Por José Luis Trisán Paricio

Las auroras boreales son, sin duda, uno de los espectáculos más fascinantes que la naturaleza nos puede ofrecer, pero desgraciadamente no son fáciles de ver y de-pende de muchos factores una buena observación. Una aurora polar es un fenó-meno celeste luminiscente visible en el cielo nocturno, normalmente en latitudes altas. Este fenómeno fue llamado "Aurora Borealis", nombre dado por el científico francés Pierre Gassendi en el siglo XVII. Aurora, nombre de la diosa romana del amanecer y que en latín viene a significar "alba del norte", puede aparecer como un resplandor en el horizonte septentrional como si el Sol estuviera saliendo por la dirección equivocada. Como en el hemisferio sur ocurre el mismo fenómeno con el resplandor proveniente del sur, la “Aurora Australis”, los científicos prefieren lla-marle simplemente "Aurora Polar". Las auroras son conocidas por el hombre desde tiempo inmemorial. Ya en el año 37 después de Cristo, los romanos vieron lo que pensaron era un terrible in-cendio reflejado en el cielo. El emperador Tiberio envió un ejército a Ostia para ayudar a las víctimas del fuego. Lo que realmente estaban viendo era una gran aurora roja. Este impresionante fenómeno está profundamente arraigado en la mitología de muchas culturas. Antiguamente las también conocidas como “luces del norte” (northern lights en inglés), eran vistas como advertencias de desastres y otras calamidades. En el norte de Europa se creía que estas luces eran los reflejos emitidos por los grandes bancos de arenque en el cielo. También se referían a ellas como "los incendios que rodean los bordes norte y sur del mundo". En Finlan-dia se les denomina “revontulet”, que podía traducirse como “los fuegos del zo-rro”. Según la leyenda, los zorros hechos de fuego viven en Laponia, y las auroras son producidas por las chispas lanzadas a la atmósfera por sus colas. El pueblo sami, mayoritario en toda Laponia, cree que se debe tener especial cuidado y tran-quilidad cuando se observan las luces del norte, llamadas “guovssahasat” en idio-ma sami septentrional, ya que es peligroso burlarse, cantar o reírse pues esta acti-tud puede hacer que las auroras desciendan sobre el burlador y lo maten. Para los indios algonquinos de Canadá y Estados Unidos las luces son sus antepasados bailando alrededor de un fuego ceremonial. La tradicional del pueblo inuit de Alaska cuenta que los movimientos ondulados de las auroras son sus antepasados. Creen que son los familiares y amigos que se han ido al cielo y marchan o bailar para que la gente les recuerde. Más recientemente los buscadores de oro durante la famosa “fiebre del oro” del Klondike de finales del siglo XIX, creían que las luces del norte eran el reflejo de la veta madre de todo el dorado metal. Pero no fue hasta finales del siglo XIX cuando el científico noruego Kristian Birkeland sugirió que las luces del norte eran resultado de la interacción entre las partículas procedentes del Sol y el campo magnético de la Tierra. Organizó varias expediciones al extremo norte de Noruega estableciendo estaciones de observación para recoger datos de las auroras y de la magnetosfera. La confirmación de sus teorías tuvo que esperar a la llegada de la era espacial y a que los satélites pudie-ran explorar nuestro campo magnético.

a la caza de las auroras boreales

Imponente, el cielo flamea de todos los colores, encendido por una aurora boreal magnifica.

Me concentro en la sopa que hierve en el hornillo.

Fridtjof Nansen (1861-1930) Explorador polar y científico noruego

La actividad solar

La superficie del Sol que irradia y que vemos es la fotosfera o esfera lumi-nosa. La cromosfera es una capa muy delgada y se requieren filtros espe-ciales para su observación. La corona es muy tenue e irregular, aunque más extensa, y sólo es visible en los eclipses o mediante coronógrafos. En la fotosfera se puede observar un entramado más o menos regular de pequeños puntos claros y oscuros en constante evolución, que se cono-ce como granulación. Es una evidencia de los movimientos convectivos del material que se encuentra bajo la fotosfera. El aspecto uniforme de la fo-tosfera se ve interrumpido por la presencia de manchas y fáculas, las pri-meras oscuras y las segundas claras. Las manchas, más frías, pueden ser puntuales o extensas. El ecuador del Sol rota sobre su eje en 25 días (periodo sidéreo) pero desde la Tierra el periodo aparente es 27 días (periodo sinódico). Como no es un cuerpo rígido sino un gas (muy ionizado, por otra parte) los pe-riodos a latitudes más lejanas del ecuador son mayores, hasta unos 30 días cerca de los polos. Este efecto se conoce como rotación diferencial. El periodo sinódico es el periodo aparente desde la Tierra, que no coincide con el sidéreo ya que a la vez que el Sol gira sobre su eje la Tierra lo sigue en su giro mediante su traslación en torno a él a lo largo del año. Las manchas giran con la superficie del Sol a la velocidad que les corresponde según su latitud de acuerdo con la rotación diferencial. Existe un ciclo de 11 años durante el cual el número de manchas cre-ce y disminuye periódicamente. La actividad solar se puede evaluar por el número de manchas y grupos de manchas que aparecen. El número de Wolf o Número Internacional Relativo de Manchas Solares. En el máximo de actividad solar son normales números de Wolf de 200 y 250, con hasta 150 ó 200 manchas. En el mínimo el número de Wolf llega a 0 y esporá-dicamente aparecen algunas pequeñas manchas. Por ejemplo en 2009 hubo 260 días sin manchas, en 2010, sólo 51 y en 2011 únicamente 2. En 2012 y en lo que llevamos de 2013, todos los días ha habido manchas.

