Buscando Exoplanetas

Con la tecnología actual podemos encontrar a muchos de estos exoplanetas, en esta entrada aprenderéis de una forma sencilla las técnicas que se utilizan .

Pero…¿Qué es un Exoplaneta?

En el Universo hay otros sistemas planetarios a parte del nuestro, cuando hablamos de un planeta que órbita otra estrella diferente al Sol se le denomina Exoplaneta o Planeta Extrasolar.

La Formación de Sistemas planetarios es normal en la mayoría de las estrellas, por tanto en la inmensa mayoría de las estrellas hay planetas. Nuestro Sistema Solar se formo desde una nube de gas y polvo.CapturaImagen de la formación de un sistema planetario, al proceso de formación se le denomina agregación.

El primer planeta extrasolar descubierto fue por Aleksander Wolszczan, astrónomo polaco, este anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR1257 + 12 mediante la medición de la variación periódica en el tiempo de llegada de los pulsos de radio de un púlsar. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos.

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Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal (parecidos al Sol) fueron descubiertos en la década de 1990, en una dura competición entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51Pegasi y el exoplaneta se designó con el nombre 51Pegasi b. Usaron el método de la velocidad radial.

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MÉTODOS DE DETECCIÓN.

Hablaremos de los métodos mas utilizados:

– Velocidad Radial, Astrometría, Tránsitos y Visión directa. 

Aunque también hay otros métodos más complicados como medidas de pulso de radio de un púlsar, observando variaciones en binarias eclipsantes o mediante microlentes gravitacionales, pero hablaremos de estos en otras entradas.

1) Velocidad radial: Este método se basa en el Efecto Doppler. El planeta, al orbitar su estrella, ejerce una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema.

Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante pequeños cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo). Es muy buen método para detectar planetas gigantes que estén muy cerca de la estrella.

CapturaLa curva de velocidad radial resultante de la presencia de un planeta depende de su masa y de los elementos de su órbita.

2) Astrometría: Como la estrella gira sobre el centro de masa se puede intentar registrar las variaciones de su posición y el movimiento oscilatorio de la estrella. Son oscilaciones muy pequeñas, aun así con este método se encontró un Exoplaneta en 2009, llamado VB10b pues está alrededor de la estrella VB10, una enana roja a 20 años luz de nosotros. VB10b tiene un tamaño de 6 veces el planeta Júpiter.

CapturaRecreación del exoplaneta VB10b alrededor de su estrella

3) Tránsitos: Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta órbita por delante de ella. Esa pequeña variación en el brillo de la estrella fruto del tránsito del Exoplaneta nos puede determinar muchos parámetros, como profundidad de tránsito, tamaño del planeta, atmósfera, zona de habitabilidad.

CapturaCurva de brillo en función del tiempo de un tránsito

A partir de la curva de luz del tránsito se determina el cociente de radios planeta/estrella y la inclinación orbital, además de otros parámetros de la estrella y de la órbita.

En general, las observaciones de tránsito deben ser complementadas con medidas de velocidad radial para, de este modo, calcular la masa y determinar la naturaleza planetaria del objeto.

Otras aplicaciones de los tránsitos: Determinación de la atmósfera del planeta. Durante el transito y antes de la ocultación el planeta refleja la luz de la estrella y podemos determinar el espectro del planeta y por tanto la composición de su atmósfera. Método muy refinado y complicado pero con muy buenos resultados.

4) Visión directa: es un objetivo primordial actualmente pero tiene un problema, los objetos están muy lejos y quedan emborronados por el brillo de su estrella. La solución a este problema es la observación en un punto, es decir observa un píxel.CapturaLas variaciones en la reflexión de la luz sobre el planeta y las modulaciones en el brillo y la temperatura durante su periodo de rotación o de traslación medidas a distintas longitudes de onda pueden ser usadas para deducir las propiedades de su atmósfera y de su superficie.

Es necesario estudiar cómo se vería nuestro propio planeta desde la distancia, con toda su luz concentrada en un solo píxel. Con esta información y por comparación podemos determinar atmósferas y características de otros planetas. Podemos incluso determinar la posible presencia de vida, observando la presencia de biomarcadores.

