NNoo 14 414 4erer trimestrtrimestre 2.000 Año IVe 2.000 Año IV

Telescopios: repasando fundamentosTaller: Luchando contra el rocioAstrofotografía con WebcamsCuarta entrega del curso de iniciación a la Astronomía

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ÍNDICE DEL NO 14 4O TRIMESTRE 2000

PágNoticias breves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3Los Caminos del Firmamento . . . . . . . . . . . . . . .4Taller: La lucha contra el rocío . . . . . . . . . . . . . .7Iniciación a la Astronomía (4) . . . . . . . . . . . . . . .8Telescopios: Repasando fundamentos (y2) . . . .12Astronomía con WebCam . . . . . . . . . . . . . . . . .14Un día en Calar Alto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .18Observando el Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .20El Sol este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .21Efemérides planetarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22El Cielo este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . .23Ocultaciones lunares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .26Galería de imágenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .27

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BREVES · INTERNET · ASTRONOMÍA · ASTRONAUTICA

ASTRONOMOS DE LA U.P.V. OBSERVAN JUPITER ATRAVÉS DEL TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE.

Astrónomos de la Universidad del País Vasco -dos de ellosmiembros de la Agrupación Astronómica Vizcaina- en co-laboración con el J.P.L., realizaron observaciones de Júpi-ter, utilizando para ello el Telescopio Espacial Hubble. Laobservación se realizó el 2 de septiembre de este año y elobjetivo de la misma fue analizar la unión de dos anticiclo-nes de la atmósfera jupiterina en uno mayor en 1998, su-ceso que se repitió en marzo de este año. Se trataba deconseguir el máximo posible de información sobre la diná-mica, textura interna, morfología de las nubes y estructuravertical del nuevo vórtice y areas cercanas, a fin de com-prender mejor el comportamiento de los vórtices anticicló-nicos y de la estructura de su atmósfera interior. Para elloel equipo de investigadores vascos tomaron imágenes en4 bandas del espectro durante dos órbitas del planeta se-paradas entre sí 10 órbitas, utilizando la Wide Field Plane-tary Camera 2(WFPC-2). Más información:http://www.stsci.edu/apsb/doc/pep/public-propo-sals/8871.prop e

LA AAV EN LOS MEDIOS DE COMUNICACIÓN

A propósito de las “Lágrimas de San Lorenzo”, es decir, pa-ra nosotros las Perseidas, los medios de comunicación sepusieron en contacto con la Agrupación para recabar infor-mación sobre el evento. Así, la segunda semana de agos-to se realizaron entrevistas con socios de la AAV en televi-sión (Canal Bizkaia) y radio (Radio Popular y CadenaCOPE) donde se explicó la naturaleza de las lluvias de me-teoritos y las formas de observarlas. De paso aprovecha-mos para llamar la atención sobre el tema que tanto nos vie-ne preocupando: la contaminación lumínica. Esperemosque el grado de concienciación de los ciudadanos y las ins-tituciones nos lleve a la adopción de medidas que conduz-can a la erradicación de esta lacra.e

EL COMETA LINEAR SE DESINTEGRÓ

El cometa Linear C/1999 S4, del que se esperaba un au-mento de magnitud suficiente como para poder ser obser-vado a simple vista, finalemte se fragmentó en su acerca-miento al Sol, con lo que desaparecen las posibilidadesde repertir observaciones como las del Hyakutake o Hale-Bopp. La fragmentación fue observada desde el I.A.C. porMark Kigder el 23 de julio, y cuyo seguimiento fue dificul-tado en extremo por el grave incendio forestal que provocóel desalojo de las instalaciones del IAC. e

NUEVA DIRECCIÓN DELA AAV-BAE EN INTERNET

Se ha registrado el dominio de Internet “AAVBAE”, por loque ahora se puede acceder a la página en la direcciónhttp://www.aavbae.net. La dirección antigua sigue sien-do válida. Los socios que quieran obtener una dirección decorreo de la agrupacion, (nombre @aavbae.net) pueden ha-cerlo en la Secretaría de la Agrupación, o solicitarlo a ladirección de e-mail: mail@aavbae.net e

GALILEONo 14 DEL BOLETÍN DE LA

AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINABIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA

Sede: Locales del Departamento de Cultura de la Dipu-tación Foral de Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia.c/ Iparragirre 46, 5º Dpto. 4. 48012 Bilbao

Horario: Todos los martes de 19:30 a 21:30 h.correo-e: mail@aavbae.netpág.web: http://www.aavbae.netPortada: Nebulosas Trifida y Laguna. Mikel BerrocalEdicion: Mikel Berrocal, Ander Aizpuru

Dep.Legal:BI-420-92Colaboran en este número

Ander Aizpuru Juan A. SomavillaCarmelo Fernández Emilo MartínezFrancisco Violat Marcial Vecilla

Este ejemplar se distribuye de forma gratuita a lossocios y colaboradores de la AAV-BAE. La AAV-BAEno se hace responsable del contenido de los artícu-los, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus au-tores. Queda prohibida la reproducción total o par-cial de cualquier información gráfica o escrita porcualquier medio sin permiso expreso de la AAV-BAE. AAV-BAE 2.000

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Los Caminos del FirmamentoURSA MINOR y DRACO Marcial Vecilla

Se acaban las cortas nochesdel estio y comienza el oto-ño, la magia de nuevas

constelaciones nos está esperan-do en el cielo estrellado. En estenúmero nos ocuparemos de dosconstelaciones circumpolares, Ur-sa Minor (La Osa Menor) y Draco(El Dragón).

Viajaremos a través de estas dosconstelaciones, siempre visiblesen nuestra latitud, desvelando par-te de los secretos y curiosidadesque esconden.

URSA MINOR (La Osa Menor)

La hermana pequeña de la OsaMayor, con un gran parecido a es-ta, en los países de habla inglesase la reconoce popularmente co-mo “Little Dipper” cazo pequeño, yen nuestro país como “El Carro Pe-queño”.

El astro más brillante de la OsaMenor UMi (Estrella Polar o Po-laris) indica el punto donde parecegirar la bóveda celeste. Se llegahasta ella tomando como referen-

cia las dos estrellas del extremo dela Osa Mayor, las brillantes estre-llas Dubhe ( UMa) y Merak (UMa), también conocidas como“pointers”, indicadores, del PoloNorte. Alineando estas dos estre-llas y prolongando la distancia en-tre ambas una cinco veces, nos lle-vará hasta la Polaris.

UMi (Polaris) dista del PoloNorte celeste casi 50’ de arco, sumagnitud varía entre 1.96 y 2.05 men periodo de 3 días y 23 horas,se encuentra a unos 300 a.l. y es

Divulgaciónee

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unas cincuenta veces más grandeque el Sol, con una luminosidad2000 veces mayor que este, si sesituara en el lugar del Sol engulli-ría a la órbita de Mercurio y roza-ría hasta la órbita de Venus. Es unastro pulsante y pertenece al tipode estrellas conocidas como Ce-feidas, es decir que su superficiefotosférica se eleva ritmicamentecon una velocidad máxima de 2.7km/s, variando su tipo espectral deF9 a F7.

La Polar forma parte un sistematriple, una de las compañeras so-lamente es visible por medios es-pectroscópicos. La otra, de nove-na magnitud, se puede observarcon instrumentos con una apertu-ra de por lo menos 70 mm. y conuna potencia de 100 a 150 au-mentos, se requiere unas condi-ciones atmosféricas buenas parapoder separar ambos componen-

tes, Polaris B, como se conoce ala compañera visible, es de tipo es-pectral B, de color blanco-azuladoy con unas dimensiones un pocomás grandes que el Sol. Su mo-vimiento alrededor de la estrellaprincipal es extremadamente len-to, tardando 7.200 años en rode-arla.

La distancia de La Polar al PoloNorte celeste no es constante, enla actualidad parece acercarseaparentemente a este, hasta el año2115. Las fuerzas gravitatorias dela Luna, del Sol y de los planetasproducen en el eje terrestre un mo-vimiento de peonza, conocido co-mo precesión que tiene una dura-ción de 25.000 años, por causa deeste movimiento la estrella Polarse verá desplazada de las cerca-nías del norte celeste. Por lo tan-to, nuestros descendientes dentrode 8.000 años conocerán como es-

trella Polar a Cygni (Deneb), ydentro de 12.000 años será la bri-llante Lyrae (Vega)

La estrella UMi (Kochab), co-nocida por los árabes como Al Na’iral Farkadian (el más luminoso delos dos terneros, haciendo refe-rencia también a UMi), tuvo lasuerte de hacer de estrella Polaren la anterior vuelta del eje terres-tre. De 2.2 m y de color amarillo-anaranjado esta situada a una dis-tancia de 100 a.l., su vecina UMi(Pherkad), conocida por los árabescomo Alifa al Farkadian, que quie-re decir el más débil de los dos ter-neros, de 3.1 m, es 300 veces másluminosa que el Sol, situada a 270a.l., es un astro muy caliente de co-lor blanco-azulado y con una va-riación de su luminosidad de un10% en ciclos de 21 días.

Por último mencionar la estrellaRR UMi, una variable roja que os-

Representación de la Osa Menor y el Dragón, segun Hevelius, siglo XVII

A L F A B E T O G R I E G O

Alfa Eta Nu Tau

Beta Ceta Xi Úpsilon

Gamma Iota Ómicron Fi

Delta Kappa Pi Ji

Épsilon Lambda Ro Psi

Tseta Mu Sigma Omega

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cila entre la 4.5 y 5.1 m, se la pue-de encontrar prolongando una dis-tancia igual a la línea que une y.

