la Tierra. En el siguiente vídeo de la ESA lo tenéis muy bien explicado.

Pero, ¿cuál es la diferencia entre el norte magnético y el norte geográfico? la diferencia es de posición el polo norte geográfico es fijo y el polo norte magnético cambia con el tiempo. Sí utilizamos una brújula para llegar al polo norte real (el geográfico) tendríamos que hacer corrección. Para llegar al punto exacto del norte real sí es de noche tan solo tenemos que ir en dirección de la estrella polar.

El campo magnético de la Tierra es muy importante pues nos protegen de las partículas de alta energía que provienen del Sol. Cuando llegan estas partículas (electrones, protones y partículas alfa) de alta energía, chocan contra el campo magnético de la Tierra, este solo dejar pasar a las partículas por los vórtices del campo magnético que se encuentran en el polo norte y sur.

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Interacción del viento solar contra el campo magnético de la Tierra. Imagen: NASA

Cuando las partículas golpean la atmósfera cerca de los polos magnéticos, hacen que brille como los gases en una lámpara fluorescente, las partículas cargadas chocan con las moléculas del aire  y forman esos colores tan espectaculares, creando las preciosas auroras polares.

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Interacción de las partículas cargadas con el aire. Gráfico: NASA

Son impredecibles pues dependen de la actividad solar, a mayor actividad solar mayor será su probabilidad, intensidad y su duración en el tiempo. La mejor época para observarlas es el otoño e invierno del hemisferio norte y del Sur. Las zonas más buenas para su contemplación son los países más cercanos al polo.

Ya sabéis lo que es el polo norte geográfico y el polo norte magnético, aunque parezcan lo mismo no lo es.

Para saber más:

Orientación en el cielo

El polo sur celeste de la Tierra

Auroras polares

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La velocidad de escape en los astros

En los planetas estamos atrapados por la gravedad, el espacio está alejado de nosotros y con un simple salto o pequeño impulso no podemos acercarnos, necesitamos una gran energía, pero hay una velocidad a la cual podemos escapar del planeta y vencer la fuerza de la gravedad.

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A esa velocidad se la denomina velocidad de escape, para alcanzarla hay que conseguir que la energía cinética sea suficiente para superar la energía potencial gravitatoria de la Tierra, eso requiere una energía instantánea enorme. En el punto en el que se logra escapar la energía cinética es igual a la energía potencial gravitatoria de la Tierra. Con estas relaciones tendríamos la formula para la velocidad de escape, vamos a deducirlas, también damos las condiciones de que consideramos despreciable el rozamiento con la atmósfera, con lo cual obtenemos una formula aproximada:

Deducción de la velocidad de escape, se ha igualado la energía cinética con la energía potencial gravitatoria. . Donde en las anteriores formulas m es la masa del objeto que queremos que escape, v es su velocidad, G es la constante gravitacional universal (6.67 x 10 -11 m 3 kg -1 s -2 ), M es la masa del planeta y R es el radio del planeta.

La velocidad de escape desde la superficie de la Tierra, dando el valor a todas la magnitudes en la formula es de 11.2 km/s. En la mayoría de las situaciones, no es práctico lograr la velocidad de escape casi instantáneamente, debido a la enorme aceleración que se necesita, y también porque si hay una atmósfera, las velocidades hipersónicas involucradas (en la Tierra una velocidad de 11.2 km s, o 40,320 km/h) hace que la mayoría de los objetos se quemen debido a un calentamiento aerodinámico o se rompan por la resistencia atmosférica. Para una órbita de escape real, una nave espacial acelerará constantemente fuera de la atmósfera hasta que alcance la velocidad de escape apropiada para su altitud (que será menor que en la superficie). En muchos casos, la nave espacial puede colocarse primero en una órbita de estacionamiento (por ejemplo, una órbita terrestre baja) a 160–200 km y luego acelerar a la velocidad de escape a esa altitud.

Veamos la velocidad de escape para los planetas del sistema solar, y para algún que otro objeto curioso:

Objeto: Velocidad de escape (Km/s)

Mercurio 4.25

Venus : 10.36

La Tierra: 11.2

La Luna : 2.38

Marte : 5.03

Ceres: 0.51

Júpiter: 60.20

Saturno: 36.09

Urano: 21.38

Neptuno: 23.56

Plutón: 1.23

El Sol: 617.15

Agujero negro: +299792.458 (velocidad de la luz)

El último objeto, el agujero negro como veis la velocidad es enorme, pero esa no es la velocidad de escape para dentro del agujero negro, sino para la zona del horizonte de sucesos , zona a partir de la cual si la superas caerías dentro. Una vez dentro solo se puede salir si superas la velocidad de la luz y eso por leyes físicas es imposible.