Los biomarcadores nos abren la puerta a la detección remota de vida, que de otro modo sería inviable hasta un futuro a largo plazo.  La presencia de dióxido de carbono, un gas de efecto invernadero, ozono (que indica oxígeno en abundancia) y trazas de metano puede ser indicativo de un planeta con una temperatura superficial estable y suave con una biosfera. También puede ser importante la detección de óxidos de nitrógeno, que se encuentran a menudo asociados a actividad biológica de tipo bacteriano.

Como veis estos son los métodos más usados aunque hay alguno más mucho más complicado pero que ya sería complicar mucho más esta pequeña entrada. En la siguiente gráfica podéis ver algunos de los exoplanetas descubiertos y su método de descubrimiento:

Captura     Número de Exoplanetas descubiertos según el método.

Ya sabeis un poco más de la busqueda de exoplanetas, como veis no estamos solos en el Universo, calculad que sí solo en nuestra galaxia hay 300.000 millones de estrellas y en cada estrella puede haber planetas, con que solo haya uno con posible vida (de cualquier tipo) tendriamos 300.000 millones de planetas con vida, y solo en nuestra galaxia… calculad lo que habría en el resto del Universo…. 😉

*Para saber más de exoplanetas:

Toda la información sobre Exoplanetas la tenéis en la siguiente página:

http://exoplanet.eu/

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Los Componentes del Sistema Solar

Desde la nube de gas y polvo (nueve molecular) que dio lugar al sistema solar, tal y como lo conocemos en la actualidad, han pasado millones de años y todos los objetos se han ido ubicando en el espacio interplanetario siguiendo la propia física de la nube molecular.CapturaTenemos diferentes objetos en nuestro Sistema Planetario: El Sol (nuestra estrella), los planetas y los cuerpos menores. Definiremos los cuerpos menores y los planetas:

Un cuerpo menor del Sistema Solar (CMSS o SSSB “small Solar System body”) es, según la Unión Astronómica Internacional (IAU) un cuerpo celeste que órbita en torno al Sol y que no es un planeta, planeta enano o satélite.

La IAU por tanto define los planetas y los otros cuerpos en nuestro Sistema Solar de la siguiente forma:

Un planeta es un cuerpo celeste que:

(1) Tiene su órbita alrededor del Sol.

(2) Tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que asuma un equilibrio hidrostático (casi esférico).

(3) Ha despejado la vecindad de objetos alrededor de su órbita.

– Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple los puntos (1) y (2) pero no el (3).

– A todos los demás objetos  (menos los satélites), que orbitan alrededor del Sol, se les denomina como cuerpos menores del sistema solar o CMSS. Por tanto tendremos la siguiente clasificación de cuerpos menores:

 Cuerpos Menores ó “CMSS”:

 –Polvo interplanetario (IDPs). Se encontraría en prácticamente todo el sistema solar.

 –Meteoroides, meteoros y meteoritos: cuerpos resultantes de eyección de cometas o choques de asteroides.

 –NEAs, (Objetos cercanos a la Tierra), tendremos tres tipos según su cercanía a la Tierra: Atenas, Apolo y Amor.

 –Cinturón principal de Asteroides (CP): asteroides entre la órbita de Marte y Júpiter.

 –Los Troyanos y Griegos: asteroides en puntos de Lagrange de Júpiter.

Centauros: objetos con órbitas cruzadas entre Júpiter y Saturno.

 –Objetos Transneptunianos, el cinturón de Kuiper: objetos más allá de la órbita de Neptuno.

 –La Nube de Oort (CO) y los cometas: son los objetos menores más alejados del Sol.

 –Otros objetos menores: podemos encontrarnos con los MBCs (Main Belt Comets)  que son objetos ubicados en el Cinturón principal con características cometarias, y con los ACOs (Asteroides en órbitas cometarias).