DRACO (El Dragón)

Esta constelación envuelve a laOsa Menor, parece como si la es-tuviera protegiendo y guardando aésta en su condición de marcado-ra del polo norte celeste. Un re-guero de estrellas diseminadas porun área de 1.083 grados cuadra-dos. El nombre de la constelaciónrecuerda al mítico monstruo queguardaba las manzanas de oro delfabuloso jardín de las Espéridesy que fue abatido por Hércules.

De todas las estrellas que se en-cuentran en esta constelación so-lamente ocho superan la 4.ª mag-nitud. Dra conocida desdetiempos de los árabes con el nom-bre de Thuban (las fauces del Dra-gón), Bayer asignó a esta estrellala magnitud 2, como el astro másluminoso de la constelación, hoyno llega más que a la 3.6 m y suhegemonía como estrella principalha sido desbancada por Dra de2.4 m. en el año 3500 antes de Je-sucristo esta estrella ocupaba el lu-gar de la estrella Polar, señalandoel norte celeste.

La estrella Dra (Rastaban) si-tuada al oeste de Dra forma lapunta de la lengua del Dragón, detipo espectral similar al Sol con uncolor amarillo-anaranjado, es de

2.8 m y tiene una compañera de14 m.

Dra (Eltanin, la cabeza del Dra-gón) representa el ojo y es la es-trella más brillante. En la antigüe-dad fue un astro importante deculto por parte de los egipcios quela consideraban la imagen de Isis,tiene una magnitud de 2.42 y es-tá situada a 150 a.l.

Dra de 2.2 m, es una estrellaanaranjada cuya luz tarda 110 añosen llegar hasta nosotros.

Dra es un astro más brillanteque Dra, de tipo solar a 75 a.l. denosotros y de 2.7 m., forma un sis-tema binario con una compañerade 8,8 m. a 6’’ de la principal, po-siblemente una enana roja, estapareja es perfectamente visible portelescopios con una abertura no in-ferior a 80 mm.

Dra, sistema triple, las com-ponentes principales son de unamagnitud poco mayor de 5, es unsistema fácil para observar con unpequeño catalejo, ambos son decolor blanco con una separaciónangular de 62’’ y separados unadistancia de 2.300 U.A., a su vezuna de las dos componentes esdoble, con un periodo de 32 días y12 minutos. Todo el sistema distadel Sol 120 a.l.

La constelación del Dragón cons-ta de varias estrellas variables, ca-be destacar RY de color rojo y queoscila de forma irregular entre la

sexta y octava magnitud en 170 dí-as. TW variable en eclipse tipo Al-gol formada por un astro giganteblanco al que compaña una enanaroja que gira a su alrededor y queoculta parcialmente cada 2 días y20 horas, sus fluctuaciones se pue-den seguir fácilmente con un te-lescopio de 80 mm. de abertura.

Empleando un instrumento de 80mm. de abertura y 50-100 aumen-tos podemos observar a NGC6543, se trata de una nebulosa pla-netaria, en cuyo centro se en-cuentra una estrella de 10 m de ti-po O, con una temperatura de35.000º C y cuya luminosidad es100 veces la solar. La estrella aperdió parte de su envoltura gase-osa y esta se encuentra a 3 a.l. dela estrella. Dentro del mismo cam-po, si observamos con pocos au-mentos, podemos ver también unagalaxia de 10 m, NGC 6503, de ti-po espiral alargada.

Varios objetos se quedan en eltintero por quedar lejos del instru-mental empleado por los aficiona-dos. Esta ha sido una pequeña re-seña de lo que podemos observaren estas dos constelaciones, quesin duda reconfortarán al observa-dor al contemplarlas.

Para finalizar, adjunto al final delartículo el alfabeto griego, para queos familiariceis con el.

Nos vemos en el próximo núme-ro de Galileo, hasta la vista.

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La lucha contra el rocíoCarmelo Fernandez Amezaga

El rocio, ventiladores y Schmidt-Cassegrain

Sin duda la AAV es laagrupacion con másmoral, al menos a títu-

lo de los que nos gustan lasobservaciones.

Una de las pocas observa-ciones medianamente decen-tes de este año recuerdo quefue allá por enero en Orduña:!no había nubes! ni Luna, yademás coincidió en sábado,

pero eso sí, nos cayó un ro-cío casi como sirimiri y sequedó pegad la escarcha enlos coches (había varios gra-dos bajo cero). Al menos con-seguí la mejor temperaturaen mi CCD COOKBOOK, lle-gando hasta los -17ºC.

Por anteriores artículos deesta revista todos sabemoscual es la causa de qué sedeposite la humedad en don-de más molesta:

Nuestro telescopio irradiainfrarrojos al cielo sin nubes,se queda más frio que el am-biente y la humedad se licúadelante del objetivo.

Si calentamos el telescopio,necesitaremos mucha ener-gía , consumo que probable-mente acusarían nuestras ba-terias.

Por otro lado, la coberturaha resultado ser ineficaz enestos ambientes tan hume-dos.

La solución más eficaz y có-moda es la que pasaré a des-cribir ahora:

Cogemos un ventilador deun microprocesador de PC. Lepegamos un imán de arma-rio y la chapita del imán lapegamos en el secundario deltelescopio.

Resultado, el aire circularáa través de la lámina de cie-rre del objetivo igualando sutemperatura a la del ambien-te y manteniendola comple-tamente seca.

Si nos atenemos a las esta-dísticas, aproximadamente lamitad de las noches de ob-servación se abortan por cul-pa del rocío.

Los que tengan un refractorsiempre pueden optar por elsistema de las resistencias,pues el tamaño del objetivoes menor, o bien introducir ai-re con un compresor de pe-cera y un tubito, pero eso to-davía no se ha probado.

!TRANSPARENTES OBSERVA-CIONES!

Talleree

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Iniciación a la Astronomía (IV)Juan A. Somavilla

Abundante lectura, con-sejos y lecciones teóricoprácticas sobre los dis-

tintos modelos y monturas delos TELESCOPIOS para aficio-nados, recorren las redes deInternet. Todas las Asociacio-nes de astrónomos amateursdel Planeta, han publicado has-ta la saciedad, el desarrollo delos telescopios, las distintasmonturas que les acompañan,los distintos métodos para suspuestas en estación (posicio-namiento del telescopio al Po-lo celeste), y como sacarles elmejor aprovechamiento.

Desde las Asociaciones As-tronómicas se han realizadoestudios de la totalidad de lostelescopios que han aparecidoen el mercado especializado,investigación de los instru-mentos que han dado los me-jores resultados con la prácti-ca observacional. En revistasespecializadas aparecen casitodos los meses, artículos enlos que se desmenuza técnica-mente los distintos instrumen-tos que salen al mercado y sucomportamiento práctico ( SKY& Telescope, Astronomy , In-ternet y en revistas periódicasde las Asociaciones).

En esta cuarta entrega, voya salirme de lo que realmentepor naturaleza se entiende laIniciación a la Astronomía yvamos a dar un repaso a los

mínimos elementos técnicosque deben acompañar al TE-LESCOPIO para que la trilogíaPRECIO - CALIDAD - RESUL-TADOS , sean una realidad enmanos de los aficionados quese inician en la comprensióny práctica de la Astronomía.Deseo dejar claros los concep-tos de los mecanismos queacompañan la óptica y montu-ra del telescopio en su buenfuncionamiento, básicamente,en los modelos más utilizadospor los aficionados.

Hay que entender que los es-pejos aluminizados y lentes delos que se dotan los distintosmodelos, si son de buena cali-dad por su fabricación y cali-brado, su valor en el mercadoes elevado. No se puede pre-tender adquirir una óptica ex-celente a un precio módico. Lomismo ocurre con las montu-ras que soportan el telescopio,el mecanismo de la “cruz deejes”, así como los motores deseguimiento y la estabilidad delconjunto, a mayor calidad yacabado el precio del instru-mento se dispara. No tienesentido, instalar un tubo ópti-co de media-alta calidad enuna montura inestable con unamecánica simple, por muyecuatorial que sea.

Muchos fabricantes intentanabaratar un instrumento, paraque este al alcance de todos

los bolsillos. El resultado de és-ta práctica, es el siguiente: in-finidad de aficionados en su ini-cio de la práctica astronómica,tienen en sus manos, telesco-pios muy limitados en capaci-dad, para realizar observacio-nes de calidad media. Dichos“aparatos” están plagados deholguras mecánicas, defectosde montaje, monturas inesta-bles, lentes, espejos y acceso-rios de baja calidad.

Ante la compra realizada, losaficionados, con todo su ardordigno de mención, comienzana rectificar los fallos que seproducen en el movimiento deambos ejes, intentando mejo-rar si cabe la estabilidad de lamontura, posicionamiento delos motores y mejora del con-trol de regulación. En la ma-yoría de los casos, encuentran,que el conjunto de la estruc-tura, no da para “milagros”.Llega la decepción y a conti-nuación abandonan esta aficióntan maravillosa. ¡Es hora deromper esta dinámica!