Nada puede superar la velocidad de la luz, para escapar es necesario superar la velocidad de escape de un agujero negro que es superior a la velocidad de la luz.

Como curiosidad sí en la formula de la velocidad de escape cambiamos v por la velocidad de la luz y despejamos R, obtenemos el radio de Scwarzschild, que nos da el radio del horizonte de sucesos. Cuanto mayor masa tenga una estrella y menor radio tendrá muchas posibilidades de convertirse en un agujero negro.

Por tanto los agujeros negros son como se llaman, negros, ni siquiera la luz puede escapara pues debería superar su propia velocidad…

Programas de simulación del firmamento y de la galaxia

Existe una multitud de software astronómico para simular en tu ordenador el firmamento, con estos se trata de saber en cada momento que constelaciones y objetos se pueden apreciar, y también viajar por el espacio hasta los objetos astronómicos más increíbles que os podáis imaginar de la galaxia y de fuera de esta, y todo sin despegaros del ordenador. En esta entrada os voy a hablar de los tres que creo mejores para empezar a conocer el cielo y los objetos que lo componen:

1.- Celestia: Es un software planetario gratuito, que nos posibilita explorar el Universo en tres dimensiones, simular viajes a través de nuestro sistema solar, viajar a más de 100.000 estrellas de la vía láctea o incluso fuera de nuestra galaxia. Se puede descargar en la siguiente página:

www.celestia.es

Programa Celestia

2.- Worldwidetelescope: Es un programa creado por Microsoft que muestra el cielo en 3D, así como datos de ciencias de la Tierra. Tiene vídeos guiados y posibilidad de grabar nuestros propios vídeos. Se puede usar y disfrutar en la siguiente página:

www.worldwidetelescope.org


Programa Worldwidetelescope

3.- Stellarium: es un programa gratuito de código abierto. Es capaz de mostrar un cielo realista en 3D. Sólo especificando las coordenadas de tu ubicación tienes el cielo que hay en ese momento sobre tu localidad, puedes ver las constelaciones, sus objetos, miles de estrellas y datos de cada uno de estos objetos. Se puede descargar desde la siguiente página:

stellarium.org/es

De este programa os he hablado bastante en el blog, con lo que tenemos varios vídeos explicando su uso.

Espero que estos programas de simulación del firmamento y de la galaxia os sirvan para conocer un poco más el maravilloso Universo.

Cómo diseñar una noche de observación astronómica

A la hora de realizar observaciones de muchos objetos astronómicos es bueno diseñar y preparar muy bien tu noche de observación, es importante saber que objetos podemos ver, su altura y la hora de optima visibilidad, así como los preparativos para realizar un cómoda y maravillosa observación astronómica. Para ello realizaremos un pequeño parte de observación con los puntos que os explico en esta entrada.

Podemos diseñar un parte de observación en el que indiquemos nuestra estación de observación, datos de los objetos a observar, nuestros instrumentos y gráficos con la posición de los objetos. A modo de ejemplo os pongo una observación que realicé en el año 2010, a modo de ejemplo:

1) DATOS OBSERVADOR Y ESTACIÓN

Observador: José Vicente Díaz

Lugar de Observación: Bugarra (Valencia), zona rural.

Latitud: 39º36’35’’N

Longitud: 0º46’46’’O

Altitud: 177 m

Día de Observación: 12 de agosto de 2010

Hora inicio: 20h30m  Hora final: 4h00m (Horas en Tiempo Universal)

% cielo cubierto (edificios, montañas, nubes): 0%

2) OBJETOS A OBSERVAR

Ahora realizamos un listado de Objetos a observar y características, por ejemplo los siguientes:


Pulsar sobre la imagen para ver los detalles

3) Requerimientos para la Observación y procedimiento.

Elegimos qué instrumento usaremos para la observación, puede ser un telescopio, unos prismáticos, cámaras de vídeo u observación a simple vista, en el caso ejemplo utilizamos un telescopio:

 -Se utilizará un Telescopio Reflector Ecuatorial, de Características:

D=150mm F=750mm & F= 1400mm; oculares de 25mm, 6mm, y lente Barlow.

-Trípode y Cámara digital de 10Mp (megapíxeles).

-Coordenadas de los objetos obtenidas a través del programa Stellarium y del catalogo SIMBAD (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad), coordenadas de las perseidas desde catalogo de International meteor organization IMO http://www.imo.net.