Podemos ver en la  figura siguiente la ubicación de las zonas más importantes de asteroides, según su distancia al Sol:

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 En la actualidad se conocen miles de asteroides, principalmente en el cinturón principal (CP), que está entre la órbita de Marte y Júpiter. Esta zona se pensaba que debía estar ocupada por un planeta pues siguiendo la relación de Titius-Bode1:

 a = 0.4+0.3 x 2n, [1]

Donde “n” toma valores desde menos infinito hasta infinito, y donde “a” es el semieje mayor de la órbita, n igual a menos infinito sería mercurio, n=0 sería Venus, etc., así se predijo que en la posición n=3 (entre Marte y Júpiter) debería de haber  un astro, sin embargo en esa zona nos encontramos con miles de asteroides. En esta región, debido al intenso campo gravitatorio de Júpiter, no se pudo formar ningún planeta a partir de cuerpos más pequeños (fenómeno llamado de acrecimiento). Los planetesimales primigenios más pequeños quedaron en órbitas resonantes respecto a los cuerpos más masivos y se dispusieron en multitud de fragmentos alrededor del sol.

En la actualidad los cuerpos más interesantes son los NEAs (Near Earth Asteroids) que son asteroides que pasan muy cerca de la Tierra, por lo que pueden ser una auténtica amenaza para la Tierra. Estos asteroides cuando entran en resonancia con Júpiter son enviados hacia el interior del sistema solar, hecho que suele ocurrir en unos pocos millones de años.

   Por tanto, es precisa una catalogación muy exacta de todos estos objetos, pues son un auténtico peligro para la Tierra. Se han enviado satélites para su observación y toma de muestras, e incluso el telescopio espacial Hubble ya ha detectado centenares de ellos.  Ahora hay que estar vigilantes para que podamos defendernos de cualquier impacto en la Tierra. Aunque la posibilidad en cierto modo es baja (pero está ahí), ya hubo muchos impactos en la Tierra en la antigüedad. El más reciente y catalogado fue la caída de un pequeño trozo de cometa en Siberia, concretamente en Tunguska en 1908, provocando una destrucción de una zona de bosque de varios kilómetros. Este impacto no provocó ningún cráter, simplemente una gran deflagración que calcinó todo lo que encontró a su paso.

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Árboles caídos en Tunguska tras el impacto de un cometa. Fuente Wikipedia

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[1] :Ley de Titius Bode: regla para predecir la existencia de un objeto celeste a 2,8 UA desde el Sol. Formulada en 1766 por Johann Daniel Titius

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Proyecto Astronómico

Próximamente voy a ser freelance, o lo que es lo mismo autónomo. Mi proyecto trata sobre “experiencias Astronómicas” que consiste en llevar a todos a su casa la Astronomía, mediante experiencias de observación de los astros con un buen telescopio y explicaciones de un astrónomo y todo desde tu propia casa, siempre que tengas un lugar privado para poder observar. Además también hay conferencias, charlas, talleres, uso de telescopios,…… etc. Así como experiencias para enamorados o no enamorados que quieran ver la Luna como sí estuvieran tocándola.

Aquí se describe el proyecto:

http://www.uniempren.es/128_mi_universo

Cuando sea oficialmente empresa colocaré una pestaña con los precios que ya adelanto que son muy competitivos.

Saludos a tod@s

Jose Vicente

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chiste estrellas

 

 

El Cinturón de Kuiper

El cinturón de Kuiper también llamado de Edgeworth-Kuiper[1] (o cinturón Transneptuniano-CT), se encuentra a 50UA desde Neptuno hacia el exterior del Sistema Solar, y se halla repleto de objetos helados que se denominan objetos transneptunianos o TNOs (Kuiper belt objects ).

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Estos objetos junto con los objetos de la nube de Oort, son los más abundantes del sistema solar. Están compuestos de hielo y silicatos no procesados que han permanecido congelados debido a la alejada distancia que se encuentran del Sol. Por tanto son los materiales mas antiguos del Sistema Solar y su estudio es primordial para conocer las condiciones primigenias del Sistema Solar.

 A los TNOs más grandes se les considera planetas enanos o también llamados plutoides, Pluton es un TNO así como el Eris de 2670km muy parecido a Plutón.

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Como ya sabemos en épocas muy primitivas del Sistema Solar había una gran densidad de planetesimales, mucho más que en la actualidad, en la que las colisiones eran muy frecuentes. Debido a interacciones con los planetas exteriores y a dispersiones internas y externas en el Sistema Solar, los encontramos ubicados tal y como los conocemos hoy en día. El conocimiento de la composición de los TNOs y su dinámica nos ayudará a conocer la formación de la nebulosa solar, así como los procesos de formación de otros sistemas planetarios alrededor de estrellas jóvenes. Sin embargo, debido a su gran distancia heliocéntrica y a su extremada debilidad, todos los estudios sobre ellos son muy complicados. Se conocen miles de ellos así como su órbita y todos presentan una dinámica compleja y difícil de entender.