Desde estas líneas recomen-damos que, si no se disponedel capital necesario para lacompra de un telescopio comomínimo de media calidad, sedesista de adquirir instrumen-tal de baja calidad. Es máspráctico disponer de un buentrípode y unos prismáticos ex-celentes que se pueden adqui-rir por unas 70.000 ptas., quecomprar un telescopio ecuato-rial por la misma cantidad. Esobvio que un telescopio ecua-torial a ese precio es de gamabaja y todos los que conozcode esas características dan mu-chos problemas, salvo rara ex-cepción. El equipo alternativode trípode y binoculares da

Divulgaciónee

lentecorrectora

espejoprimarioespejo

secundario

ocular

telescopioSchmidt-Cassegrain

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mejores resultados y satisfac-ciones que el telescopio de ba-ja calidad. Consultar en lasAsociaciones de aficionados sehace imprescindible, porqueestas os asesorarán en la com-pra de los instrumentos, concariño y afición, con una ele-vada profesionalidad que les hadado la experiencia y sin áni-mo de lucro.

Todos los telescopios de afi-cionados constan de dos par-tes fundamentales: la ópticaentubada y la montura que losoporta.

La óptica de los telescopiosreflectores, refractores y cata-dióptricos, están encerradas enunos armazones normalmentefabricados con material aislan-te o metalizados especiales, dealta resistencia mecánica y debaja densidad proporcionandoa la estructura entubada, ri-gidez y poco peso. Esta fabri-cación eleva los precios delproducto acabado pero, da se-guridad y calidad.

Las lentes en los refractores,los espejos en los reflectores yla combinación de ambos ele-mentos en los catadióptricos,la calidad del vidrio utilizado yel pulido de sus caras implicanun trabajo muy profesionaliza-do. Al límite que llegan en lafabricación y calibración de losespejos y lentes repercute ensu precio. Pulir las cuatro ca-ras del doblete acromático deun refractor y parabolizar el es-pejo de un reflector, su precioestá directamente relacionadocon el límite de calidad alcan-zado.

Hablar de estos límites en es-te capítulo, excede las preten-siones del que hacía referenciaal principio, pero si quiero de-jar claro que, las lentes en losrefractores con un bajísimocromatismo residual, son deelevado precio. Los espejos delos reflectores, en su acabadofinal, con una longitud de on-

da emergente de l= 1/10, sonde calidad media y coste es al-to. Hay espejos parabolizadoscon una onda emergente de l=1/4 que dan buenos resultadossi su nº F es superior a 8=(d/f) d= diámetro del espejo olente en mm. y f= distancia fo-cal en mm.), estos buenos re-sultados también dependeránde la estabilidad de la atmós-fera en lugar que se observa.

Este dato de onda emergen-te lo da normalmente el fabri-cante que los distribuidores lohacen llegar a los comprado-res-usuarios. Se dan muchoscasos de compra de espejoscon una determinada ondaemergente, que sometidos anuevas calibraciones, estánmuy lejos de alcanzar los pa-rámetros mencionados en elparte de fabricación. Así queestad atentos a la calidad delcalibrado de fabricación.

El mismo tratamiento que enlos límites está, lo que se en-tiende por onda emergente delos espejos parabolizados, noes tema de esta cuarta entre-ga. Los telescopios catadióp-tricos tales como los tipos deCassegrain/Maksutov van pro-vistos de unas láminas correc-toras de alta precisión y anclajeacompañados generalmente deunas monturas estables y só-lidas, siendo los más caros delmercado. Estos tipos de teles-copios son una opción ideal, encontra partida, hay que rese-ñar, que no está al alcance detodos los bolsillos.

El tubo óptico en general es-tá compuesto de la óptica (len-tes o espejos) y el portaocular.

En los refractores, las lentes,están soportadas en la boca deltubo sobre la base de un cas-quillo, normalmente metálicoque le da rigidez y firmeza, yen los reflectores, el espejoprimario lo soporta una piezametálica llamada barrilete, quepermite su centrado y alinea-ción del eje óptico por mediode unos tornillos fijados en subase. Si estas piezas que so-portan las ópticas son de plás-tico vulgar, hay que sospecharque son de baja calidad y portanto hay que rechazarlos.

Los portaoculares en ambossistemas deben ser metálicos,sólo estos, permiten el enfo-que fino y sin holguras. Una ca-racterística típica de una ópti-ca de baja calidad, es lainclusión por el fabricante enel tubo óptico, de un portao-cular al que sólo se le puedeintercalar oculares de 1” (25mm.). Esto implica al usuarioobservar el cielo con ocularesde focales superiores a los 20mm., Porque, los de corta fo-cal (mayores aumentos), la vi-sión a través de ellos es inco-modísima, debido a la pequeña“pupila de salida”, inherente asu propia construcción. Losportaoculares adecuados sonaquellos, en los que se puedeintercalar oculares de 11/4”(31,7 mm.), con los de 2”(50,8 mm.)proporcionando,imágenes más planas y mayorcampo. Prácticamente existenpocos instrumentos en el mer-cado con portaoculares de 25mm., pero en algunos comer-cios los tienen todavía a la ven-ta. Se deben rechazar.

El espejo secundario de los

ocular

Lente(s) telescopio refractor

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reflectores va fijado al tubo poruna pieza que se llama la ara-ña, también de fabricación me-tálica que posibilita el centra-do y ajuste con el espejoprimario del eje óptico. Debedisponer en el cuerpo en queestá fijado el espejo secunda-rio, de al menos tres tornillosde ajuste que permitan bascu-lar el secundario en todas lasdirecciones. Se debe rechazarel telescopio en el que el es-pejo secundario no se puedaregular.

La óptica del telescopio seapoya en la montura, y en laobservación astronómica lamontura ecuatorial es la queposibilita el seguimiento de losastros, contrarrestando la ro-tación terrestre.

La montura del telescopio es-tá directamente relacionadacon el sistema óptico que de-be soportar. Sus ejes, el de A.R(ascensión recta o eje horario)y el D (declinación del astro),se construyen específicamen-te en función del peso que de-ben soportar. A mayores diá-metros de las lentes o espejos,mayores diámetros de los ejes,que permitan rotar con suavi-dad y regularidad.

De una misma marca co-mercial existen monturas con“nominación”, que recorren to-da la gama de calidades. Des-de las inestables hasta las dealtas prestaciones, permitien-do acoplar distintos accesorioscomo, CCDs, cámaras fotográ-ficas, buscadores y adaptado-res para el seguimiento y bús-queda automática de objetosestelares. Cabe decir, que el

precio individual de estas mon-turas, supera las 80.000 ptas.,en contrapartida la calidad yprecisión.

A mi entender, por experien-cia, realizar una inversión enla montura de precisión es laopción a seguir. Nos evitarámuchísimos quebraderos decabeza y dispondremos de mástiempo para la observación, sinpreocuparnos del seguimiento,después de una correcta pues-ta en estación.

Las monturas ecuatorialesmás comunes que se encuen-tran en el mercado estatal sonbásicamente de dos tipos: lamontura alemana y la montu-ra de horquilla.

Las monturas de horquillason llamadas así porque re-cuerdan la horquilla en formade lira, en cuyos extremos li-bres se sitúa el tubo óptico. Es-te conjunto es soportado porun sólido trípode que da ele-vada estabilidad a todo el equi-po. Son utilizadas estas mon-turas con los sistemas ópticosCassegrain/Maksutov. Estos ti-pos de telescopios en su con-junto, tanto la óptica como lasmonturas recorren la gamadesde media a alta calidad ypor lo tanto, su precio es ele-vado, pero el rendimiento quese les puede sacar también eselevado.

La montura alemana es lamás asequible, sus precios enel mercado actual están pordebajo de las monturas de hor-quilla. Por otro lado, a este ti-po de montura se adaptan la

gran mayoría de los telescopiosreflectores (espejo parabólico)y refractores (lentes), permi-tiendo combinar los tipos conla misma montura. La montu-ra alemana en vez de utilizarel trípode como soporte totaldel tubo óptico y el bloque dela cruz de ejes, utiliza como so-porte normalmente una co-lumna tubular, de cuya basesalen tres pies dando a toda laestructura estabilidad. Se ha-ce preciso que esta columnatubular sea metálica con un pe-so superior al tubo óptico ycorta de altura para acercar elcentro de gravedad de toda laestructura lo más posible alsuelo donde descansa para laobservación. A su vez, ésta co-lumna permite ser retirada encaso de que se quiera dejar fi-jo el telescopio y montar el blo-que de la cruz de ejes con laóptica sobre una columna pre-fabricada (observatorio fijo).

La montura ecuatorial que vasoportada por medio de un trí-pode plantea a los telescopiossuperiores en diámetro a los150 mm., algunos problemasde transmisión de vibraciones.Sus fabricantes, a pesar de serextensibles les construyen al-tos en su mínima extensión,y una pequeña brisa o un gol-pecito sin intención tardan másde 10 ó 12 segundos en esta-bilizar la imagen, muy perju-dicial en largas exposicionesfotográficas. De ahí que mu-chos aficionados tratan de darestabilidad a base de montarun peso adicional en su centrode gravedad o bien enlazandolas tres patas del trípode conuna estructura metálica; y siuno es “manitas” es posibleque de resultado, pero no to-dos los aficionados lo son. Só-lo los trípodes de media y al-ta calidad por su solidez danestabilidad al conjunto y claro,su precio también.