  1. a) Para la Observación de los objetos M57, M29, M39 y M31 usaremos oculares de tipo 25mm y 6,5mm. Utilizaremos preferiblemente el de 25 mm ya que a mayores aumentos, aumentan las distorsiones que provoca la turbulencia en la atmósfera de la tierra a través del telescopio.
  2. b) Para las fotografías de meteoros usaremos la cámara digital, donde en el modo manual elegiremos, para la captura de meteoros, las siguientes características: f3.5 (el mas bajo posible para tener mas apertura), 16s (tiempo de exposición) e Iso800. Realizaremos fotos cada 2 minutos durante la hora del máximo. Comenzaremos la observación de los meteoros de perseidas, realizando un conteo, a partir de las 2h (TU) hasta las 3h (TU), hora en la que el radiante esta lo suficientemente alto como para empezar a ver bastantes meteoros, enfocaremos la cámara a la zona de Casiopea. Observaremos en dirección NE, con la mirada a una altura de unos 40º.

En cuanto a otros materiales a parte del telescopio y la cámara nos llevaremos una silla plegable, linterna de luz roja, ordenador portátil (Programa stellarium y Cálculos de MALE), planisferio celeste, libreta para anotaciones. Interesante la linterna de luz roja, ya que el ojo le cuesta de 15 a 20 min. adaptarse a la oscuridad del cielo, con lo que es importante mantener una buena visión.

Se ha elegido un lugar alejado de la contaminación lumínica para obtener una noche lo más oscura posible, determinaremos la magnitud limite estelar (MALE) del cielo cada hora para observar las variaciones de magnitud, Para ello, es necesario contar el número de estrellas que son visibles dentro de un área del cielo en específico (generalmente triángulos formados por estrellas brillantes y fáciles de encontrar), y comparar dicho número con varios prefijados en tablas. Es posible realizar la prueba con varias áreas diferentes del cielo. Utilizaremos el siguiente enlace, muy interesante para determinar la magnitud estelar media:

http://www.aavbae.net/meteoro/malecalc/male.htm

. Para realizar una buena observación es importante que la magnitud limite estelar este sobre la 6.00.

Antes de ir a observar habremos determinado que tiempo vamos a tener y una buena opción es utilizar la Web de la Agencia estatal de meteorología. Especialmente en la sección de observación con radar donde se puede ver el movimiento de las masas nubosas.

http://www.aemet.es/es/portada

http://www.aemet.es/es/eltiempo/observacion/radar

4) Cuadro de Visibilidad de los Objetos

Utilizaremos la herramienta Object Visibility e introduciremos los siguientes parámetros para nuestra observación ejemplo, elegimos la opción Starlt: (es importante colocar los datos como en la gráfica)

Captura

Obteniendo el siguiente cuadro de visibilidad para nuestra ubicación:

cuadro visibilidad
Pulsar sobre la imagen para ver los detalles

Para cada objeto hay una curva, el pico más alto es cuando se halla en culminación, es decir sobre nuestro meridiano en su punto más alto. Podemos ver en la parte abajo de la gráfica las horas, por tanto podemos ir pasando de un objeto a otro a lo largo de la noche, dando tiempo a que vayan culminando. Las perseidas culminan de día, como se puede apreciar en la gráfica, por tanto lo ideal para observarlas es esperar a últimas horas de la noche que es cuando más alto está el radiante.

Bueno espero que estas gráficas os ayuden a planificar aun mejor vuestras observaciones. Como veis hay muchos recursos muy sencillos para darle un toque muy profesional a nuestras observaciones, espero que disfrutéis jugando con todas estas gráficas :-).

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Guía para observar las estrellas

Mirar el cielo y descubrir las estrellas es maravilloso, saber que estas observando y viajar entre las estrellas es muy sencillo y espectacular, en esta entrada os voy a dar una sencilla guía para comenzar a apreciar las estrellas y varios recursos para empezar a observar, pero primero un poco de historia…

Desde la antigüedad el ser humano ha tratado de describir y estudiar el cosmos, miles de puntos brillantes les rodeaban todas las noches, los observaban, los estudiaban y llegaron a descubrir cosas grandiosas a simple vista. Por ejemplo hace  2200 años, Eratóstenes determinó, a partir de las sombras que proyectaban los objetos en dos localidades distintas y muy alejadas, la circunferencia de la Tierra (40.000 Km)… hace 2200 años!…CapturaCarl Sagan en su fabulosa serie COSMOS explicando cómo Eratóstenes consiguió medir la circunferencia de la Tierra.