la magnetosfera: Nuestro escudo

Indudablemente, las manchas solares son un síntoma de que algo irregular le está sucediendo al Sol. Son como el acné de un adolescente. Pero no duran para siempre, y un día las manchas des-aparecen. Llega un momento en las líneas del campo electromagnético en esas zonas están tan retorcidas que la misma línea se encuentra consigo misma pero en sentido contrario y ¡plaf!, co-mo un cortocircuito se rompen bruscamente, reordenándose otra vez en forma de gajos de naran-ja. Este fenómeno se conoce como reconexión magnética. Arranca entonces un nuevo periodo que desembocará en la aparición de nuevas manchas solares, un comportamiento cíclico que se repite cada 11 años más o menos. La rotura del entresijo de líneas de fuerza provoca un latigazo de energía tan intenso, que hace que el Sol vomite por ese punto una llamarada de masa coronaria bestial y al ser la presión en la superficie del Sol mayor que en el espacio vacío, las partículas car-gadas que se encuentran en la atmósfera del Sol tienden a escapar y son aceleradas y canaliza-das por su campo magnético, alcanzando la órbita de la Tierra y más allá, hasta la conocida co-mo heliopausa que es la frontera del Sistema Solar con el medio interestelar y de la que se desco-noces sus límites pero que algunos autores la sitúan entre 80 y 100 UA (1 UA: 150 millones de kilómetros). Este flujo constante de partículas cargadas genera dos tipos de viento solar, los lentos de unos 300 km/s, y los rápidos de más de 1000 km/s. Existen fenómenos muy energéticos en el Sol, como las fulguraciones o las eyecciones de masa coronal o CME, del inglés Coronal Mass Ejection, incrementan la intensidad provocando las tormentas solares y haciendo más fácil ver auroras. Durante estos eventos, miles de toneladas de partículas cargadas, mayoritariamente protones y electrones, son lanzadas al espacio a velocida-des de miles de kilómetros por hora. Si el punto en el que se ha producido la explosión está orien-tado hacia la Tierra, en pocas horas la bocanada alcanza nuestro planeta.

Los protones son capaces de atravesar organismos vivos, provocando un daño bioquímico que a pequeña escala puede ser despreciable, pero a gran escala como la de una tormenta solar provoca mutaciones genéticas y la muerte. De nuevo, debemos agradecer tanto al campo magné-tico terrestre como a la atmósfera la protección que están ejerciendo sobre la vida en la Tierra. Los satélites artificiales que orbitan en cotas altas en cambio sí que están más expuestos, así como la Estación Espacial Internacional y sus habitantes. Afortunadamente se encuentran dentro del escu-do magnético terrestre, aunque sólo parcialmente. Los posibles efectos de las tormentas van desde fallos en el funcionamiento de satélite hasta cortes de luz en nuestras ciudades, pasando por pro-blemas con las telecomunicaciones, el tráfico aéreo y los sistemas GPS. En una sociedad que de-pende cada vez más de la tecnología espacial, la comprensión de la actividad solar es vital.

Imagen tomada cerca del Lago Bear en Alaska ©Beverly & Pack (http://flic.kr/p/6atNYf)

como se producen las auroras boreales Nuestra atmósfera nos separa del hostil y mortal espacio exterior. Está definida en capas separadas según las características de cada altitud, en particular los cambios de tempera-tura con la altura. La magnetosfera es la más externa y la más extensa de las capas de es-ta “piel de cebolla” que es nuestra atmosfera. Curiosamente su origen hay que buscarlo en el interior de nuestro planeta. El continuo giro del hierro fundido del núcleo terrestre crea un imán gigante que es el responsable del campo magnético terrestre. Las líneas de este campo se extienden hacia el espacio exterior más allá de nuestra atmósfera. Esta funda protectora, que nos preserva de las peligrosas partículas de alta energía procedentes del viento solar, no es exactamente esférica. El viento solar empuja a la magnetosfera y la de-forma de modo que en lugar de un haz uniforme de líneas de campo magnético, como las que mostraría un imán imaginario colocado en dirección norte-sur en el interior de la Tie-rra, lo que se obtiene es una estructura alargada con forma de lagrima o cometa con una larga cola en la dirección opuesta al Sol. Nuestro campo magnético es, entre otras causas, responsable de la formación de los misterios cinturones de Van Allen, dos regiones gigan-tescas en forma de toroide que rodean la Tierra y densamente pobladas de electrones y protones de alta energía que se mueven en espiral entre los polos magnéticos del planeta. Se extienden hasta los 60.000 kilómetros. Durante los máximos solares nuestro campo magnético, habituado a desviar el viento solar, recibe de pronto una onda de choque altamente energética y no da abasto distorsio-nando y cambiando la magnetosfera de la Tierra. Las líneas de campo magnetosfera pue-den estirarse y romperse. La mayoría de las partículas son desviadas, aunque algunas lle-gan a entrar en las capas internas del campo magnético y son arrastradas hacia los polos siguiendo las líneas de fuerza. Allí donde nuestra magnetosfera es más débil, entran en contacto con la atmósfera terrestre chocando con las moléculas del aire, nitrógeno y oxíge-no en su mayoría, a una velocidad de una décima parte la de la luz. El plasma, o estado de la materia compuesta de electrones e iones cargados, conduce la electricidad y parte de la energía liberada en esos "microimpactos" se libera en forma de luz de diversos colores, las auroras. Éstas se producen en la conocida como termosfera o ionosfera y se mantienen por encima de los 80 kilómetros porque por debajo de esa altitud la atmósfera es tan den-sa y los choques con las partículas cargadas ocurren tan frecuentemente que los átomos y moléculas están prácticamente en reposo. Por otro lado, las auroras no pueden estar más allá de los 400 kilómetros porque a esa altura la atmósfera es demasiado tenue -poco densa- para que las pocas colisiones que ocurren tengan un efecto significativo. En la io-nosfera, el oxígeno (O) y el nitrógeno (N) atómicos y el nitrógeno molecular (N2) se en-cuentran en su nivel más bajo de energía, denominado nivel fundamental. El aporte de energía proporcionado por las partículas solares perturba a esos átomos y moléculas, llevándolos a estados excitados de energía. Al cabo de un tiempo muy pequeño, del orden de las millonésimas de segundo o incluso menos, estos átomos y moléculas vuelven a su nivel fundamental, devolviendo la energía en forma de fotones de luz. Se necesita miles de millones de estos saltos cuánticos para que podamos ver una aurora. Estamos siendo testi-gos de la evidencia visible del movimiento de las partículas a lo largo de las líneas del campo magnético de la Tierra. Curiosamente, las luces de neón funcionan gracias al mismo principio físico.