Lo mismo ocurre con los ac-cesorios (oculares, barlows,buscadores, motores de se-

telescopio reflector

espejoprimario

ocular

espejosecundario

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guimiento, reguladores de ve-locidad, adaptadores para lafotografía astronómica, etc.).Toda esta variedad de ele-mentos utilizados en la obser-vación astronómica, conllevaun desembolso económico ele-vado, obligando al usuario aseleccionar los más importan-tes y necesarios para un tra-bajo de observación mediana-mente serio.

Todos los telescopios de lagama media-alta son acompa-ñados de los mínimos acceso-rios, siendo de buena calidad.Los de gama baja no son defiar por regla general, son vá-lidos para observaciones sinningún valor astronómico y de-jan mucho que desear. Comoestos elementos se pueden ad-quirir individualmente nos daopción a escoger aquellos quenecesitemos eligiendo los decalidad. El asesoramiento delos astrónomos aficionados conexperiencia son los que mejorconocen las características y lacalidad de los accesorios quenuestro flamante nuevo teles-copio necesita, consúltales.

La compra de un telescopiode baja calidad, obliga al usua-

rio, a realizar re-formas mecánicasy a veces electró-nicas, que en lamayoría de las ve-ces, no da los re-sultados de mejo-ra del equipo. Enesta situación heconocido aficiona-dos abandonar susilusiones en el co-nocimiento y di-versión de la As-tronomía. Otros,más fuertes de vo-luntad y asesora-dos utilizan sólo laóptica como sim-ples buscadores delos objetos estela-res, como apoyode un equipo supe-rior en diámetro

del objetivo principal y unamontura sólida. Esta es la úni-ca salida, para un telescopio debaja calidad.

Muchos aficionados hanesperado a disponer defondos para adquirir untelescopio, por lo menosde calidad media. Otrosoptan 1º por comprar unamontura de altas presta-ciones que le permita in-corporar e intercambiarcualquier tipo de telesco-pio, siendo una opción atener muy en cuenta. Es-te intervalo de tiempohasta disponer del equipocompleto permite al afi-cionado experimentarseen todas las actividadesde carácter astronómicoque le brindan las Asocia-ciones Astronómicas deaficionados, con lo cual,cuando ya dispone de supropio telescopio, el ren-dimiento que le sacará se-rá superior, sin olvidarnosde que la gran mayoría delos aficionados comenza-mos la observación astro-nómica, con pequeñosinstrumentos, a los quefuimos exprimiendo todas

sus posibilidades.

Actualmente, la tecnología aevolucionado muchísimo en elcampo de los telescopios y susaccesorios. La alta profesiona-lidad que exige su fabricacióny su bajo mercado en el esta-do, los distribuidores deben im-portar la gran mayoría de losinstrumentos, gravando su pre-cio final. Se deja entrever enel mercado un aumento de te-lescopios fabricados en el sud-este asiático con una sensiblebaja de precios, pero que acon-seja prudencia y consulta an-tes de adquirirlos. Esperemosque su calidad sea tolerable ypodamos aumentar nuestrashoras de vuelo por el Univer-so. Sabéis donde estamos,consultadnos.

¡Hasta pronto amigos, os de-seamos una buena compra yfelices observaciones¡

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Telescopios: Repasando fundamentos (y 2)Ander Aizpuru

LA ATMOSFERACuando la tarde es muy azul y

sopla una pequeña brisa, es ca-si seguro que la noche será os-cura y trasparente. Estas con-diciones son perfectas paracontemplar galaxias, nebulosas,y estrellas débiles. Por desgra-cia en muchas ocasiones habráaire turbulento al mismo tiem-po, con lo que tendremos un se-eing muy pobre. Un telescopiopequeño apenas se verá afecta-do, pero con aberturas grandeslas imágenes serán borrosas.Muchos principiantes ignoranque la transparencia y un buenseeing no van siempre juntos.

Otro factor a tener en cuentaes la contaminación lumínica delas ciudades y la polución de lasfabricas. Existen grupos que es-tán intentando convencer a lasautoridades locales para quecambien el sistema de ilumina-ción de sus ciudades, porporcio-nandoles nuevas alternativas.España, a pesar de ser uno delos países más pobres de la co-munidad económica europea,es de los que más derrocha enenergía. Al aficionado no le que-da más remedio que buscar lu-gares alejados de la ciudad ydesprovistos de contaminación.

LA OBSERVACION

Antes de elegir el aumentopiensa bien lo que vas a obser-var. Si quieres ver galaxias pe-queñas y tenues, cúmulos glo-bulares y estrellas débiles, nohay nada mejor que grandesaberturas. Hace muchos años,predominaban los telescopioscon grandes lentes y largas re-laciones focales. Los ocularesde aquel entonces no podían te-ner focales cortas. Hoy en día,son excelentes y están total-mente corregidos, de tal modoque muchos aficionados prefie-ren telescopios Dobsonianos de300 a 600mm, ya que pueden

conseguir muy buenas observa-ciones a precios mucho máseconómicos.

El contraste es, a veces, tanimportante como la luminosi-dad. A menudo, los pequeñosrefractores actúan mejor quelos reflectores más grandes de-bido a su mayor capacidad parael contraste. Subir el aumentode cualquier telescopio dismi-nuirá el tamaño de la pupila desalida y oscurecerá el cielo. Poresta razón, y en contra de loque muchos aficionados pien-san, las estrellas más débilessiempre se ven mejor con au-mentos moderadamente altos.Lo mismo vale para objetos di-fusos, como las galaxias y lasnebulosas. Esto parece contra-decir la regla que nos indica quehay que utilizar pupilas de sali-da grandes para contemplar ob-jetos difusos. En realidad no tie-ne tantaimpo r t an c i a ;siempre hay queconfiar en la vis-ta y en la expe-riencia.

¿Cuál es la re-solución ade-cuada?. Ello de-pende de lo quevayamos a ob-servar. Si lo quedeseamos verocupa grandesáreas de cielo,como por ejem-plo las Pléyades,nos será másgrato hacerlocon pocos au-mentos, 20x ó60x. De estemodo podremosobservar el cú-mulo en todo suesplendor.

La ventaja delos telescopiosde distancia fo-

cal corta, es la de ofrecernos ungran campo para observar obje-tos muy extensos. Esto no impi-de que podamos darle mayoraumento disminuyendo de esamanera el campo visual. No su-cede lo mismo con telescopiosde focales largas, que parten depor sí, de un campo bastante li-mitado.

¿Qué objetos son accesibles abajas potencias?, aquellos cuyaextensión sea superior a 1º, co-mo por ejemplo los cúmulosabiertos, las galaxias grandes,las nebulosas difusas y los cam-pos de estrellas de la Vía Lác-tea. Podemos destacar el cúmu-lo del Pesebre de 1º deextensión, las Pléyades con casi2º y las Híades de 5º. Tambiénnebulosas como la de Nortea-mérica necesitan, al menos, uncampo de 3 grados para ver suforma característica.

Divulgaciónee

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¿Cuál es el mínimo aumentoque podemos aplicar a nuestrotelescopio?. Primero, hay queconsiderar los limites de la pu-pila de salida de los refractoresy reflectores. El diámetro de7mm de la pupila del ojo, adap-tado para la oscuridad, pareceser el criterio seguido por losastrónomos. Los denominadosprismáticos para la visión noc-turna siguiendo esa regla utili-zan aumentos 3,5 veces pormilímetro de abertura. No exis-te un aumento mínimo para lostelescopios refractores. Muchosaficionados no estarán deacuerdo conmigo, pues piensanque si estamos utilizando un te-lescopio de 100mm de abertu-ra, con una relación focal F/4 yle añadimos un ocular de55mm, nos dará una pupila desalida de 14mm. Como el ojosólo puede utilizar 7mm, se es-tá perdiendo la mitad de laabertura; lo que significa que elrendimiento es equivalente alde un telescopio de tan solo50mm de abertura. Estamosmalgastando luz y resolución.

Sin embargo, esto no es deltodo cierto. Efectivamente es-tamos desaprovechando aber-tura, pero no la luz puesto queel ojo queda totalmente ilumi-nado. Pensad si no, que duran-te el día el tamaño de vuestrapupila es de casi 3,5mm. Si ob-serváis a través de unos pris-máticos de 7x50 veréis que laimagen no es más luminosaque utilizando uno de 7x25. Porotra parte la pérdida de resolu-ción no tiene importancia utili-zando aumentos tan bajos. Elpoder utilizar potencias bajas,nos permitirá conseguir un grancampo de observación, útil paradivisar cometas y grandes ne-bulosas difusas.

Los reflectores tienen el pro-blema de la obstrucción central.En los Newton esta es de casiun 20% del diámetro objetivo,mientras que en algunos Casse-grain es mayor del 45%. Unapupila de salida de 14mm en unS/C mostraría una zona negraen el centro del campo de 6mmde diámetro.

La Luna, los planetas, los cú-

mulos globulares, las nebulosasplanetarias, las galaxias peque-ñas, los cúmulos abiertos pe-queños, y las estrellas dobles,requieren de grandes aumen-tos. Sin embargo existen unoslimites impuestos por las condi-ciones atmosféricas, la aberturay la calidad óptica del telesco-pio, los oculares y Barlows, y fi-nalmente la estabilidad del trí-pode.

Una atmósfera estable es im-prescindible para que la obser-vación con grandes aumentossea efectiva. Es necesario unbuen seeing y escoger objetossituados muy por encima delhorizonte.