El CT se divide en tres zonas: la zona de los objetos clásicos, los objetos en estado de resonancia y  los objetos del disco disperso:

Objetos Clásicos: Están en la zona que ocupan objetos con perihelio entre la resonancia 4:3 y la resonancia 2:1 con Neptuno, con baja excentricidad (0.06) e inclinación. Dentro de estos objetos clásicos podemos distinguir dos grupos, la población fría con baja inclinación (menos de  4 grados) y que se han mantenido dinámicamente poco activos desde su formación, y la población caliente, que es muy activa dinámicamente y con inclinaciones más grandes.

Objetos Resonantes: Son los objetos que se encuentran atrapados en resonancias del movimiento medio de Neptuno. Estar en estas resonancias (figura 25) proporciona estabilidad a los órbitas ya que protege a estos objetos de encuentros próximos con Neptuno, hay varias resonancias como la 3:2, 2:1, o 4:3. La resonancia 3:2 es la más poblada y a los cuerpos que se hallan en ella se les denomina plutinos.

 Objetos dispersos: Son objetos con órbitas muy inestables y con una gran variedad de inclinaciones debido a encuentros muy cercanos con Neptuno, la mayoría de ellos se mueven en órbitas con a >50 UA y q<40 UA.

CapturaDistribución de los objetos TNOs, Clásicos (en color azul),resonantes (verde)y dispersos (rojo), las lineas verticales son las resonancias con Neptuno-Diagrama de Morbidelli 2005-fuente Wikipedia.

Hay otras poblaciones de asteroides que según estudios recientes podrían estar relacionadas con los TNOs, se trata de los asteroides de tipo D del cinturón principal, estos se cree que son TNOs que fueron dispersados hacia la zona interior del Sistema Solar durante la época del Bombardeo Intenso Tardío “LHB” (momento en que Júpiter y Saturno entraron en resonancia 1:2, volviendo el Sistema Solar tremendamente inestable). Estos TNOs en el CP tienen características muy parecidas a los cometas. También los cometas activados de Júpiter se les considera de procedencia del CT.

Las propiedades físicas se los TNOs son poco conocidas, pero se puede conocer su tamaño, forma, masa, albedo, densidad o color utilizando diferente métodos de observación. Debido a la lejanía de estos objetos su composición es complicada de resolver, pero a partir de los pocos espectros que se disponen en la actualidad podemos decir que hay presencia de diversos tipos de hielo.

[1] Edgeworth-Kuiper El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años sesenta del siglo pasado, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos.

[2] Jan Hendrik Oort  astrónomo Holandés. Estimuló de manera especial la radioastronomía. Es conocido por el descubrimiento de la zona esférica de cometas que envuelve el Sistema Solar.

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Saludos 🙂

Jose Vicente

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¿Qué es la Teledetección?

La Teledetección  es una técnica de observación y medición remota, a través de un medio entre el objeto y el sensor,  es decir sin contacto directo entre el objeto y el detector:

-Se suele utilizar en los siguientes casos:

1.- Casos en los que es imposible la medición directa (astronomía).

2.- Observación panorámica a distancia (por ejemplo: observación de la Tierra desde satélites para fines meteorológicos).

3.- Casos en los que se trata de estudiar objetos o muestras que no han de ser destruidas ni alteradas ( por ejemplo: análisis de obras de arte, restos arqueológicos, etc.).

El caso más claro es la observación desde satélites de la Tierra, para fines meteorológicos, agricultura, medida de gases de efecto invernadero, ordenación del territorio, etc. Es un sistema clave en la actualidad para la determinación de muchos parámetros, como salinidad, humedad del suelo, aerosoles, vapor de agua, vegetación, incendios, etc.

satelites                                 Algunos ejemplos de satélites

Los satélites tienen un sensor a bordo que es el que detecta la radiación que emite la superficie,  estos sensores tienen mediciones en muchas longitudes de onda, es decir tienen varias bandas de medición según el parámetro a determinar. Así como diversas resoluciones para observar con más o menos detalle la superficie.

espectro                                      Espectro electromagnético

CapturaResolución espacial y bandas que comprenden varios satélites, (pulsar sobre la imagen para ver más grande)

Podéis ver algunos trabajos en el apartado de Teledetección del Blog, actualmente es una ciencia con una gran cantidad de aplicaciones y clave para conocer la evolución de la Tierra y cómo no del espacio pues también se usa para astronomía.