colores El aire que respiramos está compuesto principalmente de nitrógeno y oxígeno, a pesar de que nuestro cuerpo utiliza sobre todo oxígeno. Así que durante una tor-menta solar, como es lógico son estos dos elementos los que más se excitan y emiten los colores de la luz que vemos. Cuando los electrones caen a un estado de menor energía, un átomo de oxígeno normalmente emite en una longitud de onda diferente de la que, por ejemplo, emite un átomo de nitrógeno. Esta variedad se llama espectro de emi-sión. Cada elemento tiene su propio espectro de emisión característico. Puesto que la energía es la luz, el color de la luz emitida en una aurora corresponde a una longitud de onda específica del espectro electromagnético. Los colores resul-tantes son reflejo de los gases que allí se encuentran. El más habitual es el color verde o verde amarillento que tiene su origen en el oxígeno que se encuentra en altitudes más bajas (alrededor de 60 kilómetros de altura). El más raro rojizo es también debido al oxígeno pero cuando reacciona con las partículas del sol a altitudes de 200-250 km. El azul-violeta se puede ver a menudo, a unos 120 Km de altura, y es debido al nitrógeno. Además cada color tiene un rango de altitud específica. La transición del oxígeno tarda menos de un segundo en emi-tir la luz verde y hasta tres minutos para hacerlo la roja. Así, en la atmósfera superior, donde el oxígeno es más abundante y el aire es menos denso, las coli-siones son poco frecuentes y la transición del rojo tiene tiempo suficiente para que ocurra. En altitudes inferiores a 200 km no hay suficiente tiempo entre coli-siones para esta transición, y solo podemos ver la del verde, la más común. Cuando hay una actividad muy alta, a unos 100 Km, el nitrógeno aña-de franjas rosáceas cerca de la parte inferior de la aurora. Algunas transiciones del nitrógeno ocasionalmente emiten luz azul, y gases más ligeros en la alta atmósfera como el hidrógeno y el helio pueden producir color azul o púrpura, pero estos colores son muy difíciles de distinguir.

Desgraciadamente y debido a la situación dentro del espectro electro-magnético de las emisiones que producen las auroras es muy complicado que el ojo humano pueda apreciar sus fantasmagóricos colores ya que no es lo sufi-cientemente sensible. Con baja luminosidad, las células de nuestros ojos, lla-madas bastones, sólo son capaces de distinguir luz pero sin poder apreciar el color. Nos tendremos que conformar con apreciar un tono ligeramente verdoso pero no por ello menos espectacular. Si el brillo de la aurora es alto, ya sere-mos capaces de ver colores, sobre todo el verde, el color más común y al que es más sensible a nuestros ojos. Ocurre lo mismo que cuando observamos una nebulosa donde sólo vemos una tenue nubosidad brillante pero somos incapa-ces de apreciar sus maravillosos tonos rojizos, morados, etc. Por suerte, las fo-tografías y los videos nos permiten verlas en todo su esplendor.

formas Cuando la actividad es baja la aurora aparece en el cielo como una banda uniforme y tenue. Cuando se hace un poco más activa, la banda comienza a desarrollar líneas verticales o rayos. Los cientí-ficos llaman a este tipo de actividad “arco de rayos”. A medida que la actividad auroral aumenta, los rayos son más extensos y comien-zan a doblarse sobre sí mismo formándose ondas muy parecidas a las que crea una bandera que ondea al viento. Esta también se co-noce como aurora en forma de “cortina”. Esta cortina de luz es más brillante en su parte inferior, y se hace más tenue hacia su parte superior y las partes plegadas de la cortina parecen más bri-llantes que el resto. Otro fenómeno curioso que ocurre con las luces del norte es el efecto de “baile” que crean en el cielo producto de las oleadas del viento solar y de las distorsiones creadas por la forma del campo magnético terrestre. Los astronautas en el espacio disfrutan de unas vistas impresionantes de este tipo de fenómenos al situarse por en-cima de la ionosfera. Sin embargo, nosotros sólo podemos ver una pequeña porción del óvalo auroral, y muchas veces puede llegar a ser complicado para nosotros distinguir una forma definida y mucho más distinguir colores. Desde el sue-lo, al comienzo de la noche, las auroras pueden aparecer sólo como un cambio leve en el color del cielo que se extien-de de este a oeste. Su forma, desde el punto de vista del ob-servador, depende de donde esté situado éste con respecto a ella. Esto se debe a la perspectiva. Cuanto más cerca estemos del óvalo auroral, más alta en el cielo aparece la aurora. Sin embargo cuando estamos lejos vemos largas formas curva-das que se extienden por todo el horizonte. Cuando la auro-ra está directamente encima de la cabeza del es-pectador y los rayos parecen converger directa-mente sobre su cabeza, recibe el nombre de vista cenital y lo que vemos se asemeja a unos enormes telones danzaran mecidos por el viento, como si nos cayera encima una lluvia de luz. A este tipo de aurora se le llama Corona. cuyo borde inferior cuales termina a unos 55 kilómetros sobre noso-tros. Cuando la actividad es muy intensa, la forma de la cortina es más difícil distinguirla y se difumina por todo el cielo. Parece que algunos observadores han llega-do a escuchar sonidos, como chisporroteos o chas-quidos, provenientes de las auroras. Aunque no está avalado científicamente ni hay estudios conclu-yentes podría ser que el campo magnético cree una carga electrostática que hace “sonar” las ra-mas de los árboles tan comunes en estas regiones.

formación en corona típica en periodos de alta actividad

© Ben Hattenbach

Donde se pueden ver... Ver estas hermosas llamaradas celeste no es sólo una cuestión de situarse al norte del globo terráqueo. Contra-riamente a lo que podría pensarse, las auroras no son más fuertes en el polo magnético, ya que la mayor acti-vidad auroral se suele desplazar a unos 20 grados más o menos de este punto. Las auroras generalmente ro-dean al planeta en una banda más o menos circular generada al presionar el viento solar a la magnetosfera, consiguiendo que esta banda se abulte pareciéndose a un óvalo. Cuanto mayor es el viento más se extiende hacia el sur el ovalo auroral. Este “cinturón o anillo” suele tener en condiciones normales un radio de unos 2500 kilómetros y está centrado en el polo norte magnético, que no coincide con el polo norte geográfico, sino que se sitúa al norte de Canadá. Lo mismo ocurriría en el polo austral. Este capricho es en realidad bastante conveniente para los aspirantes a ver una aurora ya que significa que no debemos estar casi en los polos ro-deados de osos polares y un océano helado bajo nuestros pies, sino que podemos verlas en lugares no tan re-motos e inaccesibles. La zona más delgada del óvalo auroral se encuentra siempre en el lado diurno terrestre, es decir donde es de día, mientras que la parte más gruesa se localiza en la zona nocturna terrestre. Hay luga-res en la Tierra que pueden verlas unas 200 o incluso 250 noches al año, en función del ciclo de manchas so-lares. Estas regiones están situadas en una región circular alrededor de los polos magnéticos norte y sur y entre 65 y 75 grados de latitud. Sin embargo, estos lugares están distribuidos alrededor de una banda ovalada que gira alrededor de la zona auroral. Todo el norte de Norteamérica, Islandia, sur de Groenlandia y Laponia (la parte norte de Finlandia, Noruega y Suecia) se incluyen también entre las zonas de mayor probabilidad de ver-las. Sin embargo la remota Siberia se pierde muchas de las auroras debido a que el polo magnético está des-plazado hacia la región opuesta del polo, hacia Canadá como decíamos antes. Una curiosidad es que la ubi-cación exacta del polo norte geomagnético varía, desplazándose unos 60 kilómetros cada año. En la actuali-dad se halla cerca de la isla de Ellesmere en el extremo norte casi deshabitado de Canadá y se dirige al norte hacia Rusia. Si uno examina el cielo en busca de auroras, siempre hay que mirar hacia el horizonte norte, sobre todo cuando hay poca actividad o se está situado muy al sur. Con un poco de suerte, por encima del círculo polar ártico se pueden ver auroras boreales muchas noches sobre todo cerca del máximo solar que se produce, como hemos visto anteriormente, más o menos cada 11 años. Desde el sur de Escandinavia, los avistamientos se pro-ducirán sólo unas pocas veces al mes, mientras que en el centro de Europa apenas algo más que un par de veces al año, pero incluso se han sido vistas desde el mediterráneo, pero sólo unas pocas veces cada siglo. Se calcula que en la zona del ecuador puede verse una aurora cada 200 años. En España, es muy raro ver este