No hay que olvidar la rigidezdel trípode ni la suavidad delmotor, ambos imprescindiblespara este tipo de observacio-nes. Los Dobsonianos son muyestables, pero hay que mover-los frecuentemente cuando tra-bajamos con altas potencias.Se puede evitar un poco si uti-lizamos oculares de gran cam-po.

Hay que tener presente que alutilizar aumentos altos, seacentúan los defectos de losoculares, los errores de alinea-ción y el seeing atmosférico.

LA LUMINOSIDAD EN LA IMAGEN

Las ondas de la luz interactú-an entre sí, reforzándose oanulándose. Los telescopios di-fractan la luz de tal manera queforman una serie de anillos lu-minosos concéntricos alrededorde la imagen de una estrella.Estos anillos destacan cuandomiramos un objeto y desenfo-camos la imagen. En estas cir-cunstancias la estrella se mos-trará como un punto pequeñocon uno o más anillos de difrac-ción alrededor. Con un mal te-lescopio o con turbulencia at-mosférica no se apreciarían confacilidad. En una imagen per-fecta el punto central, llamadodisco de Airy, contiene el 84%de la luz recogida por la abertu-ra. El primer anillo recoge el7%, y el resto está distribuidoen anillos de menor intensidad.

En el siglo XIX el físico inglésLord Rayleigh estableció unoslimites de resolución menos se-veros que los de Dawes.

En su opinión, se puede resol-ver dos estrellas si una de ellasestá situada en el centro deldisco Airy y la otra en el primeranillo oscuro. El límite de Ray-leigh es de 5,5 segundos de ar-co por cada 25mm de abertura.

Los observadores planetarioscon experiencia utilizan aumen-tos de 0.8x a 1,2x por milíme-tro de abertura para conseguirel mayor detalle. Por otro lado,para las estrellas dobles se uti-lizan mayores aumentos (2xpor mm).

La atmósfera es uno de losfactores que más nos limita. Esraro encontrar las condicionesque permitan a un telescopioalcanzar una resolución dos otres veces mayor que la conse-guida por un buen telescopio de100mm.

La aberración esférica o unaobstrucción grande restan luz aldisco de Airy y lo añaden a losanillos de difracción. Con unaobstrucción central del 50%, eldisco es solamente 10 vecesmás luminoso que el primeranillo, mientras que en telesco-pios sin obstrucción es de 50veces.

El desplazamiento de la luzdel disco de Airy a los anillos dedifracción también reduce elcontraste, disminuyendo losdetalles de los planetas. Por es-ta razón los observadores delos planetas que utilizan mode-los de tipo Newton, necesitanespejos secundarios que seanlo más pequeños posibles.

La observación para la mayo-ría de los aficionados es un pa-satiempo estético. Parece pre-suntuoso intentar cuantificarque aumento se puede conse-guir, dada la variedad de instru-mentos, objetos y condicionesatmosféricas que existen. Espreciso saber qué es lo que de-seamos observar y con quéequipo contamos.

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Astronomía con WebcamFrancisco A. Violat Bordonau ASESORES ASTRONÓMICOS CACEREÑOS

La Astronomía digital esposible desde el momen-to en el cual acoplamos

un chip del tipo CCD a un te-lescopio o sistema óptico si-milar, tal como un teleobjetivofotográfico de calidad. UnaCCD astronómica es cara (suprecio puede rondar las120.000 Ptas. si es de segun-da mano, como por ejemplo laSBIG ST-4), aunque ofreceuna calidad y una resoluciónmuy elevada, así como unagran capacidad de almacena-miento de luz (es capaz de de-tectar astros muy débiles). Sinembargo todos los "manitas"emprendedores pueden hacertambién algo de astronomía di-gital, a un precio muy razona-ble, por medio del empleo deuna cámara digital del tipo"webcam" o cámara de video-conferencia, que podemos ad-quirir bastante barata; a lo lar-go de este pequeño artículoveremos cómo emplearla.

En este Club astronómico ve-nimos trabajando desde 1993con cámaras digitales del tipoCCD acopladas a telescopiosreflectores de 20 cm (marcaMeade) y 25 cm de diámetro(Optic's); las 3 que tenemosen la actualidad (dos son Star-light Xpresss MX5 y la terce-ra SBIG ST-4) han costado entodos los casos más de150.000 Ptas., lo cual las ha-cen asequibles sólo a pocosbolsillos: están fuera, pues, delalcance de cualquier modestoestudiante de bachillerato. Sinembargo recientemente hemosadquirido una videocámara deconferencia (webcam en el ar-got técnico) que tiene presta-ciones similares a una CCD as-tronómica de alto precio,aunque a menor escala y conciertas limitaciones.

La que nosotros utilizamoses una ZoomCam PPC (mode-lo 1590) de la firma Zoom Te-lephonics Inc. cuyo precio fi-

nal es 15.000 Ptas., capaz deofrecer en unos minutos exce-lentes en imágenes animadas-para videoconferencia- a unavelocidad de 15 cuadros/se-gundo, con una profundidad decolor de 24 bits (millones decolores) y una resolución de704 x 576 pixels (ajustable porel usuario a otros tamaños:176 x 144, 352 x 288, 640 x480, 704 x 576 y otros valorespersonalizables por el usuario);si se desea trabajar a imagenfija (para capturar tomas as-tronómicas) la cámara dispo-ne de un chip de tecnologíaCMOS al cual se le ha añadidoun sistema óptico luminoso (f:1,9) con tratamiento multica-pa cuyo ángulo de visión es de52º y un campo de enfoque de5 cm a infinito: esto nos per-mite hacer muchas cosas, co-mo ahora veremos.

Este tipo de cámara ya no esmuy habitual: la nuestra estáconectada al puerto paralelo

Astrofotografíaee

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(ahora está de moda el puer-to USB) y funciona bajo Win-dows 95/98 en un PC PentiumMMX de 133 MHz. En el mer-cado es muy fácil encontrarcualquier cámara para puertoUSB incluso por 9.000 Ptas.:no las hemos probado, aunquesuponemos serán iguales o si-milares a la aquí usada. Se ins-tala en el ordenador apenas en4-5 minutos de modo muy fá-cil desde su CD-ROM y cual-quier profano captura imáge-nes sin problemas en dosminutos más.

¿Qué podemos hacer conella?; teniendo en cuenta queposee un chip CCD bastante si-milar a una astronómica (aun-que con ligeras diferencias) laprincipal función de la mismaserá digitalizar imágenes: esdecir, que cualquier cuerpo ca-paz de ser visto por el ojo pue-de ser capturado por ella; hayque matizar lo de "cualquiercuerpo", dado que este tipo decámaras no poseen un controlsobre el tiempo de integración(tiempo de exposición a la luz)tan poderoso como el de unaCCD astronómica: de este mo-do a una ST-4 le puedo orde-nar capturar imágenes con unaintegración de 5 minutos y esése, precisamente, el tiempodurante el cual el chip va a es-tar acumulando fotones, pa-sado el cual el ordenador ha-ce una lectura de loscapturados (pixel a pixel, líneaa línea y columna a columna)para formar con el resultadouna imagen en el mo-nitor.

Con la webcam nopodemos controlar eltiempo de exposiciónmás que de un modoparcial y pobre: en es-te modelo es posiblemanipular la cantidadde luz incidente (paraque aproveche mejor laluz) diciéndole que tra-bajamos en un am-biente muy iluminado,medianamente ilumi-

nado o poco iluminado (inclu-so a contraluz), pero de nin-guna manera se le puede or-denar capturar tomas con untiempo de exposición determi-nado.

Ello limita el número de cuer-pos astronómicos a estudiarcon un reflector de 200-250mm de abertura a los más lu-minosos: el Sol (siempre confiltro solar objetivo), la Luna,los planetas brillantes y algu-nas estrellas de magnitud nodemasiado baja; todos los ob-jetos débiles (por encima de la3ª magnitud) van a quedarfuera de nuestra posibilidades,salvo que la acoplemos a untelescopio luminoso de 30-40cm o superior.

Una cámara como ésta esverdaderamente versátil: elprimer uso que le hemos dadoha sido obtener vistas genera-les del equipo astronómico (ca-tadióptrico de 203 mm deabertura, reductor de focal,montura ecuatorial alemana,motor de seguidmiento, la MX5acoplada al telescopio, el bus-cador, una vista parcial del ob-servatorio, una fotografía detodos los miembros del obser-vatorio...) con la intención nosólo de enviar todas estas imá-genes a los demás compañe-ros de afición, sino tambiénenriquecer cualquier publica-ción escrita con estas fotogra-fías; anteriormente era nece-sario tomar imágenes con unacámara fotográfica, revelarlas

y una vez sobre papel escane-arlas.

Ahora todo esto se puede ha-cer en unos segundos con to-tal limpieza. Una utilidad aña-dida es que la cámara nospermite escanear documentos:libros, revistas, fotografías...cualquier documento escritoque se le ponga delante lo con-vierte en imagen digital, la cualpuede ser remitida por e-mail,retocada con algún programaastronómico, pegada en cual-quier revista, artículo, libro,etc... sin la necesidad de tenerun verdadero escáner.