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Saludos

Jose Vicente.

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Contaminación Lumínica: adiós a las estrellas

Contemplar firmamento es uno de los espectáculos más bellos que podemos disfrutar en la naturaleza. Las estrellas siempre acompañaron al ser humado desde los albores del conocimiento, las contemplaban, las estudiaban, las usaban para orientarse, para comenzar las cosechas…., eran parte de su propia vida. Muchos poetas han escrito versos a las estrellas deleitándose por su brillo y abundancia:

“Reina el silencio: fúlgidas en tanto,

Luces de amor, purísimas estrellas,

De la noche feliz lámpara bellas,

Bordáis con oro su enlutado manto.…….”

Extracto del poema: “A las estrellas” de Gertrudis Gómez de avellaneda (1814-1873)

En  los años en que este poeta escribía estas líneas  la contaminación lumínica era poco menos que inexistente con lo que la contemplación de las estrellas era algo habitual y deleite de cualquier persona en cualquier parte del mundo. Pero con el desarrollo tecnológico del siglo XX llegó la iluminación artificial en ciudades que mal usada terminó por hacer desaparecer paulatinamente a las estrellas.

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En la actualidad pocas personas pueden decir que han visto alguna vez la vía láctea, una franja blanquecina de millones de estrellas, gas y polvo interestelar que cruza el cielo nocturno, se trata de nuestra galaxia. La vemos así pues estamos en uno de los brazos de la galaxia, por tanto somos unos habitantes de la galaxia que pocas veces pueden verla en su plenitud, tan solo algunas estrellas que nos rodean. Para poder verla es necesario alejarse mucho de las zonas muy iluminadas, algunas veces incluso a centenares de kilómetros. La contaminación lumínica es tan importante que nos está privando de la contemplación de nuestro universo cercano, dejándonos ver tan solo unas pocas estrellas en las zonas más luminosas.

Captura (15)¿No sería fantástico poder contemplar algo así? 🙂

Pero bueno… seguiremos intentando concienciar a los que deben corregir el despilfarro en bombillas mal colocadas que nos dejen ver un espectáculo maravilloso… Las estrellas 😉

chiste estrellas

Para saber más consulta nuestra página: Contaminación Lumínica

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Nuevas imágenes en “Astrofotos”

El astrofotógrafo Valenciano Juan Pablo Revert nos ha dejado nuevas imágenes tomadas desde su observatorio en Montroy (Valencia) “Observatorio Júpiter“, son realmente impresionantes, aquí tenéis una muestra, todas las imágenes en el apartado de Astronomía: Astrofotos.

*Para verlas más grandes y ver mejor los detalles pulsar sobre las imágenes

M22:

M22

M74

M74

 

… el resto en el apartado Astrofotos. 😉

Un saludo a tod@s

Jose Vicente

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Los asteroides troyanos de Júpiter

Un asteroide troyano es aquel que comparte su órbita con un planeta o luna más grande, orbitando entorno a los puntos de lagrange estables L4 y L5 como ya vimos en la entrada dedicada a los puntos de Lagrange.

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El término ‘asteroide troyano’ fue acuñado cuando se decidió nombrar a todos los asteroides descubiertos en los puntos de Júpiter L4 y L5 como los guerreros de la guerra de Troya, (punto L4) griegos y (punto L5) troyanos, respectivamente.

En la actualidad se conocen cientos de estos asteroides, siendo los más grandes el asteroide troyano (588)Aquiles, de 137km de diámetro, y el asteroide griego  (624)Héctor de 300 km. El primer asteroide que se descubrió en un punto de Lagrange fue (588)Aquiles en 1906 por Max Wolf, con su observación se confirmó la existencia de los puntos de Lagrange. A partir de ahí fueron cientos los cuerpos encontrados en esas zonas estables, estos objetos siguen órbitas entorno a L4 y  L5 de periodos de unos 150 años.