fenómeno. La probabilidad es más o menos de una al año en el norte del país, pero casi nula conforme nos movemos hacia el sur. No obstan-te, en el último máximo solar del año 2000 se pudo ver una el 6 de abril en toda la costa levan-tina y los más mayores quizás recuerden una que se pudo ver incluso desde Andalucía en plena Guerra Civil en 1938. En el hemisferio sur, si quitamos la inacce-sible Antártida y parte del océano antártico, sólo se pueden vislumbrar, durante una tormenta, a partir de Tasmania y el sur de Nueva Zelan-da. Las luces del norte y del sur se producen si-multáneamente y son casi imágenes especulares una de otra aunque menos activas las segundas. En el centro y norte de Alaska (Fairbanks, Barrow, Fort Yukon, Prudhoe Bay, Bettles y al nor-te de la Dalton Highway Coldfoot) y los Territo-rios del Noroeste en Canadá(Yellowknife, Daw-son City, Gillam, Fort Nelson o Fort McMurray), son lugares magníficos para ver las luces del nor-te, pero nos caen un poco a desmano. También algo complicado de llegar es a la ciudad rusa de

Murmansk en el extremo noroeste del país, concreta-mente en la península de Kola en el mar de Barents y más o menos cerca de la frontera finlandesa. De más fácil acceso, el sureste de la gran isla de Groenlandia (Kulusuk, Tasiilaq, Sermiligaaq, Kuum-miut, Tiniteqilaaq o Isortoq) es otro lugar estupendo al que acercarnos. En Islandia (la isla Grimsey, Akureyri, Snæfellsnes o Ísafjörður) y Noruega debido a su situa-ción cercana al mar, suelen tener bastante días nubla-dos, pero al estar el clima influenciado por la mezcla del aire cálido de la corriente del Golfo y el aire frío del Ártico, el tiempo puede cambiar rápidamente, y con frecuencia una densa capa de nubes puede dar paso a una noche despejada. Sin embargo, en zonas interiores de Suecia y Finlandia al estar más alejados de la humedad marina, el clima es más seco y la posi-bilidad de nubes es menor. Varios lugares de Escandi-navia son típicos para ver las auroras. En Noruega las islas Lofoten, cabo Norte , Alta, Hammerfest, Longye-arbyen en la isla Svalbad y la ciudad de Tromsö, cono-cida como la capital de las auroras. En Finlandia, al norte de la ciudad de Rovaniemi, Ivalo y a orillas del lago Inari, y en Suecia, Kiruna y sobre todo la pequeña población de Abisko. No cabe la menor duda de que el tema económico es importante a la hora de hacer un viaje para ver este espectáculo natural. Por suerte en Europa, en los meses de invierno desplazarse más allá del círculo polar ártico no es difícil y hacerlo en

avión es hasta cierto punto barato. Por ejemplo llegar a Abisko, situado a una latitud de 68° 21’ N y a 250 kiló-metros en el interior del círculo polar, nos puede costar menos de 400 euros ida y vuelta desde España. En avión hasta Kiruna, vía Estocolmo, y luego un tranquilo viaje de poco más de hora y media en tren hasta la STF Abisko Turiststation, en el Abisko National Park. Situado en la esquina superior del noroeste de Suecia, en la La-ponia, es una vasta extensión de llanuras, bosques, montañas, glaciares, lagos y ríos árticos. Se trata de una zona remota, salvaje y con una climatología con pocos días de nubes (marzo es el mes que menos nieva) en comparación con otras zonas nórdicas. Por todo esto, es un lugar excelente para la observación de las auroras. Además durante el día se puede practicar esquí alpino, esquí de fondo, raquetas de nieve o desplazarse en tri-neo tirado por perros o en motos de nieve. Y por su-puesto conocer las costumbres del los habitantes de es-tos inhóspitos territorios, el pueblo indígena sami. Una última opción es coger un vuelo que tenga ruta nocturna e invernal por el norte de Europa o bien vuelo desde Escandinavia a Estados Unidos o viceversa. Con un poco de suerte, y al estar más altos que las nu-bes, quizás tengamos la suerte de ver una aurora por la ventanilla. Por eso se recomienda coger asiento en el lado derecho del avión si volamos hacia el Oeste y al revés si lo hacemos hacia el Este.