IMAGEN ASTRONÓMICA

La cámara es un pequeño ca-bezal de color marfil que pue-de situarse encima del orde-nador o en cualquier superficieplana; posee una lente frontalmontada sobre un eje pivo-tante: ello permite mover es-te cabezal en diferentes ángu-los y lo mismo puede tomarvistas horizontales que del te-cho del observatorio, sin mo-ver para nada la cámara del si-tio en la cual está asentada.

Está conectada por un cablede 2 m de longitud al puertoparalelo: es lo suficientemen-te largo como para moverla,cambiarla de ubicación y lomás importante, unirla a cual-quier parte del telescopio omoverla alrededor de éste; deeste modo tomando el cabezalen la mano lo podemos apro-ximar al buscador de 50 mm

de diámetro (capaz deofrece un campo amplioa bajo aumento), al se-guidor acromático de 75mm de abertura y 500mm de focal, el cual nosofrece un campo algomenor pero más au-mentado o acercarlo alocular del telescopioprincipal y mirar a tra-vés suyo.

Ahora tenemos la po-sibilidad de utilizar el

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ocular que deseemos para ob-tener diferentes aumentos: es-to supone una ventaja sobrela ST-4 o la MX5 que emplea-mos, las cuales siempre tra-bajan a foco primario (2.000mm de focal) y no pueden pa-sar de 1"/pixel en las imáge-nes astronómicas que captu-ran dada esta corta focal. Lawebcam tiene su propio siste-ma óptico: una lente pequeñamuy luminosa (f: 1,9) que uni-da a un ocular proporcionaimágenes similares a las queve el ojo, con la posibilidad deacentuar el color o el contras-te por medio del sofware de lapropia cámara o, posterior-mente, con cualquier progra-ma adecuado.

El Sol

Para observar el Sol es ne-cesario reducir notablementela luz incidente en el sistema;para ello es necesario el em-pleo de un filtro solar del tipoobjetivo, que está situado de-lante del objetivo del telesco-pio: ello nos permite emplearla cámara todo el tiempo quese desee sin que se nos ca-liente el filtro, como ocurrecuando el filtro es del tipo ocu-lar, el cual puede llegar a es-tallar si se recalienta largo ra-

to (esto puede paliarse dia-fragmando el telescopio).

Dado que el filtro permiteque penetre la luz empleandola abertura total del objetivo elpoder resolutivo será máximo(por ejemplo 1" si la turbulen-cia lo permite), pero la canti-dad de luz será muy elevada,siendo posible que incluso asíla cámara quede deslumbra-da; no aconsejamos diagraf-mar el objetivo dado que es-to limina el poder resolutivo:es más aconsejable intercalarun filtro poscuro (rojo o azul)delante del ocular del telesco-pio, con lo cual al cantidad deluz es menor y ahora, mani-pulando el control de ilumina-ción de la webcam, podemosobtener imágenes correcta-mente expuestas.

¿Qué vamos a obtener?:pues vistas de la fotosfera so-lar, tanto más nítidas cuandomejor enfocado esté el teles-copio y más reducida sea laturbulencia; en los mejores ca-sos podemos alcanzar a verdetalles de 2-3" como mínimo,dependiendo de la bondad delsistema óptico y la turbulenciadel aire, mucho más elevadadurante el día debido a la pre-sencia del propio Sol y al ca-

lentemiento que conlleva.

Podemos estudiar los porossolares, su evolución a lo lar-go de los días a manchas ogrupos de manchas, la evolu-ción de estos grupos, el des-plazamiento sobre la fotosfe-ra solar, el oscurecimiento dellimbo y las fáculas en las cer-canías del limbo.

Imágenes solares obtenidaspor Ferrán Ginebrosa desdeBarcelona, con un reflector de114 mm de abertura, son enmuchos casos similares en ca-lidad a las mejores obtenidaspor mi con una MX5 en un ca-tadióptrico de 203 mm deabertura desde Cáceres. Uncuidadoso procesamiento pos-terior con Photoshop o similarllega a poner de manifiesto in-cluso la presencia de los gra-nos de arroz en la fotosfera ola estructura interna de lasmanchas (como líneas radia-les debidas a la presencia delcampo magnético solar).

La Luna

La Luna posee la cantidad deluz necesaria para ser fácil deestudiar en todo momento:basta enfocarla en el ocular,acoplar la webcam y de inme-diato obtenemos en el moni-tor detalladas vistas de la su-perficie, con un campo mayoro menor dependiendo de la fo-cal empleada y del aumento (a

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mayor aumento menos campoabarcado y a la inversa); po-demos lograr una resolución de1-2"/pixel si la turbulencia dela noche lo permite y la focalempleada es larga. Cambian-do la focal del ocular se logranimágenes parciales de la Lu-na (con ocular a bajo aumen-to), vistas detalladas de circoso cráterer (aumento mediano)o incluso primeros planos deaccidentes (ocular de alto au-mento); nada nos impide cap-turar varias imágenes adya-centes y unirlas en un mosaicoo incluso, si se desea, utilizarfiltros de color para comprobarque ciertas zonas muy concre-tas (océanos y corrientes debasaltos) presentan una ténuecoloración propia.

Planetas

Venus, Júpiter, Marte, Satur-no y Mercurio (durante elgu-nos días en cada elongación)llegan a ofrecernos discos apa-rentes empleando oculares queproporcionen aumentos entrelas 100 y la 300 veces; nadanos impide emplear duplicadorde focal o Barlow para ampliartodavía más las imágenes o in-cluso utilizar filtros de color (ro-jo, verde o azul) para contras-tar sus detalles.

El trabajo es más cómodoutilizando motor de segui-miento para evitar, de este mo-do, tener que manipular en loscontroles de la montura. Venusy Mercurio ofrecer sus fases amedida que se mueven: el pri-mero con facilidad mientrasque el segundo sólo unos po-cos días en cada elongación,con el fondo celeste iluminadode rojo o naranja y emplean-

do un aumento medio o alto.

Marte es una bolita amarillo-anaranjada con sólo con bue-nas imágenes llega a ofrecerzonas verdosas o grises; Júpi-ter aparece como un buen dis-co perlino achatado, cruzadopor dos o tres (en ocasioneshasta cuatro) cinturones nu-bosos más oscuros, pardos orojizos, con algunos detallesmenores (a veces la Gran Man-cha Roja, como un óvalo cre-moso).

Sus satélites mayores (Io,Europa, Ganimedes y Calisto)pueden llegar a apreciarse co-mo estrellitas puntuales siem-pre que la abertura del instru-mento sea mediana o grandey éste sea luminoso.

Estrellas

Sólo las más luminosas (Si-rio, Arturo, Vega...) son fácil-mente capturables con teles-copios de aficionado; en estoscasos lo único que se ofrece enel monitor es un manchón deluz, a veces coloreado (por

ejemplo cuando la estrella esroja o naranja y tenemos elcontraste de color al máximo),que fluctúa de brillo -centelleo-debido a la turbulencia e in-cluso cambia levemente de po-sición aleatoriamente. Con unocular de mediano o alto au-mento podemos desdoblar al-gunos sistemas dobles o múl-tiples: Cástor (en Gemini)aparece como una estrella for-mada por dos componentesblancos, uno de ellos situadoal lado del otro y algo menosbrillante; el Trapecio (situadoen el seno de M 45) llega aofrecer sus cuatro componen-tes como diminutas estrellitaso Mizar (en Ursa Major) apa-rece doble con sus componen-tes bien separadas. Es posibletambién seguir algunas varia-bles en su máximo: Mira, Al-gol, R Leonis...

Cielo Profundo

De los miles de objetos visi-bles con telescopio pequeño omediano sólo podemos aspirara capturar los cuerpos más bri-llantes, y de éstos precisa-mente los que estén formadospor astros brillantes: así po-dremos capturar las estrellasde M 45 Pléyades, las de M 44Pesebre, las de M 35, etc...; lavista de estos cúmulos estela-res es la de conjuntos de es-trellitas de diferente brillo queforman grupitos, tríos o inclu-so sistemas binarios.

Salvo estos cuerpos prácti-camente ningún otro (nebulo-sa, nebulosa planetaria, cú-mulo globular, galaxia oquasar) es factible capturarloa no ser que se trabaje con uninstrumento muy luminoso debuena abertura.

Todas las imágenes de este artículo hansido obtenidas con webcams y cámarasde vídeo-vigilancia por socios de la AAV-BAE..

Gamma Arietis mag: 3,8 sep 7,6 “arco

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Un día en Calar AltoMikel Berrocal

Aprovechando las vacacio-nes de verano, coindici-mos Emilio Martinez y yo

en Almeria en el mes de Julio.Ya puestos decidimos que erauna pena “pasar por el Zarago-za y no ver el Pilar”, asi que in-tentamos concertar una visita alObservatorio Hispano-Alemande Calar Alto, situado a unos2000 metros de altura en la Sie-rra de los Filabres a unos 70 kmde Almería.

Tras ponernos en contactocon el personal del Observa-torio en Almería capital, con-certamos la visita para la ma-ñana del miercoles 12 dejulio. Tras trepar por los 30 ki-lometros de carretera quehay desde la nacional hasta loalto de la Cordillera, fuimosatendidos de forma exquisitapor el personal del centro,que tras una explicacion so-bre las actividades pasadas ypresentes del Observatorio,nos introdujeron en el “sanc-ta-sanctorum”, el telescopiode 3,5 metros. La cupula, enaquellos momentos cerrada,esta aislada termicamente deforma que recupera la tempe-ratura ambiente en el mo-

Actividadesee

Nada mas llegar, con las cinco cúpulas detrás -menuda “plantación”...