Investigaciones de los astrofísicos David C. Jewit, Chadwick y A. Trujillo (Institute for Astronomy, University of Hawaii) año 2000, han demostrado que estas órbitas se desestabilizan debido a colisiones entre asteroides y al caos dinámico de la población de asteroides. Pero el origen de los troyanos es objeto de muchas conjeturas, las hipótesis más aceptadas en la actualidad son la captura por parte de Júpiter de planetesimales en la etapa temprana de la nebulosas solar. Estos se estabilizaron en torno a los puntos L4 y L5 de Júpiter debido a la masa creciente del planeta en sus ultimas etapas de crecimiento. Se produjo una disminución de colisiones de planetesimasles, y seguidamente hubo una captura de fragmentos de asteroides, provenientes seguramente de lo que hoy es el cinturón principal de asteroides.

try                                  Los asteroides Troyanos de Júpiter

Muchos de estos se formaron cerca de Júpiter, con lo que las temperaturas en su formación eran extremadamente bajas llevando este hecho  a la hipótesis de que el núcleo de estos asteroides puede ser de hielo, equivalente a lo que sería un núcleo cometario. Los asteroides troyanos tienen un albedo muy bajo, aproximadamente del 4% (0.04), lo que sugiere una superficie de carbonizada, es decir muy oscura.

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Llegó el Otoño

Hoy martes 23 de septiembre a las 4h 29m hora peninsular (una hora menos en canarias) comenzó el Otoño. Esta estación durará 89 días y 20 horas, y terminará el 22 de diciembre con el comienzo del invierno. Por otra parte el domingo día 26 de octubre tendrá lugar el famoso y aveces polémico cambio de la hora  (a las 3 serán las 2), recuperando el horario de invierno y perdiendo horas de luz, con lo que por otra parte tendremos más tiempo para ver las estrellas :-).

Justo en el equinoccio de Otoño las horas de luz duran exactamente igual que las de la noche, 12 h. A partir de ese día se van perdiendo minutos de luz hasta llegar al día más corto del año y la noche más larga, el 22 de diciembre (solsticio de invierno). Además en nuestro hemisferio es ahora Otoño, pero sin embargo en el hemisferio Sur empieza la primavera.

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 Posición de la Tierra en el equinoccio de Otoño, el Sol está aparentemente en ese momento en el punto de Libra punto corte  con el plano ecuatorial de la Tierra con el plano de la eclíptica.

CapturaPosición del Sol en la bóveda celeste en cada solsticio y equinoccio, como se puede observar el Sol va bajando su posición en el cielo y cada vez realiza menos trayectoria con lo que se reducen las horas de luz.

En el hemisferio Norte las constelaciones otoñales son muy bonitas, el triángulo de verano empieza a desaparecer (Cisne, Lira y Águila) y empiezan a ascender constelaciones como Pegaso, Acuario, Orión, Tauro y Leo.

En esta estación hay tres lluvias de estrellas fugaces muy importantes, la Dracónidas de Octubre (máximo 8 de octubre), las Oriónidas de Octubre (máximo el 21 de octubre)  y las Leónidas de Noviembre (máximo el 17 de noviembre), estas últimas con actividad variable y muchas veces muy alta.

Calendario de estrellas fugaces Otoño 2014:

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Tabla de : http://www.imo.net/calendar/2014

Como curiosidad mitológica decir que el nombre “Otoño” proviene del dios egipcio Atum, dios creador “El que existe por sí mismo”, era un dios solar en la mitología egipcia. Que simboliza el Sol que se oculta en la Tierra.

Y para terminar un poco de música:

  • Concerto n.º 3 en fa mayor, Op. 8, RV 293, «L’autunno» (El otoñode Vivaldi, de la fabulosa obra para violín y orquesta “las cuatro estaciones”

Disfrutar del Otoño, parece una época triste, llegan las lluvias, se caen las hojas, bajan las temperaturas, menos luz… pero bueno sí se despeja tenemos más tiempo para ver las estrellas y las lluvias nos suelen limpiar la atmósfera y ver con más claridad las estrellas.  

¡¡No dejéis de disfrutar de las estrellas!!