Aristarco (310 a.c.-230 a.c), propone al Sol como centro del sistema planetario, como veis 300 años antes de cristo ya se pensaba que el centro del sistema solar era el Sol. Después llegaron siglos en los que el oscurantismo eclipsó estas ideas y no fue hasta la época del renacimiento cuando la percepción del mundo cambió y nos dimos cuenta de que no somos el centro del mundo, si no una simple mota de polvo en el océano cósmico.

Pero las estrellas seguían observándose, miles de puntitos brillantes moviéndose en el cielo, había que dar nombre y forma a tanta estrella. Habría que crear constelaciones, esto es simplemente agrupar estrellas cercanas en la bóveda celeste en una determinada forma, agrupaciones en las que las estrellas no tienen relación alguna entre sí, tan solo lo cerca que estén desde nuestra perspectiva. Y eso empezó a hacerlo el astrónomo griego Ptolomeo  en el año 150 d.c. llegando nombrar a un total de 48 constelaciones, el número fue aumentando debido a navegantes y diseñadores de mapas celestes. Los navegantes encontraron nuevas constelaciones en sus viajes por el océano, y los diseñadores de mapas celestes fueron rellenando huecos entre constelaciones con nuevas constelaciones. Otros astrónomos inventaron constelaciones para rellenar huecos entre las figuras reconocidas por los griegos, fue de una forma arbitraria y así se quedo en el cielo, las constelaciones no tienen los mismos limites. Actualmente tenemos 88 constelaciones adoptadas oficialmente por la International Astronomical Union (IAU) en 1930.

Las constelaciones son útiles porque facilitan la localización de las estrellas y los campos celestes y ayudan a la navegación.

current night sky over Valencia

Los catálogos estelares son mapas en los que se representan las posiciones de las estrellas, nebulosas y otros objetos celestes de acuerdo con sus coordenadas en el cielo y para un instante dado que se conoce como la época del catálogo. En esos catálogos las estrellas se identifican según su brillo por las letras del alfabeto griego. Podéis comprar un planisferio para ir reconociendo las constelaciones, o simplemente usando aplicaciones móviles que simulan el cielo. También hay programas muy buenos para ordenadores como es el caso del programa stellarium. Una vez identifiquemos las constelaciones os recomiendo primero adquirir unos prismáticos y sí os gusta lo que veis comprar un telescopio, os dejo dos enlaces sobre estos dos instrumentos:

Uso de prismáticos

Tipos de telescopios

El cielo va cambiando debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol, tenemos cielos diferentes según la estación del año. Y a lo largo de la noche las estrellas van cambiando de posición en el cielo debido a la rotación de la Tierra.

Las constelaciones nos pueden ayudar a orientarnos, siempre claro… que esté despejado :-). Por ejemplo para el hemisferio norte a partir de una sola constelación podemos encontrar el Norte y desde ahí el Sur, Oeste y Este, el método es muy sencillo. Primero tenemos que encontrar la Osa Mayor, esta constelación es muy fácil de encontrar por su característica forma. Tiene forma de cucharon, sartén o carro. Explicaremos un poco que es la Osa Mayor:

La Osa Mayor, también conocida como el Carro Mayor o la Hélice, es una constelación visible durante todo el año en el hemisferio Norte. Entre los aficionados se le conoce con el nombre de ‘el carro’, por la forma que dibujan sus siete estrellas principales, aunque ha recibido otros muchos nombres. Es probablemente la constelación mejor conocida, tanto por la facilidad de recordar la forma del Carro como por el hecho de que la gente del hemisferio norte puede verla casi siempre.

También, las dos estrellas de la porción frontal del Carro apuntan hacia la estrella Polar en la Osa menor. Se compone tanto de las siete estrellas comúnmente conocidas como el Carro como de una colección de estrellas más débiles que forman la cabeza y los pies de la Osa. Aparte de apuntar hacia la estrella Polar, el final del mango del carro puede seguirse en arco hacia la estrella Arcturus en Boyero. Si las dos estrellas que apuntan hacia Polaris (estrella polar) se siguen en dirección opuesta, apuntan hacia Regulus en Leo.

En la cola de la Osa Mayor, hay una estrella llamada Mizar que tiene casi pegada a otra, llamada Alcor. Los egipcios usaban estas estrellas para saber el grado de fiabilidad a la hora de ver, se puede decir que fue el primer “text psicotécnico de la Historia”, pues los que las podían ver podían ser arqueros.