La foto de rigor delante del “pequeñin”. Para hacerse una idea dela escala, fijaos en la puerta -señalada con la flecha-

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mento de la apertura para ob-servacion, dado que esta esmucho mas elevada duranteel dia. Asi mismo esta aisladadel reto del terreno para evi-tar los menores movimientosque pudieran producirse. Enfin, impresionante.

Todo esto, en medio de un cie-lo incomparable (mas de ciennoches al año) y rodeados deotros cuatro telescopios, for-mando un lugar privilegadopara la observacion astronomi-ca. Esperemos que siga asi du-rante mucho tiempo y no sufralos rigores de la contaminacionluminica ni del abandono ad-ministrativo...

A la derecha, una impresionate vista delsecundario y la montura del telescopiode 3,5m. En la parte derecha de la foto sepuede apreciar el sistema de opticaadaptativa que consigue que la resolu-cion del telescopio alcance y a vecessupere la del “Hubble”. El secundario(arriba) es intercambiable, eso si desdeuna altura respetable.

Abajo, un detalle del espejo principal ydel captador CCD (de color amarillo)adaptado al mismo. Desde la sala princi-pal las señales se envian a la planta infe-rior donde los astronomos llevan a cabolas observaciones.

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Observando el SolEmilio Martinez

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ene feb mar

Medio Minimo

Maximo Max Sab

Nº de Wolf: Ene-Mar 2000

Valores mensuales

Este trimestre ha tenido gran difusión la noticia de la apa-rición de una gran mancha solar, de tamaño tal que ha si-do posible observarla a simple vista -usando el correspon-diente filtro. Así mismo, la alta actividad solar haprovocado numerosas auroras boreales durante los mesesde verano, siendo observadas en latitudes tan bajas comoCataluña o Florida.

Comenzamos un nuevo año de observación solar, que perteneciendo al ciclo nº 23 se suponeque contendrá el máximo del mismo que según los cálculos se debe producir hacia los mesesde julio-agosto y que, a tenor de la literatura existente, se concretan generalmente en algu-nas características que a su aparición nos puede indicar la cercanía del máximo del ciclo. Es-tas serian: abundante formación de grupos cercanos a 20; grupos que suelen ser muy acti-vos, formando largas cadenas que ocupan generalmente ambos hemisferios y van de lado alado del Sol, como si fuesen las bandas de Júpiter

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ENERO: MÁXIMO: 196 DÍA 15

La primera parte del mes la actividad se mantuvobastante baja tratándose de un periodo que debe-ría presentar una actividad más elevada al estar enépoca de máximo, a partir de el día 15 ( en refe-rencias de otros observadores ), ésta se incremen-tó siendo cercana al 200 que no pudimos obser-var salvo el día 15 por estar nuboso. la última partedel mes volvió a reproducir la misma situación dela primera .

FEBRERO MÁXIMO: 218 DÍA 26

Este mes presenta unas características similares al an-terior ,en tanto que los valores continúan en situación quepodíamos identificar como estacionaria, si bien no se pro-ducen valores inferiores a cien , siendo superiores a losdel mes anterior. también en el promedio y con gruposde manchas alrededor de 12.

MARZO MÁXIMO: 295 DÍA 24En Marzo se produce un incremento en los valo-res medios del índice, en los días en que la activi-dad ronda los 200 de coeficiente se aprecian suce-sivas agrupaciones que conforman aunque de formairregular las anunciadas bandas paralelas en am-bos hemisferios alcanzando tanto en el promediocomo en el máximo valores cercanos al 200 (el má-ximo de casi 300, medio 192) siendo el número degrupos de casi 13.

El Sol este trimestre

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Efeméridesee

Los PlanetasEfemérides obtenidas mediante un programa de José Félix Rojas

fecha DJ AR Dec r (P-T) orto paso ocaso D.Ec

1/10 2451818.50 13h59m39.2s -14°41'13.8" 1.083401 8h26m 13h31m 18h36m 6.29"16/10 2451833.50 14h47m40.9s -19°35'38.2" 0.826210 8h34m 13h19m 18h03m 8.32"31/10 2451848.50 14h13m29.5s -13°46'53.0" 0.676768 6h34m 11h43m 16h53m 9.82"15/11 2451863.50 14h09m09.6s -10°33'27.4" 0.990971 5h21m 10h43m 16h05m 6.61"30/11 2451878.50 15h28m01.1s -17°43'26.3" 1.296029 6h11m 11h04m 15h57m 5.13"15/12 2451893.50 17h04m33.6s -23°27'46.3" 1.430689 7h14m 11h42m 16h09m 4.68"30/12 2451908.50 18h48m41.6s -24°51'01.1" 1.430756 8h06m 12h27m 16h48m 4.71"

1/10 2451818.50 14h21m27.1s -14°13'02.7" 1.401474 8h46m 13h53m 19h00m 11.95"16/10 2451833.50 15h33m59.1s -20°06'50.8" 1.317449 9h25m 14h07m 18h49m 12.72"31/10 2451848.50 16h50m43.8s -24°04'19.3" 1.227624 10h01m 14h25m 18h49m 13.66"15/11 2451863.50 18h10m07.8s -25°31'41.8" 1.132416 10h28m 14h45m 19h02m 14.82"30/11 2451878.50 19h28m45.1s -24°15'28.9" 1.032615 10h40m 15h05m 19h29m 16.26"15/12 2451893.50 20h42m55.5s -20°29'24.8" 0.928495 10h37m 15h19m 20h02m 18.10"30/12 2451908.50 21h50m24.6s -14°48'36.1" 0.820949 10h21m 15h27m 20h35m 20.50"

1/10 2451818.50 10h43m32.4s +9°25'37.2" 2.459208 3h36m 10h14m 16h52m 3.81"16/10 2451833.50 11h18m30.0s +5°51'07.1" 2.383011 3h26m 9h50m 16h14m 3.94"31/10 2451848.50 11h52m48.7s +2°11'33.1" 2.292543 3h15m 9h25m 15h36m 4.09"15/11 2451863.50 12h26m42.3s -1°27'44.7" 2.188480 3h03m 9h00m 14h57m 4.29"30/11 2451878.50 13h00m25.5s -5°01'51.7" 2.071927 2h51m 8h35m 14h18m 4.54"15/12 2451893.50 13h34m06.4s -8°25'46.0" 1.944328 2h39m 8h09m 13h40m 4.84"30/12 2451908.50 14h07m51.2s -11°34'59.6" 1.807397 2h26m 7h44m 13h02m 5.21"

1/10 2451818.50 4h39m15.3s +21°12'15.0" 4.487303 20h38m 4h10m 11h38m 43.87"16/10 2451833.50 4h37m21.2s +21°07'42.2" 4.300590 19h38m 3h09m 10h37m 45.78"31/10 2451848.50 4h32m26.1s +20°57'24.0" 4.156878 18h35m 2h05m 9h32m 47.36"15/11 2451863.50 4h25m09.4s +20°42'02.6" 4.070518 17h30m 0h59m 8h25m 48.37"30/11 2451878.50 4h16m40.3s +20°23'26.9" 4.051153 16h24m 23h48m 7h16m 48.60"15/12 2451893.50 4h08m25.8s +20°04'47.2" 4.102135 15h18m 22h41m 6h07m 47.99"30/12 2451908.50 4h01m48.2s +19°49'53.0" 4.218843 14h13m 21h35m 5h01m 46.67"

1/10 2451818.50 3h56m03.6s +18°04'22.4" 8.486420 20h09m 3h27m 10h41m 19.50"16/10 2451833.50 3h53m19.9s +17°54'06.9" 8.312142 19h08m 2h25m 9h38m 19.91"31/10 2451848.50 3h49m20.8s +17°40'37.2" 8.191857 18h06m 1h22m 8h34m 20.20"15/11 2451863.50 3h44m34.4s +17°25'18.7" 8.136382 17h04m 0h19m 7h30m 20.34"30/11 2451878.50 3h39m36.1s +17°10'03.0" 8.150887 16h01m 23h11m 6h25m 20.30"15/12 2451893.50 3h35m04.1s +16°56'56.5" 8.234647 14h58m 22h07m 5h20m 20.09"30/12 2451908.50 3h31m31.9s +16°47'53.9" 8.380413 13h57m 21h05m 4h17m 19.74"

1/10 2451818.50 21h19m21.8s -16°22'57.7" 19.303962 15h49m 20h47m 1h50m 3.63"16/10 2451833.50 21h18m28.7s -16°26'33.6" 19.524661 14h50m 19h48m 0h50m 3.59"31/10 2451848.50 21h18m18.8s -16°26'48.4" 19.772439 13h50m 18h48m 23h47m 3.54"15/11 2451863.50 21h18m54.4s -16°23'34.3" 20.030570 12h52m 17h50m 22h48m 3.50"30/11 2451878.50 21h20m14.4s -16°16'57.1" 20.282097 11h54m 16h52m 21h51m 3.45"15/12 2451893.50 21h22m14.8s -16°07'13.5" 20.510442 10h56m 15h55m 20h55m 3.41"30/12 2451908.50 21h24m49.3s -15°54'50.2" 20.701288 9h59m 14h59m 19h59m 3.38"

1/10 2451818.50 20h24m28.4s -19°06'01.2" 29.662959 15h06m 19h53m 0h43m 2.26"16/10 2451833.50 20h24m14.2s -19°07'05.7" 29.906827 14h07m 18h54m 23h40m 2.24"31/10 2451848.50 20h24m30.9s -19°06'24.5" 30.163226 13h08m 17h55m 22h41m 2.22"15/11 2451863.50 20h25m18.6s -19°03'56.7" 30.414923 12h10m 16h57m 21h43m 2.20"30/11 2451878.50 20h26m35.0s -18°59'47.8" 30.645354 11h12m 15h59m 20h46m 2.19"15/12 2451893.50 20h28m16.3s -18°54'09.0" 30.839028 10h14m 15h02m 19h49m 2.17"30/12 2451908.50 20h30m17.0s -18°47'16.4" 30.983456 9h17m 14h05m 18h53m 2.16"

Para Bilbao, 43°15'00”N, 2°55'00”W, alt. 20 m.

