En Este Número

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1998 3er TRIMESTRE AÑO II Nº 6

EN ESTE NÚMERO... UNA MASCARA DE ENFOQUE (2), CCD ASTROFOTOGRAFIA OBSERVACIONES DE LA CCD LOS CAMINOS DEL FIRMAMENTO LAS SUPERNOVAS EL CIELO ESTE TRIMESTRE NOTICIAS BREVES EFEMERIDES Y OCULTACIONES

1 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 *$/,/(2 INDICE DE ARTICULOS Número 6 del Boletín de la Pág. AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINA Taller: Una máscara de enfoque(y II)...... 3 BIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA Supernovas ...... 5 Sede: Locales del Departamento de Cultura de la Diputación Foral de Vizcaya/Bizkaiko Foru Aldundia. Astrofotografia sin seguimiento ...... 8 c/ Iparragirre 46, 5º dpto. 4. Bilbao Previ-Observacion: Climatologia ...... 10 Apertura de locales: Martes de 19:30 a 21:00 Depósito legal: BI-420-92 Observacion de meteoros en video...... 11 Correo electrónico: [email protected] Los caminos del firmamento ...... 13 Página Internet: members.xoom.com/aav/index.html Este ejemplar se distribuye de forma gratuita a los socios y colabo- CCD CookBook. Modificaciones ...... 15 radores de la AAV-BAE. La AAV-BAE no se hace responsable del Observando el Sol ...... 16 contenido de los artículos, ni de las opiniones vertidas en ellos por sus autores. Prohibida la reproducción total o parcial de cualquier Informes de observacion AAV-BAE...... 18 información gráfica o escrita por cualquier medio sin permiso expre- Efemerides Planetarias...... 20 so de la AAV-BAE. AAV-BAE 1998 Ocultaciones estelares...... 21 El Cielo este trimestre...... 22

* BREVES * INTERNET * ASTRONOMIA * BREVES * INTERNET * ASTRONOMIA * BREVES * INTERNET * El Telescopio NOT observa el cuerpo celeste responsable de una explosión de rayos gamma y obtiene el primer espectro inmediato de estos enigmáticos objetos del Universo. El telescopio NOT (Nordic Optical Telescope), de 2,5 metros de diámetro e instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma, ha observado la fuente responsable de GRB 980519, una vio- lenta explosión de rayos gamma detectada por el satélite italo-holandés BeppoSax. Las imágenes tomadas por este telescopio han permitido identificar la contrapartida óptica de esta fuente de rayos gamma y obtener el primer espectro inmediato, a las pocas horas de producirse la explosión, lo que resulta de gran interés para el estudio de estos objetos, los más energéticos y enigmáticos del Uni- verso. Estas explosiones de rayos gamma proceden de objetos astronómicos conocidos por las iniciales GRB, siglas de Gamma Ray Bursts, seguida de la fecha de su descubrimiento. Dada la corta vida de la explosión en sí son muy difíciles de estudiar. Ahora se sabe que liberan más de 50 veces la energía de una supernova y son el evento astronómico más espectacular del Universo después del Big Bang. Por los datos de que se dispone, algunos de los GRB detectados hasta la fecha podrían haber ocurrido en galaxias muy distan- tes y, por tanto, cuando el Universo era muy joven. El telescopio NOT identificó una débil fuente azul (de magnitud 19.5, es decir, 63 billones de veces más débil que la luna llena) que no estaba presente en las imágenes de archivo del Digital Sky Survey (DSS). Los astrónomos llegaron a la conclusión de que se trataba de la contrapartida óptica de la explosión de rayos gamma sobre todo porque la fuente se debilitó un 20% cuando había transcurrido una hora y un 85% al día siguiente, hasta ser indetectable en días posteriores. El telescopio NOT sigue observando y obteniendo imágenes de la galaxia donde se produjo la explosión. La espectrocopia óptica permite a los astrónomos averiguar detalles físicos de los objetos, determinar sus distancias y calcular la energía que emiten. Del análisis del espectro obtenido por el telescopio NOT se podrán deducir importantes datos científicos en este sentido. Similares explosiones en rayos gamma también han sido estudiados recientemente por otras dos instalaciones telescópicas del Observatorio del Roque de los Muchachos: el experimento hispano-alemán HEGRA y el Telescopio "William Herschel". El Telescopio Óptico Nórdico pertenece los cinco países nórdicos: Dinamarca, Finlandia, Islandia, Noruega, y Suecia. Supernova en M96 Observadores reportan que la Supernova 1998bu en la galaxia espiral M96 en Leo se encuentra todavía brillan- do, por ahí de magnitud 12, situándola a los límites del alcance de los telescopios de aficionados. La estrella en explosión está locali- zada a un poco menos de 1 minuto de arco al norte y ligeramente al este del centro de la galaxia. Leo se encuentra cada vez más bajo en el horizonte oeste después del anochecer por lo que se recomienda buscarlo lo más temprano posible. El Cometa Stonehouse El Cometa Stonehouse (1998 H1) ha menguado hasta magnitud 12. El cometa se encuentra bien ubicado en el cielo nocturno para los observadores en el Hemisferio Norte. Está en lo más alto -- casi directamente sobre las cabezas en latitudes norteñas -- justo después de el final del crepúsculo, yaciendo bajo el asa de la Osa Mayor (Big Dipper). Un Gran Telescopio para Sudáfrica Habrá un gemelo en el hemisferio sur del Telescopio de 9.2 m Hobby-Eberly del Observatorio McDonald. El 1º de junio se anunció que el gabinete sudafricano aprobó la construcción del Southern African Large Telescope (SALT). Se ubicará cerca de Sutherland, en la región conocida como Cabo Norte. El gobierno del país costeará la mitad de los 19.5 millones de dólares del costo de la construcción. El resto se buscará de socios internacionales a cambio de tiempo de observación. Descubierto el objeto más brillante del Universo. El objeto más brillante observado en el universo -un cuasar- ha sido descubierto. Se estima que es 10 veces más brillante que cualquier otro cuasar, y supera en brillo a la galacia más brillante por mas de 100 veces. El cuasar es de 4 a 5 mil billones de veces más brillante que el Sol. Para mayor informacion: http://unisci.com/news.htm http://www.cnn.com /TECH/space/ 9806/10/ new_heavenly_body.ap/