Captura                                                            Mizar y Alcor

Ya conocemos a nuestra amiga la Osa Mayor, pues ahora vamos a encontrar la Polar y por tanto el norte: Simplemente trazando en el cielo cinco veces la distancia entre las dos estrellas Merak y Dubhe, de la cabeza del carro y hacia la dirección del dibujo:

Captura

Y tenemos la estrella polar, así de sencillo :-). Por tanto encontraremos fácilmente el Sur, Este y Oeste.

¿Y como encontramos el polo sur del firmamento? para ello hay que vivir hacia el hemisferio sur de la Tierra, os lo explico en la siguiente entrada:

El polo sur del firmamento

Observando el cielo descubriremos constelaciones, estrellas maravillosas, planetas, veremos estrellas fugaces y observaremos el paso de satelites. Todo un espectaculo y en lugares alejados de la contaminación lumínica todo un sueño. Disfrutar de las estrellas!!

Os dejo un par de vídeos sobre iniciación a la astronomía y uso de stellarium (simulador del cielo).

Para saber más:

Las constelaciones circumpolares

Cómo encontrar constelaciones desde la Osa mayor

Fotografiar estrellas

La Luna, la que ilumina

Uso de stellarium

cropped-logi2.jpg

 

 

Cómo valorar fácilmente la calidad del cielo nocturno

Para valorar la calidad del cielo nocturno usamos la magnitud límite estelar (MALE) esta es la magnitud o brillo de la estrella más débil que podemos observar en la bóveda celeste en una noche determinada.

astronomy beautiful clouds constellation
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El MALE muy sencillo de determinar y nos va a decir la calidad del cielo que estamos observando. Para ello, es necesario contar el número de estrellas que son visibles dentro de un área del cielo en específico (generalmente triángulos formados por estrellas brillantes y fáciles de encontrar), y comparar dicho número con varios prefijados en tablas. Por tanto tenemos que disponer de mapas con las regiones a contar y con las tablas para conversión de número de estrellas contadas en una determinada región a MALE.

Por ejemplo, elegimos la constelación del Cisne y contamos las estrellas que hay en su área:

Cisne_MAle

La tabla correspondiente sería buscar la columna 14 y según lo que hayamos contado será nuestro MALE:

14cyg

Sí en la columna 14 (nuestra área ejemplo) hemos contado 23 estrellas tendríamos un MALE  de 6.73, lo que quiere decir que veríamos hasta estrellas de magnitud 6.73, que sería un cielo espectacular. Los valores del MALE van desde el 0.00 al 7.50, las estrellas más débiles tienen un número mayor en su magnitud límite, así una estrella de magnitud 6 es más débil que una de magnitud 3.

Para que os hagáis una idea de lo que es la calidad del cielo podemos fijarnos en una constelación, la Osa Menor. Las estrellas de la Osa Menor nos puede ayudar también a evaluar la transparencia atmosférica, debido a que sus brillos se escalan en peldaños de una magnitud, desde la 2 a la 5; el miembro más débil que sea visible en una noche dada es la guía de la magnitud límite de la noche, como podemos ver en las siguientes figuras:

OsaMenor_male

Hay una página muy interesante donde se puede saber el MALE simplemente eligiendo la zona que queremos mirar y contando las estrellas:                                      http://www.aavbae.net/meteoro/malecalc/male.htm

También podemos descargar las tablas y lo mapas en la página de la Sociedad de Observadores de Meteoros y Cometas de España (SOMYCE):

Mapas y Tablas de conversión a MALE

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Tipos de monturas de telescopios

El cuerpo del telescopio se posa sobre una montura, que es la parte mecánica que se encarga del movimiento controlado del telescopio. La montura es una parte muy importante del telescopio pues nos permite observar los objetos con total estabilidad y el seguimiento de estos.

Tenemos dos tipos básicos de montura: Montura Altazimutal y Montura Ecuatorial.

Montura Altazimutal

Estas monturas utilizan coordenadas horizontales con movimientos en dos ejes: el horizonte en acimut de 0º a 360º y la altura desde el horizonte al cenit (de 0 a 90º).

CapturaEste sistema de ejes aunque parezca sencillo tiene la complicación de que para el seguimiento del objeto es necesario actuar simultáneamente sobre los dos ejes. La imagen rota en el plano focal con lo que tenemos que compensar este movimiento, para esto se suele utilizar un mando para el seguimiento del objeto una vez encontrado. Sí tenemos un telescopio motorizado tipo Goto sigue perfectamente el movimiento de las estrellas, tan solo para alinearlo debemos dejarlo en forma horizontal enfocado hacia el norte y añadir al ordenador nuestras coordenadas geográficas, a partir de ahí el telescopio encontrará todas la estrellas a partir de un par de estrellas de referencia. Este tipo de monturas es la más utilizada en los observatorios profesionales, por su simpleza en la mecánica.