Cuando se pueden ver... Los mejores meses para ver auroras boreales, van desde septiembre-octubre a marzo-abril y con más probabilidad coincidiendo con los equinoccios. Según la web SpaceWeather.com, estadísticamente hablando, marzo es el mes más activo geomagnéticamente del año, y octubre está en un cercano segundo lugar. No se sabe exactamente la causa pero durante la primavera y el otoño, el campo magnético interplanetario y el terrestre se enlazan. Sobre todo la primavera es temporada de auroras. Por razones no completamente entendidas por los científicos, las se-manas alrededor del equinoccio vernal son propensas a la aurora boreal. Puede ser simple cuestión de geometría: como la Tierra gira alrededor de su órbita, los polos magnéticos terrestres están inclinados y forman ángulos dife-rentes con respecto al Sol, y cerca de los equinoccios, el campo magnético de la Tierra está mejor orientado para "conectarse" con el viento solar. Las perturbaciones geomagnéticas tienen casi el doble de probabilidades de ocurrir en la primavera y el otoño que en invierno y verano, de acuerdo a 75 años de registros históricos de la NASA. Los largos períodos de oscuridad y la frecuencia de las noches claras durante el inverno boreal ofrecen muy buenas oportunidades para observar las auroras. Sin embargo, durante el verano del hemisferio norte, la luz solar impide ver la aurora en las altas latitudes del norte. A medida que el Sol sube en el cielo hasta el 21 de junio y lue-go desciende, apenas hay oscuridad suficiente en el cielo. Es el conocido Sol de Medianoche. Aunque debido a que el polo magnético se desplaza hacia América del Norte, las auroras pueden ser vistas, incluso en verano, en esas latitudes. El mejor momento para observar la aurora es cerca de la medianoche local, desde las 21 horas hasta las 3 de la madrugada, pero se pueden empezar a ver nada más anochecer y su duración depende de varios factores pudiendo durar desde pocos minutos hasta horas, estando incluso hasta el alba iluminando el cielo. La actividad auroral tiende a llegar en oleadas durante la noche, que son llamados subtormentas aurorales. Incluso durante un período activo, habrá momentos de calma, sin embargo, el observador paciente suele ver un nuevo estallido de actividad al cabo de una hora o dos, o incluso menos. De todos modos, la suerte jugará un papel fundamental. Por ejemplo, dependemos de la intensidad de la eyección solar y de la posición de la Tierra respecto a ella ya que no es lo mismo recibirla escorado 45° respecto a la perpendicular de la eyección que encontrase justo enfrente. Es tan raro que coincida una gran tormenta y que venga justo de frente, que muy pocas personas vivas en las regiones más al sur de Europa o América han visto nunca una aurora boreal.

Prediccion de actividad El pronóstico de la actividad auroral predice la ubicación esperada de las formas más activas de auroras que pueden esperarse para un periodo indicado. Así como tenemos el clima te-rrestre, también tenemos el conocido como “clima espacial” que son las condiciones y proce-sos que ocurren en el espacio y que tienen el potencial de afectar el ambiente cercano a la Tierra. Estos procesos incluir cambios en el campo magnético interplanetario, eyecciones de masa de la corona del sol, y perturbaciones en la magnetosfera terrestre. Al igual que los meteorólogos registran las temperaturas, vientos y la presión para predecir el clima, los científicos observan el Sol y el entorno espacial cercano a la Tierra para pronosticar el tiempo en el espacio. Utilizando los datos enviados por naves espaciales y estaciones terrestres de todo el mundo, buscan en la superficie del Sol signos de llamaradas y CME, siguen de cerca el viento solar, miden la energía que fluye en la atmósfera y la distorsión de los campos magnéticos cerca de la superficie terrestre. A partir de estos datos, el NOAA’s Space Weather Prediction Center (SWPC), realiza una predicción del “tiempo espacial” para dar una idea de las condiciones climáticas actuales y futuras del espacio. Estos mismos datos son los que nos proporcionan la probabilidad de ver auroras. Las auroras son fenómenos en general poco luminosos, por lo que únicamente pueden verse con cielos claros. Las auroras débiles tienen un brillo parecido al de la Vía Láctea, por ello su observación no es sencilla y se ve influenciada por variedad de factores, tales como la cobertura de nubes, la luna y la contaminación lumínica, por lo que se verán fuertemente afectadas por la ubicación y por la suerte de tener un cielo despejado. La radiación solar viaja a la velocidad de la luz y se puede medir unos minutos después de la erupción gracias a los satélites que tenemos orbitando en los que se conocen como puntos de Lagrange. Sin embargo, las partículas causantes de las auroras necesitan aproxi-madamente dos días hasta que alcanzan la Tierra. Cuanto más grande haya sido la cantidad de masa expulsada mayor será la posibilidad de ver las auroras. Gracias a los satélites que continuamente escudriñan el Sol, con es el caso del ACE, se puede predecir una aurora con varios días de antelación. El NOAA Space Weather Outlook* tiene previsiones de hasta 27 días. El pronóstico de la aurora boreal para un lugar determi-nado mide la actividad geomagnética prevista con el llamado índice Kp o código geomagné-tico que va de 0 a 9. Por ejemplo, el índice 1 se considera actividad en calma, el de 2, baja, el de 3, moderada, el cuatro activa, el 5 alta y en adelante ya se considera que hay una tor-menta solar. Un índice de 1-2 ya garantiza ver las auroras encima de nuestras cabezas en las zonas dentro del ovalo auroral. Cerca de este ovalo y si el índice es bajo se verán sobre el horizonte, pero si el índice alcanza el 4 podremos también verlas encima de nosotros. Si don-de estamos hay contaminación lumínica este será el mínimo índice para poder ver algo, por eso es importante alejarse de núcleos urbanos con demasiada iluminación artificial. También es interesante llevar en nuestro smartphone o tablet algún app que nos avise de una próxima actividad geomagnética importante. Parece claro que en lo que queda de 2013 y todo el 2014 serán años buenos para ver auroras. Luego habrá que esperar otra década... Algunos Apps gratuitos sobre alertas de auroras para SO Android y disponible en Google Play: -Aurora Forecast de TINAC Inc. -Aurora Buddy de Combatdave. -Aurora Forecast de Appex *http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/weekly/27DO.txt

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El indice KP La aurora es causada por la interacción de partículas de alta energía, generalmente electrones, con átomos neutros en la atmósfera superior de la Tierra. La idea básica es que el campo magnético de la Tierra, o campo geomagnético, responde a una perturbación causada por el viento solar. Dicha perturba-ción puede ser medida por un instrumento llamado magnetó-metro. En centros de investigación como el National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) norteamericano, se reciben datos de docenas de observatorios a intervalos de un minuto, con lo que podemos considerar que se reciben en tiem-po real permitiendo hacer un seguimiento del estado actual de las condiciones geomagnéticas. Con el fin de reducir tal ingente cantidad de datos, cada tres horas se ofrece al público una me-dida cuantitativa, pero menos detallada del nivel de actividad geomagnética y mide la desviación de la componente horizontal más perturbada del campo magnético. La escala del índice Kp o K tiene un rango de 0 a 9 y está directamente relacionada con la cantidad máxima de fluctua-ción, en relación a un día tranquilo, del campo magnético en un intervalo de tres horas. Por lo tanto este es el lapso de tiempo entre actualizaciones. El índice Kp corresponde a un observatorio geomagnético específico por lo que la predicción es local . Para lugares donde no existen observatorios, sólo se puede estimar en relación a los datos del observatorio más cercano, por ello puede haber erro-res de vez en cuando, ya que la actividad geomagnética no es siempre territorialmente homogénea. Otro elemento de interés es que la ubicación de la aurora normalmente cambia de latitud geomagnética conforme cambia la intensidad de la tormenta. El índice Kp general se obtiene a través de un algoritmo que es esencialmente el promedio de los índices Kp procedentes de va-rias estaciones de observación. En España estos datos se toman desde dos estaciones con las que el Instituto Geográfico Nacio-nal (IGN) cuenta en la actualidad. Uno de ellos está situado en el término municipal de San Pablo de los Montes (Toledo) y el otro en Güímar (Tenerife). Igualmente existe otro observatorio en Roquetes (Tarragona) cuya estación variométrica se halla en Horta de Sant Joan, perteneciente a la Fundación Observatorio del Ebro. También el NOAA ha definido otra escala para cuantificar la intensidad y los efectos de las tormentas geomagnéticas. Nos indica la frecuencia promedio con que aparecen en cada ciclo solar dichas tormentas y consta de cinco posibles valores, de G1 a G5, que están relacionados con los valores del índice Kp obte-nido. Información sobre los efectos de las tormentas solares: http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/SpanScales.pdf