2 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 TALLER: UNA MÁSCARA DE ENFOQUE (Y II) Jesús Escobar

En estas líneas vamos a describir él se realiza el enfoque mediante la un sistema de enfoque que nos observación de una estrella a tra- servirá tanto para visual como para vés del telescopio o teleobjetivo fotografía, vídeo o CCD. La des- provisto de máscara, centrando y en otros fines. cripción se compone de dos partes: enfocando a continuación el objeto Uso somero y de precisión. a fotografiar. Una vez logrado Escuadra: Para mayor comodidad al usar un teleobjetivo. Posee un Uso de precisión. Fundamento. esto, se reemplaza el accesorio por la cámara. También podemos dis- taladro roscado para sujetar a un Observando con aumento la ima- poner de varias cámaras (por cabezal el conjunto de teleobjetivo gen proporcionada por la máscara ejemplo, una con película adecua- y accesorio. No es necesaria para anteriormente descrita podemos da para cielo profundo y otra para su uso con telescopio. lograr mayor precisión. Algunas foto lunar) y alternar su uso con el Deberemos realizar un enfoque cámaras disponen de visores inter- mismo telescopio o teleobjetivo; el previo del accesorio para que su cambiables, con los que podremos enfoque nos servirá para todas. foco corresponda al de la cámara. visualizar la imagen focal aumen- Descripción. Existen varios métodos, pero el de tada. Foucault es el más apropiado por En esta segunda parte se propone El accesorio se compone de las su precisión, aunque requiere una la fabricación de un accesorio que piezas siguientes: montura sólida para evitar vibra- nos dará las siguientes ventajas Acoplamiento. Puede ser de bayo- ciones. sobre la máscara somera: neta o rosca, correspondiendo al Unas palabras sobre el sistema de - Mayor precisión en el enfoque. de la cámara. Foucault. - Apreciación de los efectos de la Cuerpo: Es un tubo en el que en Consiste en interceptar mediante turbulencia. uno de sus extremos está el aco- una lámina la imagen de una es- plamiento. En el otro extremo se - Defectos del plano focal, como trella cerca del plano focal. El ojo introduce el portaocular. Puede esfericidad o mal alineamiento observa la imagen formada por el formar una sola pieza con el aco- del sistema. objetivo desde un punto más leja- plamiento si este es de rosca. - Pueden usarse alternativamente no al foco, de manera que en au- Portaocular: Es un tubo que se varias cámaras del mismo for- sencia de lámina vea el objetivo desliza por el interior del cuerpo. mato, teniendo garantías de en- uniformemente iluminado. foque con todas ellas. Anillo: Se fija en una posición Si movemos la lámina de manera ajustable sobre el portaocular. - Podemos centrar con precisión que intercepte el haz, y con el ojo un objeto en el campo. Ocular: Da buen resultado una mirando por el borde de la lámina, focal de 7 o 10 mm. Su uso es observaremos lo siguiente: Dicho accesorio consiste en un necesario solamente cuando enfo- ocular sobre un soporte que se Si la lámina se encuentra en el quemos o centremos el campo; coloca en lugar de la cámara. Con foco, el ojo advertirá que la ima- luego se puede liberar para usarlo gen del objetivo desaparece re- pentinamente por completo. Si la lámina está más cerca del objetivo que el foco, el ojo adverti- rá que la imagen del objetivo desaparece ocultada por una sombra alineada con el borde de la lámina que progresa en la misma direc- ción en que se mueve la lámina. Si la lámina está más lejos del objetivo que el foco, se verá que la imagen del objetivo desaparece de manera progresiva en dirección contraria a la que se mueve la lá- mina.