    Captura              Telescopios de montura altazimutal: (1)  manual, (2) robotizado sistema GOTO y (3) modelo Dobson muy popular en astronomía por su fácil manejo.

Montura Ecuatorial

Las estrellas tienen un movimiento aparente alrededor de la estrella polar en forma de circulo, a este movimiento se le denomina moviendo diurno de las estrellas. Mediante la montura ecuatorial podemos mover el telescopio en el sentido de esa rotación. Esta montura tiene dos ejes, el eje de ascensión recta A.R. (eje polar)  y el eje de declinación.

CapturaCaptura 

Montura ecuatorial alemana EQ, sí el eje polar está paralelo al eje del mundo su inclinación será igual a la latitud del lugar.

Un giro alrededor del eje polar  permite compensar el movimiento diurno del firmamento.

CapturaEjemplo de una montura ecuatorial

Te recomiendo:

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Tipos de oculares y filtros para telescopios

Podemos variar los oculares de los telescopios para tener diversas amplificaciones de la imagen astronómica, es importante disponer de varios oculares de diversas potencias (por ejemplo 40mm, 25mm y 6mm). En primer lugar para encontrar el objeto usaremos un ocular de baja potencia, seguidamente iremos variando el tipo de ocular según las amplificaciones que deseemos obtener y el tipo de objeto a observar.
Captura

Colocación de oculares en el telescopio.

En el ocular aparte de la especificación de la distancia focal en mm nos aparece una letra, esta nos indica el tipo de ocular, la siguiente tabla nos indica los tipos de oculares más comunes:

tipos de oculares

CapturaOculares Plöss de 25 y 6.5 mm, muy utilizados por su calidad y precio.

Adicionalmente a los oculares podemos interponerles una lente de Barlow, esta  nos permite multiplicar la focal de nuestro telescopio en función de la relación indicada por el fabricante (1.5x, 2x, etc). La más utilizada es la 2x (duplicador). Lo que conseguimos anteponiendo una lente de Barlow 2x a nuestros oculares es doblar su poder de aumento al duplicar la distancia focal, pero hay que tener cuidado pues suele provocar perdida de luminosidad con lo que es importante ir variando oculares hasta encontrar el que defina mejor la imagen. Funciona mejor con oculares de potencia media.

Captura                                                 Lente Barlow 2x

Hay que recordar que lo importante en un telescopio, más que los aumentos, es el tamaño de la abertura ya que colecta más luz y podemos observar objetos más débiles. Muchos aumentos provocan pérdida de luz y campos de visión más pequeños.

Para observar los objetos que estén muy cerca del cenit o en el cenit se puede colocar un prisma cenital para observarlos cómodamente. Este se coloca ante el ocular y desvía la luz 90º. El inconveniente que tiene es que resta luz y campo.

Captura Prisma cenital y ubicación en telescopio

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Filtros. Para observar los objetos astronómicos podemos colocar filtros al ocular o al objetivo para resaltar determinados detalles.

Filtros de Ocular: Se colocan enroscados al ocular y se utilizan para filtrar la luz y resaltar determinadas características en los objetos astronómicos. Para planetas o la Luna se utilizan filtros de colores que resaltan la superficie y la atmósfera de los planetas. Cuando estamos en lugares con contaminación lumínica se pueden utilizar filtros para la polución lumínica LPR (ligth pollution o Sky Glow) que disminuyen el paso de longitudes de onda provenientes del alumbrado público (siempre que sean lámparas sodio o vapor de mercurio). Para nebulosas se utilizan filtros H-a que nos sirven para observar formaciones nebulosas que emiten en la banda del Hidrógeno.  Hay una gran diversidad de filtros en función de la longitud de onda que queramos resaltar o eliminar.

CapturaFiltros de colores para la observación planetaria y filtro antipolución lumínica

Filtros de Objetivo: Se colocan en el objetivo, son filtros usados para observación solar, también  existen filtros SUN para oculares pero pueden dañar a la larga el ocular o la vista.Captura Filtro de objetivo para la observación del Sol y telescopio con filtro Solar.