Aurora Australis en la base antartica Amundsen-Scott. Foto de Chris Danals, National Science Foundation

la proxima tormenta solar En verano de 1859 la Tierra sufrió la tormenta solar más potente de la que se tiene noticia, o por lo menos la que con más virulencia impactó. Algunos pueden pensar que no es una información contrastable, pero los científicos han des-cubierto que los estratos de hielo de la Antártida y Groenlandia son un registro perfecto de las tormentas solares que han alcanzado la Tierra. Detectaron que la alta concentración de nitratos en el hielo es un indicador del grado de ex-posición a ese fenómeno. Y la anomalía de nitratos de 1859 es la mayor de los últimos 600 años. También han descu-bierto que no fue un hecho aislado, y que una tormenta de esa magnitud se está produciendo cada 500 años. ¿Y la próxima gran tormenta solar? Nadie tiene la respuesta a esa pregunta. El actual ciclo 24 también ha sido calificado como de lento crecimiento, y no fue hasta finales de 2010 cuando el número de manchas solares comenzó a aumentar, e incluso en febrero de 2011 tuvimos un máximo de actividad que comenzó a decrecer de nuevo en 2012. Predecir el comportamiento de un ciclo solar es bastante fiable una vez que el ciclo está en marcha, y la predicción para el actual da otro máximo de manchas solares para finales del 2013 o principios del 2014, con la peculiaridad de que este es el ciclo solar con un número de manchas solares más bajo desde el ciclo número 14 que se dio en febrero del 1906. En 2010 la NASA, como parte de su campaña para sensibilizar a administraciones del estado y a la opinión pública (necesitan inyecciones de dinero para liderar nuevos proyectos espaciales) lanzó a la prensa la ambigua noticia de que debíamos protegernos de la gran tormenta solar de 2012. Los amantes de profecías, ovnis, y fenómenos pa-rapsicológicos encontraron un caldo de cultivo perfecto, una noticia avalada nada menos que por la NASA, para hacerla suya y convertirla en amenaza apocalíptica, añadiendo que los mayas ya predijeron que el 22 de diciembre de 2012 llegaría el fin del mundo. Pero no hay ningún indicio que confirme que las tormentas solares que se produzcan al final de este periodo sean más intensas que las de hace 11 años, por ejemplo. Las anomalías de nitratos en los estratos de hielo de los po-los marcan además una periodicidad de 500 años, y la última fue hace 150 años. Eso no asegura que no se pueda producir, pero es que tampoco existen indicios para temer más a este fin de ciclo solar que a los anteriores. Puestos en lo peor, si por una improbable casualidad se da el caso de que se produce la temida gran tormenta, el material eyec-tado tendrá además que estar apuntando hacia nosotros. Y lo más seguro es que nos salvemos por encontrarnos en un ángulo de poca incidencia o simplemente fuera de su campo de acción. Eso sí, será un momento maravilloso para ver auroras. La Tierra es apenas una mota de materia, un “punto azul pálido” como lo llamó Carl Sagan, orbitando alre-dedor del Sol e influenciado totalmente por él. Estamos totalmente sometidos a su devenir. Una ligera o im-perceptible variación en los violentos procesos físicos que acontecen en su interior, podrían afectar gravemen-te a nuestro día a día, echar por tierra el ecosistema de nuestro planeta de un plumazo e incluso acabar con nuestra civilización. Pero lo asombroso del Sol es que, pese a este y a la increíble magnitud de sus radiacio-nes, presenta una extraordinaria constancia y estabilidad que dura ya 4500 millones de años y durará otros tantos. Es como un enorme monstruo con una fuerza inimaginable, que sin embargo es capaz de proteger entre sus brazos al más delicado y frágil de los seres sin hacerle un rasguño. Al fin y al cabo estamos aprendiendo lo que significa vivir realmente dentro de la atmósfera del Sol.

Auroras en otros planetas… Tanto Júpiter como Saturno tienen campos magnéticos mucho más intensos que el te-rrestre y ambos tienen grandes cinturones de radiación. La aurora ha sido observada sobre la atmósfera de ambos por el Telescopio Espacial Hubble. E incluso también has sido observadas en Urano y Neptuno. Aunque el origen de estas auroras es similar al de la Tierra, en Júpiter su satélite Io desempeña un papel importante. El movimiento relativo entre la rotación del planeta y el movimiento de esta luna genera corrientes eléctricas creando un mecanismo de dínamo. Recordemos que Io tiene un vulcanismo muy activo y una ionosfera, fuente intensa de partículas. Las auroras también han sido observadas sobre las superficies de Io, Europa, y Ganimedes, lunas de este gigante ga-seoso. También se han visto en Venus y en Marte. Como Venus no tiene campo magnéti-co propio, aquí las auroras aparecen como parches brillantes y difusos de diversa for-ma e intensidad, y a veces rodeando todo el disco planetario. Los astrónomos que usan el Telescopio Keck en Hawai observaron lo que han llamado "resplandor noctur-no". Creen que es causado por la excitación de los átomos y las moléculas en la atmós-fera de Venus por la radiación solar durante el día. Por la noche, estos mismos átomos y moléculas excitados regresar a estados de menor energía, emitiendo la luz vista por los astrónomos. El origen de esta especie de auroras es muy diferente de las terrestres ya que no están provocadas por partículas aceleradas por el campo magnético planeta-rio. En 2004 la nave Mars Express también observó una aurora sobre Marte. El tamaño total de la región de emisión era de unos 30 kilómetros de ancho y 8 kilómetros de al-to. Los científicos observaron que la zona de estas emisiones coincide con un área don-de el liviano campo magnético marciano es más fuerte. Hace pocos años, la sonda Mars Global Surveyor detectó anomalías magnéticas corticales, lo más probable es que sean los restos de un antiguo y extinto campo magnético planetario.