Jose Vicente

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Midiendo áreas Glaciares

Esta entrada es un poco complicada pero he intentado que quede más o menos sencillo,  es el póster que realicé para estimar áreas glaciales, espero que os guste, cualquier duda me la cometáis 🙂

RESUMEN

La disponibilidad de imágenes de satélite adquiridas con sensores multiespectrales permiten realizar un seguimiento de cualquier cobertura terrestre. En este póster se muestran los resultados obtenidos utilizando una imagen ASTER y el índice NDSI para la determinación del área de un glaciar.

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INTRODUCCIÓN

Estudiaremos una escena de una parte de un glaciar de la Cordillera Blanca (Perú). La Cordillera Blanca es una cadena de montañas nevadas ubicadas al norte del Perú, que conjuntamente con la Cordillera Negra, (al oeste de la Cordillera Blanca) forman el llamado callejón de Huaylas por el cual fluye el río Santa, este glaciar constituye una gran reserva de agua dulce para la región, por tanto su variación afecta a los recursos hídricos de la zona.

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 Algunos resultados previos obtenidos en esta zona de estudio pueden encontrarse en Silverio & Jaquet (2005) o Pasapera-Gonzalez et al. (2010).

                         METODOLOGÍA y RESULTADOS

Se ha utilizado un imagen del sensor ASTER (Advanced Spaceborne Thermal Emission and Reflection Radiometer), este presenta una órbita heliosincrónica a una distancia de 705 kilómetros, con un ciclo de repetición de 16 días. Obteniendo imágenes multiespectrales:

Imagen1

 La imagen ASTER (ASTL1B)  viene en valores de radiancias con lo que debemos expresar estos valores en reflectividades, para ello se utiliza la ecuación estándar  para el cálculo de reflectividades TOA (en el techo de la atmósfera), valida para cualquier sensor:

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Una vez obtenida la reflectividad podemos conocer el área del glaciar mediante un cociente de bandas multiespectrales de la imagen ASTER, concretamente aplicando el índice NDSI (Normaliced Difference Snow Index):

Captura

 Donde las bandas 1 y 4 son de reflectividad Aster, ambas redimensionadas a 30 m de tamaño de píxel.

A partir del programa ENVI obtenemos el histograma de la imagen de NDSI y podemos así obtener un umbral aproximado para los valores del índice con lo que podemos colorear la imagen según sus diversos valores.

Captura

 Se ha considerado un umbral de NDSI: 0.45 – 0.86 obteniendo una ROI que  permite calcular el área del glaciar, obteniendo un total de 17172 Ha. .Para mejorar los resultados se varió  este método realizando una ortorectificación de todas las imágenes con base al Modelo digital de elevación (DEM), para así paliar el efecto del relieve en nuestros datos y obtener un nuevo índice NDSI más preciso. Se obtiene un histograma más continuo y un valor final para el área de 17018 Ha  tras aplicar el nuevo umbral de 0.45-0.8. Obteniendo finalmente la imagen del glaciar con toda su área:

CapturaCONCLUSIONES

Mediante sensores multiespectrales obtenemos fácilmente el área de cubiertas de interés. Realizando una ortorectificación de las imágenes obtenemos valores más precisos de NDSI y del área ocupada por el glaciar. La Teledetección es una herramienta importante para  el estudio de la dinámica glaciar, dinámica que está ligada a los recursos hídricos de las regiones donde estén ubicados los glaciares ya que estos regularizan el flujo de agua de forma natural. Con  el estudio de la variación de área ocupada se contribuyen a un mayor conocimiento de los recursos hídricos y del clima.

Bibliografía:

-Silverio, W., and Jaquet, J.-M. Glacial cover mapping (1987-1996) of the Cordillera Blanca (Peru) using satellite imagery, Remote Sensing of Environment, 95, 342-350, 2005.

-Pasapera-Gonzalez, J. J., Villón-Reinoso, C., Moreno, R. D., Pareja-Quispe, D., Jiménez- Muñoz, J. C., Mattar, C., and Sobrino, J. A., Pastoruri glacier cover mapping from Landsat and ASTER imagery, 3rd Recent Advance in Quantitative Remote Sensing, 27Sep-1Oct, Torrent (Valencia), Spain, pp. 586-590, 2010.

CODIGO QR CON IMÁGENES DE LA CORDILLERA BLANCA (PERU):

Imagen2

 

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