3 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 vando la imagen de la estrella en los extremos de este diámetro, advertiremos que: Si la imagen no se desdobla, podemos considerar que el campo es plano. Si la imagen se desdobla el campo no es plano. Si los desdoblamientos no son iguales en los dos extremos, hay un mal alineamiento en alguno de los componentes del sistema.

Acoso cientifico a la materia oscura del Universo Detalle de las piezas que forman el accesorio Nueve décimas partes del cosmos Por este método podemos com- plazamos el anillo hasta que se aún escapan a la comprensión de probar el enfoque del sistema, apoye en la parte posterior del los astrónomos HENRY GEE En disponiendo la cámara en el teles- cuerpo y lo bloqueamos mediante 1933, el estudio de algunas con- centraciones de galaxias llevó al copio o teleobjetivo con el respal- su prisionero. Ya tenemos dis- astrónomo suizo Fritz Zwicky a do abierto, colocando la lámina puesto el accesorio para su uso. afirmar que al menos un 90% de la (una cuchilla de afeitar o una cha- Cuando queramos recuperar el masa del Universo escapaba a pa metálica con un borde afilado ocular, basta desbloquearlo y ex- nuestras observaciones ¿Dónde en bisel) apoyada en el porta- traerlo. está? ¿De qué está hecha? Más de películas de manera que su borde 60 años más tarde este enigma Usos del accesorio. aún se resiste a los investigadores. afilado quede aproximadamente en Cuando deseemos realizar una Los pretendientes se dividen en mitad del cuadro de la película fotografía realizaremos los pasos dos categorías de candidatos: (este borde alineado en sentido que siguientes: objetos con masa, los machos, o se coloca la película), y mantenida partículas conocidas (los neutri- en su lugar por elásticos de goma. Colocamos el accesorio en el sis- nos) o por descubrir (los wimp ). En lugar de mover la lámina se tema (primario del telescopio, Los descubrimientos más recientes puede descentrar ligeramente el sistema de proyección, teleobjeti- permiten afirmar hoy que los ma- telescopio en declinación para vo) y enfocamos a su través una chos probablemente no contribu- desplazar la imagen. Mediante el estrella (usando una máscara como yen más que en una proporción muy escasa a este colosal déficit. mecanismo de enfoque se mueve la descrita en la parte 1 de este trabajo se logrará más precisión). Los investigadores esperan mucho la cuchilla (que es solidaria con la de los neutrinos o de partículas cámara) hasta lograr un enfoque Luego reemplazamos el accesorio muy exóticas. Ya se han obtenido correcto, que corresponde al borde por la cámara sin mover el enfo- algunos resultados, negativos, de la lámina, es decir, al plano de que. Ya tenemos la cámara enfo- pero no definitivos, sobre los la película. cada. primeros. Por lo que respecta a los Podemos apreciar el grado de tur- segundos, hay algunos experi- Ajuste mentos en curso. Varios decenios bulencia colocando la máscara en Una vez logrado el enfoque por el de acoso no han permitido todavía el objetivo del telescopio y obser- método anterior, se retira la cáma- adivinar el misterio de la materia vado con el accesorio una estrella ra y se coloca en su lugar el acce- oscura, invisible pero perceptible de brillo moderado. En caso de por sus efectos sobre el movi- sorio sin modificar la posición del turbulencia veremos que por mo- miento de las galaxias. mecanismo de enfoque. Ponemos mentos la imagen de la estrella se En el corazón de la manzana cós- en su lugar el ocular procurando desdobla, siendo la separación de mica se esconde un molesto gusa- que no quede juego longitudinal las dos imágenes proporcional al no. Es decir, no podemos explicar entre el ocular y el final del porta- nada sobre cómo hemos llegado a grado de turbulencia. oculares y lo bloqueamos. Despla- ser como somos hoy día sin dar zamos el portaocular del accesorio Observemos con el montaje ante- por hecha la existencia de algo hasta lograr enfocar nítidamente la rior, en una noche sin turbulencia, que no podemos ver, y que ten- imagen de una estrella y fijamos el una estrella que situamos y enfo- dríamos problemas en cuantificar. Ese algo es la materia oscura. portaocular mediante su tornillo de camos en el centro del campo. bloqueo. Una vez enfocado, des- Desplazando la imagen a través de un diámetro del campo, y obser-