Cómo fotografiarlas... Hacer fotos de auroras no requiere grandes conocimientos teóricos ni un gran equipamiento, pero si unos mínimos requerimientos que harán que nuestras fotos tengan un aspecto bastante aceptable. He aquí cómo: El Equipamiento básico consistiría en un trípode robusto, un cable disparador (intervalómetro si pretende-mos utilizar la técnica time-lapse), una cámara SLR, es decir, un réflex digital y un buen objetivo, a poder ser gran angular o incluso “ojo de pez”, pero que sea todo lo luminoso que nuestro presupuesto nos permita. Lo interesante es que esta cámara tenga buena calidad con ISO alto, es decir, que aunque le pongamos una sensibilidad de 800 ó 1600 no se note el ruido en la imagen. Aunque seria deseable, “tirar” la foto en formato RAW, si no sabemos procesar la imagen correctamente en dicho formato, mejor hacerlo en JPEG de la mejor calidad posible. Debemos tener en cuenta que en una cámara de aficionado el procesado de la imagen que hace la propia cámara si tene-mos seleccionada la opción de “reducción del ruido” suele durar el mismo tiempo que la toma, si tiramos en for-mato RAW este proceso puede ralentizarse algo más. Si la cámara lo permite podemos disparar en formato RAW y JPEG y así tendremos dos calidades. Algunos expertos recomiendan quitar esta opción con el fin de poder tomar imágenes más seguidas, sobre todo si queremos realizar un time-lapse. Deberemos colocar tanto la cámara como el objetivo en modo “manual”, para evitar que actúe el autofocus de manera automática. Realizamos el enfoque manualmente tomando como referencia alguna estrella brillante o si está presente, la Luna y enfocándola correctamente teniendo cuidado de mover el anillo de enfoque. Utilizar la opción LiveView que tienen muchas cámaras nos puede ayudar a mejorar el enfoque. La velocidad de obturación debemos dejarla en la opción B (o modo Bulb en inglés) para así decidir nosotros el tiempo. Como decíamos el objetivo debe ser luminoso f2.8 o incluso mejores como f1.8. Si no disponemos de un objetivo de estas características deberemos aumentar el tiempo de exposición con lo que las estrellas puede ser que no aparecerán como puntos sino como líneas. Como la exposición es inversamente proporcional al cuadrado de su apertura, significa que una lente con f 2,8 necesitará cuatro veces más tiempo para capturar una imagen que una de f 1,4. Por ejemplo con un objetivo f/1.4 solo necesitaremos 7,5 segundos, pero con un f/3.5 podemos llegar a los 50. Para el movimiento al apretar el botón de disparo, deberemos hacernos con un cable disparador, que tam-bién puede ser inalámbrico, aunque no es recomendable por los posibles fallos causados por las bajas temperatu-ras y la duración de las baterías. Los tiempos de exposición normalmente varían de los 8 segundos a los 40. Todo depende de nuestro objeti-vo y del brillo de la aurora. Por ejemplo, un tiempo de exposición para ISO 800 y f/2.8 sería de unos 30 segundos o menos. Pero todo depende del tipo de formación auroral que queramos fotografiar. Si la aurora se mueve des-pacio o permanece más o menos estable podemos poner tiempo más largos, pero si es del tipo “cortina de Luz” que ondea encima de nuestras cabezas las tomas tendrán que ser más rápidas para que no nos salga una imagen difuminada. Para evitar esto deberíamos emplear objetivos muy luminosos y olvidarnos de los objetivos que ten-gan, por ejemplo, f4 o superiores. Utilizar sensibilidades entre ISO 400 a 1600 suele ofrecer excelentes resultados. Un problema grave de este tipo de fotografías es que se realizan en una naturaleza extrema. Debido a esta circunstancia los componentes de la cámara se ponen a prueba, sobre todo las baterías. El frio extremo (es fácil bajar de los 20 grados bajo cero) hace que éstas se agoten rápidamente por lo que convendrá llevar más de una para poder intercambiarla y tener así más tiem-po para fotografiar. La de reserva conviene que la guardemos hasta su utilización en algún bolsillo bien resguardado de las gélidas temperaturas, para que mantenga intacto su voltaje. Con la que cambiemos haremos lo mismo ya que cuando vuelva a estar a tem-peratura “normal” recuperará gran parte de su carga inicial y podemos volver a emplearla si hiciera falta. También sería interesante disponer de una tarjeta de memoria que aguante estas condiciones. Los modelos “Extreme” de la marca Sandisk están diseñados para estos entornos tan poco habituales.

A la hora de hacer fotos la presencia de la Luna tendrá sus pros y sus contras. Su luz ilumina el cielo, y por lo tanto reduce la intensidad de la aurora. Además su presencia a veces puede presentar problemas de reflejos en las lentes del objetivo si no tenemos cuidado. En contrapartida el paisaje cercano que aparece en la foto estará ligeramente iluminado ofreciendo interesantes elementos de composición de la imagen. Si la noche es oscura deberemos llevar una linterna o un frontal, a poder ser un algún led de color rojo para que cuando lo encendamos nuestra pupila no se contraiga y perdamos capacidad visual nocturna. Si lo hacemos con luz blanca nuestros ojos tardarán unos 10 minutos en adaptarse otra vez a la oscuridad de la noche. Las noches sin Luna ofrecer oportunidades para exposiciones prolongadas permitiéndonos realizar fo-tos en la que se vean los trazos de las estrellas y perfilando sobre este fondo estrellado el contorno de monta-ñas o de árboles. Otros consejos:

⇒ No está demás incluir algún elemento del paisaje en las tomas. Sueles hacer las fotos más atractivas y nos permiten tener un punto de referencia visual que nos haga tener una idea del tamaño de la aurora. Si el objetivo es bueno y luminoso será fácil que aparezcan en las fotos estrellas y constelaciones, inclu-so cometas como ha ocurrido recientemente, que harán la foto más espectacular si cabe.

⇒ No colocar ningún filtro delante del objetivo, ni siquiera el más habitual UV, ya que tienden a distorsio-nar la belleza de las auroras y degradar la imagen.