Planeta

Mercurio

Venus

Marte

Jupiter

Saturno

Urano

Neptuno

Galileo 14 pág 23

Efeméridesee

El cielo este trimestre1 Octubre 2000 00:00 UT

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Efeméridesee

El cielo este trimestre1 Noviembre 2000 00:00 UT

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Efeméridesee

El cielo este trimestre1 Diciembre 2000 00:00 UT

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Efeméridesee

Dia Hora F L SAO XZ Mag A.R. Decl K AP AWdd mm aaaa hh mm ss h m s ° ' “ % ° °

Ocultaciones LunaresPara los meses de octubre, noviembre y diciembre

AR Ascension rectaDec DeclinacionK % iluminado de la Luna AP Angulo de PosicionAW Angulo de Watts

04-10-2000 20:39:08 D D 186715 54061 7.0 18h22m04.409s -22°55'14.45" 44%+ 141 145.0008-10-2000 23:56:24 D D 164686 30114 6.4 21h50m15.197s -16°50'29.75" 81%+ 125 146.0610-10-2000 18:24:17 D D 146635 31467 5.0 23h19m00.112s -09°36'23.65" 93%+ 1 25.2016-10-2000 21:57:33 R D 94002 5862 6.2 04h33m35.609s +18°01'04.04" 85%- 271 278.3017-10-2000 04:37:16 R D 94112 6123 6.0 04h46m19.363s +18°44'07.74" 83%- 207 213.5317-10-2000 22:22:57 R D 77255 7110 6.2 05h33m41.206s +20°28'26.82" 76%- 272 272.9819-10-2000 04:34:27 R D 78750 9823 6.8 06h47m49.527s +21°41'24.94" 63%- 222 215.9821-10-2000 00:02:33 R D 98010 13123 6.6 08h39m52.034s +19°32'19.32" 42%- 306 290.1521-10-2000 00:03:47 R D 98013 13130 6.9 08h39m57.801s +19°33'03.11" 42%- 310 293.6621-10-2000 00:15:29 R D 98024 13156 6.3 08h40m28.326s +19°32'33.68" 42%- 310 293.5821-10-2000 00:18:51 R D 98019 13148 6.8 08h40m21.458s +19°20'48.79" 42%- 265 249.3021-10-2000 00:22:41 R D 98032 13168 6.8 08h40m57.611s +19°34'41.56" 42%- 322 305.9728-10-2000 17:30:43 D D 159212 21228 6.5 15h23m02.063s -15°08'01.00" 2%+ 110 96.7129-10-2000 17:43:26 D D 159807 22194 6.3 16h14m39.643s -18°32'06.45" 6%+ 94 85.2231-10-2000 17:54:51 D D 186037 24312 7.0 17h58m58.039s -22°31'00.07" 19%+ 58 59.3031-10-2000 19:40:48 D D 186135 24424 5.7 18h01m55.177s -22°46'45.97" 19%+ 125 127.2701-11-2000 20:48:28 D D 187468 26112 5.9 18h56m01.709s -23°10'21.40" 27%+ 123 129.8808-11-2000 01:59:09 D D 147017 32163 6.6 23h59m43.025s -05°53'21.01" 83%+ 137 161.3610-11-2000 19:23:28 D D 110464 3132 6.8 02h18m44.462s +08°11'03.25" 98%+ 2 21.4811-11-2000 02:11:06 D D 110565 3360 6.1 02h29m38.296s +09°34'08.58" 99%+ 24 41.8912-11-2000 20:26:36 R D 93805 5429 7.0 04h11m06.539s +16°38'55.16" 99%- 218 227.7513-11-2000 04:33:51 R D 93923 5714 4.3 04h25m32.551s +17°55'45.31" 98%- 239 247.0013-11-2000 05:24:07 R D 93942 5741 6.9 04h27m08.026s +18°12'31.83" 98%- 284 291.9713-11-2000 19:39:47 R D 94345 6577 6.5 05h08m53.575s +19°51'36.91" 95%- 303 307.0813-11-2000 23:33:04 R D 77084 6766 6.7 05h17m34.282s +20°07'55.28" 94%- 231 234.2114-11-2000 00:13:22 R D 77098 6796 6.1 05h19m17.817s +20°08'05.13" 94%- 203 205.4214-11-2000 03:51:19 R D 77157 6925 6.8 05h25m13.500s +20°35'01.50" 93%- 243 245.2714-11-2000 20:56:31 R D 78129 8620 6.7 06h14m31.552s +21°46'50.09" 88%- 330 327.2915-11-2000 21:44:42 D B 79294 10907 3.5 07h20m10.085s +21°58'48.26" 79%- 13 3.8315-11-2000 22:00:26 R D 79294 10907 3.5 07h20m10.086s +21°58'48.26" 79%- 339 329.7017-11-2000 06:58:09 R D 80333 13140 6.4 08h40m08.637s +20°00'16.66" 66%- 355 339.0630-11-2000 18:46:37 D D 189114 28200 5.9 20h18m02.478s -21°48'30.25" 20%+ 80 94.9304-12-2000 17:04:16 D D 146729 31616 6.2 23h29m02.618s -09°15'46.98" 55%+ 69 93.7008-12-2000 01:31:06 D D 110332 2898 6.8 02h05m51.312s +07°01'54.47" 85%+ 71 91.0408-12-2000 17:05:01 D D 110723 3667 4.3 02h44m59.610s +10°07'01.72" 91%+ 86 102.6910-12-2000 20:18:49 D D 94112 6123 6.0 04h46m20.397s +18°44'08.02" 100%+ 106 112.7211-12-2000 01:01:04 D D 94199 6305 6.4 04h55m01.959s +19°29'09.87" 100%+ 85 90.8111-12-2000 05:56:16 D D 94306 6510 6.5 05h05m35.710s +19°48'25.79" 100%+ 84 88.2012-12-2000 02:42:35 R D 77813 8032 6.9 05h59m43.273s +21°36'12.08" 99%- 256 254.7812-12-2000 18:45:15 R D 78750 9823 6.8 06h47m51.093s +21°41'22.38" 97%- 232 225.7112-12-2000 20:05:10 R D 78805 9942 5.3 06h51m36.615s +21°45'32.63" 97%- 224 217.0813-12-2000 07:24:08 R D 79216 10758 7.0 07h15m37.187s +21°57'50.48" 95%- 298 289.3514-12-2000 04:54:58 R D 80030 12445 6.9 08h14m30.296s +20°42'14.78" 89%- 253 238.5514-12-2000 07:15:19 R D 80112 12593 5.8 08h20m24.200s +20°44'38.08" 88%- 354 339.3115-12-2000 05:56:53 R D 98488 14117 6.6 09h19m01.683s +17°42'03.22" 80%- 226 207.3420-12-2000 05:01:59 R D 139516 19662 6.5 13h43m55.604s -05°30'04.36" 27%- 337 316.0623-12-2000 06:56:25 R D 159807 22194 6.3 16h14m40.219s -18°32'08.57" 5%- 236 227.1827-12-2000 17:17:45 D D 188795 27820 6.8 19h59m35.005s -22°12'35.49" 3%+ 35 48.2831-12-2000 18:04:09 D D 165578 31396 6.1 23h14m41.757s -10°41'10.54" 29%+ 112 135.6831-12-2000 21:50:03 D D 146635 31467 5.0 23h18m59.284s -09°36'29.54" 30%+ 346 10.50

F fenomeno (Desap.- Reap.)L Limbo (D,Oscuro B,Iluminado)SAO Catalogo SmithsonianXZ Cat. Estrellas ZodiacalesMag Magnitud

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galería de imágenes

Cuarto creciente.Burgos, 4/9/2000.255mm f/4,6 + Barlow 2X. exp. 1/60s.Fuji Superia 100. Juan Somavilla

Nebulosa de Norteamerica yPelicano. Almeria. 5/7/2000.Maksutov-Cassegrain d:90mmD:500mm f/5,6. 2 exposicionesde 20min. Kodak Royal Gold1000, combinadas digitalmen-te. Mikel Berrocal

Cumulo Globular M15. Orduña 8/8/2000. CCD Cookbo-ok. 4 Exposiciones -Cuadro Oscuro. Procesado conPhoto Shop. Carmelo Fernandez

Perseida en Cefeo. Valladolid 12/8/2000. Exp.1min T-Max3200.Obj 50mm f/1,8. Mikel Berrocal

Todas las fotos que aparecen en esta sec-ción, salvo indicación en contra, han sidorealizadas por socios de la AAV-BAE.

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