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Los oculares de los telescopios

El ocular es el elemento que recoge la imagen generada por el objetivo y la hace accesible para el observador, que coloca el ojo tras el ocular. El ocular es siempre una lente o conjunto de lentes y es un elemento que podemos intercambiar para obtener diferentes aumentos en nuestro telescopio.

La distancia entre el objetivo (lente o espejo) y el plano focal se denomina distancia focal del telescopio (Ft). Esta distancia es importante pues nos ayudará a calcular los aumentos o amplificación del telescopio.

CapturaEsquema básico de un telescopio refractor la imagen aparece invertida en el plano focal (P), posición que coincide con el foco del ocular para una mejor visualización del observador.

Para observar el objeto astronómico debemos colocar un ocular, estos llevan escritos unos números, la distancia focal del ocular.Captura Imagen: Oculares de diferentes distancias focales (17mm, 21mm y 24mm).

 Para saber los aumentos del telescopio hay que dividir la distancia focal del telescopio entre la del ocular:

         Aumentos = (F telescopio/ F ocular)

 Por ejemplo sí a un telescopio con una distancia focal de 1000 mm  le colocamos un ocular de 20mm obtendremos un aumento de: (1000/20) = 50x, (los aumentos se suelen nombrar con la letra “x” detrás del número), sí colocamos un ocular de 10 mm tendríamos un aumento de 100x, es decir a menor distancia focal del ocular obtenemos más amplificación.

Estos aumentos o amplificación no significan que el objeto se vea tantas veces más grande, sino que es la imagen que observaríamos si estuviéramos tantas veces más cerca. Es decir sí un objeto que se encuentre por ejemplo a 300.000 km lo observamos con un aumento de 50x lo veríamos como si estuviéramos a 6000 km del objeto, valor obtenido dividiendo la distancia del objeto entre el aumento utilizado.

Podemos variar los oculares para tener diversas amplificaciones de la imagen astronómica, es importante disponer de varios oculares de diversas potencias (por ejemplo 40mm, 25mm y 6mm). En primer lugar para encontrar el objeto usaremos un ocular de baja potencia, seguidamente iremos variando el tipo de ocular según las amplificaciones que deseemos obtener y el tipo de objeto a observar.

 Captura

Colocación de oculares en el telescopio.

En el ocular aparte de la especificación de la distancia focal aparece una letra, esta nos indica el tipo de ocular, la siguiente tabla nos indica los tipos de oculares más comunes:

tipos de ocularesCapturaOculares Plöss de 25 y 6.5 mm, muy utilizados por su calidad y precio.

Adicionalmente a los oculares podemos interponerles una lente de Barlow, esta  nos permite multiplicar la focal de nuestro telescopio en función de la relación indicada por el fabricante (1.5x, 2x, etc). La más utilizada es la 2x (duplicador). Lo que conseguimos anteponiendo una lente de Barlow 2x a nuestros oculares es doblar su poder de aumento al duplicar la distancia focal, pero hay que tener cuidado pues suele provocar perdida de luminosidad con lo que es importante ir variando oculares hasta encontrar el que defina mejor la imagen. Funciona mejor con oculares de potencia media.

Captura                                                 Lente Barlow 2x

Hay que recordar que lo importante en un telescopio, más que los aumentos, es el tamaño de la abertura ya que colecta más luz y podemos observar objetos más débiles. Muchos aumentos provocan pérdida de luz y campos de visión más pequeños.

Para observar los objetos que estén muy cerca del cenit o en el cenit se puede colocar un prisma cenital para observarlos cómodamente. Este se coloca ante el ocular y desvía la luz 90º. El inconveniente que tiene es que resta luz y campo.

Captura Prisma cenital y ubicación en telescopio

Espero que esta información sobre oculares os sirvan para elegir los más adecuados para vuestra observaciones.

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La importancia de la abertura de los telescopios

El diámetro de la abertura de entrada del telescopio es muy importante para determinar qué objetos puedo observar. Os voy a dar una guía para que sepáis la importancia de esto en los telescopios.

abertura telescopioPara ello hay que tener en cuenta una serie de parámetros muy importantes con sus formulas para calcularlos según la abertura del telescopio que tengáis o el que queráis adquirir:

1) Para determinar la luminosidad del telescopio (poder de captación de luz) debemos dividir la distancia focal del telescopio (Ft) entre diámetro de la abertura (D), a esta división se la llama razón focal:                      Razón focal = Ft/D

Por ejemplo un telescopio de F=1000mm y D=150mm tendrá una razón focal de 6.6, sí tenemos otro telescopio con un objetivo D=200  y con la misma F se tendría una razón focal más pequeña  (Razón focal = 5) y por tanto sería más luminoso.(A menor razón focal más luminosidad)

Cuanto mayor sea la abertura y corta la focal más luminoso será nuestro telescopio. Los fabricantes de telescopios suelen describir sus telescopios en términos de razón focal, usando la siguiente terminología según el telescopio: f/6, f/8, etc. con este valor podemos conocer la distancia focal del telescopio simplemente multiplicando por el diámetro del objetivo. Por ejemplo un telescopio de 100mm de abertura y razón focal especificada por el fabricante como f/5 tendrá  una distancia focal de 500 mm.