⇒ Si nuestra cámara tiene la opción de "reducción de ruido" deberemos colocarlo en “AUTO”. ⇒ El “balance de blancos” debemos colocarlo en una temperatura de color de 4000K, si no podemos se-

leccionar esta temperatura lo colocaremos en modo "AUTO". ⇒ No estaría mal hacer un reconocimiento de la ubicación desde el que haremos la observación en pleno

día y así elegir un buen terreno llano y con buen campo de visión. ⇒ Deberos alejarnos de núcleos urbanos para evitar en todo lo posible la contaminación lumínica. ⇒ Conviene proteger y cubrir los objetivos, sobre todo la lente frontal, pues nos ayudará a prevenir la for-

mación de condensación en el interior del equipo, porque cuando se pasa de un entorno excepcional-mente frío a un espacio mucho más cálido, como puede ser un coche o una habitación, todo el exterior de la cámara se cubre de una capa de hielo y pueden formarse gotitas en el interior del sensor y del objetivo.

⇒ Hay que procurar no respirar directamente en el visor de la cámara, cerca de la lente del objetivo o LCD, ya que se empaña fácilmente pues a estas temperaturas tan bajas se cubre de hielo.

⇒ Por supuesto NUNCA utilizar el flash. Solo lo emplearemos cuando queramos sacar en primer término una persona y de fondo la aurora. Para ello, lanzaremos el flash sincronizado a lo que se conoce como “cortinilla trasera”, de este modo se verá a la persona y a la aurora.

⇒ Y por supuesto abrigarse mucho y evitar en todo lo posible quitarse los guantes para manipular la cámara, ya que como mínimo tendremos que soportar temperaturas de –15ºC, aunque será fácil llegar a los –25ºC.

Más información sobre auroras polares: http://www.swpc.noaa.gov http://sdo.gsfc.nasa.gov/ http://www.spaceweather.com http://helios.swpc.noaa.gov/ovation/ http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://www.solarphysics.kva.se/ http://www.gi.alaska.edu/AuroraForecast http://www.ccme.es/ http://vimeo.com/25811412 http://www.asc-csa.gc.ca/eng/astronomy/auroramax/connect.asp https://twitter.com/AuroraMAX http://www.iac.es/adjuntos/www/auroras.pdf http://www.spaceweathercenter.org http://www.auroraskystation.com/live-camera/9/ http://www.shelios.com http://astronomynorth.com/ http://www.auroraskystation.com/live-camera/9/

Código QR de la Universidad de Alaska en Fairbanks

Exposición de Daniel López, uno de los mejores astrofotógrafos de España, en el Planetario de Madrid, del miércoles 20 de marzo hasta el do-mingo 16 de junio de 2013. www.elcielodecanarias.es

Imágenes: CalSky.com

sección lunar fases lunares abril 2013

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luna LLENA 20HORAS

luna nueva 10HORAS

Imágenes: CalSky.com

sección lunar fases lunares mayo 2013

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luna nueva

01 HORAS

luna LLENA 04 HORAS

MARS SPANISH MISSION COMIENZA LA PRIMERA MISIÓN ESPAÑOLA DE SIMULACIÓN A MARTE

MSM0 http://misionmarte.wordpress.com/

http://www.misionmarte.es http://marssociety.org.es/

http://www.leem.es/

La Mars Spanish Mission 0 (MSM0), es una misión conjunta realizada por The Mars Society España (TMSE) y el Laboratorio para Experimentación en Espacio y Microgra-vedad (LEEM). La intención de esta primera misión es llevar a cabo una serie de ta-reas en Los Monegros (Aragón), España, con el objetivo de preparar y testear los proyectos implicados en MSM1 (Mars Spanish Mission 1), realizar pruebas prelimi-nares sobre la organización, la logística y el despliegue de recursos. También se pondrán en marcha y se probarán diversos protocolos de comunicaciones y de ges-tión, así como un MSC (“Mission Support Center” o Centro de Soporte a la Misión) remoto. En esta misión participan distintas instituciones y empresas locales vinculadas al sec-tor tecnológico y de investigación. MSM0 se desarrollará entre los días 4 y 7 de abril de 2013. La duración de esta mi-sión preliminar será de cuatro días. Por consiguiente, ese será el tiempo máximo disponible para la realización de pruebas. La Mars Spanish Mission ofrece a estu-diantes y profesionales la oportunidad de participar en un proyecto de gran impor-tancia, adquiriendo una considerable experiencia en el desarrollo de proyectos rela-cionados con la investigación y la exploración espacial.

——————————————————- La realización de una expedición tripulada a Marte representa un proyecto muy complejo. Sin embargo, sigue el mismo modelo de gestión y organización que cual-quier otro proyecto. MSM0 se encuadra en el sector espacial no lucrativo, cuyo prin-cipal objetivo es reunir a un grupo de personas apasionadas por la exploración es-pacial (principalmente estudiantes y jóvenes profesionales), con las que poder confi-gurar para los siguientes proyectos un equipo gestor eficiente gracias a esta primera experiencia.

visibilidad de los planetas mercurio No visible en abril y comienza a aparecer por el hori- zonte oeste al atardecer a finales de mayo.

venus Visible de nuevo en abril y mayo tras la puesta de Sol mirando hacia el oeste.

marte No es visible ni en abril ni en mayo.

júpiter Visible brillante la primera parte de la noche en Tauro.

saturno Visible toda la noche recorriendo Aries, Libra y Virgo.

urano No es visible.

neptuno Visible al amanecer en Acuario.

Fuente: Stellarium y NASA

D E S T A C A M O S lluvia de estrellas

Líridas. Lluvia activa desde el 16 al 25 de abril con un máximo el 22. Tasa Horaria Cenital (THZ) de 18 meteoros/hora.

eclipse parcial de Luna El jueves 25 de abril, tendrá lugar un eclipse parcial de Luna con un máximo a las 22:07, hora peninsular. Apenas durará 27 minutos y se oscurecerá una pequeña zona, el 1% del total del disco lunar, en la región norte del satélite. Comienza a las 21:54 y termina a las 22:21 horas.

© Grupo Astronómico Silos de Zaragoza, abril 2013  

www.grupoastronomicosilos.org gas_astronomia@yahoo.es 

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www.flickr.com/gas_astronomia 

Cratererlanger

Esta fotografía, realizada durante la salida del Sol en esta zona de la Luna, nos muestra un cráter de impacto muy profundo y cercano al polo norte lunar. Debi-do a su ubicación y al ángulo del eje de rotación de nuestro satélite, la luz del Sol rara vez incide en su interior, por lo que se cree que en el fondo puede haber agua helada de origen cometario.

©NASA Lunar Reconnaissance Orbiter Narrow Angle Camera (LCROSS )