2) Otro factor importante es la Resolución del telescopio (R). Llamamos resolución al poder que tiene el telescopio en separar dos objetos que están muy juntos. Esta medida se da en segundos de arco[1] (‘’) y viene determinada por el diámetro de la abertura, a mayor abertura mayor resolución del telescopio. Un segundo de arco es una cantidad muy pequeña, es aproximadamente el tamaño de una moneda vista a varios kilómetros de distancia.

La formula teórica es la siguiente:  R (“) = (0.138 / D)

Donde 0.138 es una constante para telescopios ópticos y D es la abertura en metros.

Por ejemplo partiendo de esta formula si tenemos un telescopio de diámetro D= 1m la resolución será de 0.138 segundos de arco, sí por el contrario tenemos un telescopio de D = 0.5 m (más pequeño que el anterior) la resolución sería de 0.276 segundos de arco. Por tanto con el telescopio de

D= 1m tendremos mayor poder de separación pues podremos ver objetos separados 0.138 “.

Este valor es siempre teórico pues la turbulencia atmosférica provoca que tengamos peores resoluciones que las indicadas en las especificaciones del telescopio.

Captura

Estrella Albireo (Cisne), a simple vista parece solo una estrella pero con telescopios se aprecia que tiene una acompañante a 35” de arco.

Captura

En el cielo la luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente (0.5º o 30 minutos de arco). Con el brazo extendido y usando el pulgar podríamos tapar la  luna o el Sol.

 Como hemos visto la abertura del telescopio es muy importante a la hora de captación de luz y de resolución de detalle. Sí el telescopio capta más luz podemos ver estrellas de magnitud aparente más baja. Cuando hablamos de magnitud aparente de las estrellas nos referimos al brillo aparente que la estrella presenta. Esta escala de magnitudes fue introducida por el astrónomo griego Hiparco el año 129 a.c., este dividió las estrellas que se ven a simple vista en seis clases según su brillo, desde la primera magnitud (mayor brillo) hasta la sexta magnitud (menor brillo). Fue la primera escala de magnitudes de estrellas, pero no fue hasta 1856 cuando el astrónomo inglés Norman Pogson definió matemáticamente esta escala. Obteniendo valores negativos para las estrellas más brillantes y valores muy bajos para las más débiles, así el Sol tiene magnitud aparente -26, la luna llena -12, la estrella Vega 0 y la estrella polar magnitud +2. Los objetos más débiles observados son de magnitud +30 y han sido observados por el telescopio espacial Hubble.

3) Para calcular la magnitud mínima que se puede observar con nuestro telescopio usaremos esta fórmula teórica: Ml = 7.10 + 5 log D

Donde D es la abertura del telescopio en centímetros. Este valor es teórico ya que la perturbación atmosférica nos hará ver menos estrellas de las teóricas, normalmente para realizar observaciones de calidad se debe ir a lugares muy oscuros y alejados de ciudades. Los observatorios profesionales tienen sus telescopios en lugares a gran altitud y con climas muy estables.

Otro factor que puede afectar a la magnitud limite que podemos ver es nuestra propia capacidad visual, nuestro ojo tarda alrededor de 20 minutos en adaptarse a la oscuridad, a partir de esos minutos podremos apreciar más estrellas a simple vista y a través del telescopio. Con el telescopio observaremos objetos más débiles al aumentar la abertura y obtendremos mayor resolución, como podemos apreciar en la siguiente tabla teórica. Estos resultados son para objetos puntuales, ya que los objetos más extensos como galaxias y nebulosas tienen repartida en su superficie la magnitud aparente:

caracterisitcas Resumen de Formulas:

Razón focal = ( F telescopio / D )

Resolución (“) = (0.138 / D)  (D en metros)

Magnitud mínima =7.1 + 5 log D   (D en centímetros)

Espero que todo esto os sirva para elegir qué telescopio adquirir o saber que puede observar vuestro telescopio.

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