4 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 paban, formando cúmulos de gala- SUPERNOVAS xias. Que a su vez formaban su- Víctor R. Ruiz percúmulos de galaxias. Agrupación Astronómica de Gran Canaria. 2. Tipos de estrellas. Sociedad de Meteoros y Cometas de España. Las estrellas son imensas esferas No, en esta ocasión no hablaremos ver que en realidad, todas las es- de gas en una lucha interna cons- sobre Marta Sánchez, sino de estrellas que veíamos a simple vista tante. trellas. y todas las que también veíamos por telescopio, por débiles que La propia masa de la estrella tien- Vamos, de las estrellas de verdad, fueran, estaban arremolinadas en de a caer hacia su centro. Pero que no las de cine. Las supernovas un disco con brazos espirales, afortunadamente, en el interior de son muy importantes para la astro- dando vueltas alrededor de un las estrellas se transforma la mate- nomía y en los siguientes párrafos centro común. Por tanto, nuestra ria en elementos más pesados y veremos por qué. casa está en una ciudad (técnica- una parte se convierte en energía. 1. Breve tour cósmico. mente galaxia) denominada Vía La energía realiza un empuje hacia Láctea. el exterior y contrarresta a la pre- Nuestro Sistema Solar es una pe- sión ejercida por la masa, y de este queña parcela dominada por una Por si no hubieran bastantes estre- modo se mantiene un equilibrio. estrella de clase media. Dentro de llas, también en los primeros años Todas las estrellas brillan gracias a este rincón, encontramos varios de este siglo, se descubrieron que la fusión, que ahora en la Tierra planetas, un montón de asteroides hay otras ciudades. La más cerca- intentamos duplicar en los nuevos y cometas, todos dando vueltas na es la denominada Galaxia de reactores atómicos aún en desa- como polillas en torno a la bombi- Andrómeda y es tan brillante que rrollo. Las estrellas brillan más o lla solar. Y aunque hace poco se puede ver como una pequeña menos dependiendo de su masa: tiempo se pensaba que el Sol era nebulosa a simple vista. No difiere mientras mayor masa, mayor bri- un astro único en su tipo, en reali- mucho de la Vía Láctea, aunque llo. dad no es más que la estrella más está más poblada y es un poco más cercana que tenemos y por esa grande, pero tiene dos bolsas de Aplicando la filosofía "vive rápi- razón podemos ver su superficie, pobreza orbitándola... perdón, dos do, muere joven y harás un bonito entre otras cosas. pequeñas galaxias satélites, que se cadáver", las estrellas masivas pueden ver con telescopios de acaban mucho antes sus eones. (Entre otras cosas, envía energía a la Tierra, con la cual crecen los aficionado. Ya mucho más avan- Los cuerpos celestes que no llegan cereales, que a su vez nos dan zados en nuestro siglo y al hacer a tener jamás la suficiente masa cálculos detallados de las distan- energía en los desayunos). El Sol, como para iniciar la fusión en su como estrella, tiene varios vecinos, cias entre varias decenas de gala- interior son las enanas marrones, como alfa Centauri, Sirio o Cape- xias, quedó patente además, a mo- detectadas por vez primera por el lla. Y nuestro barrio, a grosso modo de islas, las ciudades se agru- do, son las estrellas que podemos ver a simple vista. Galileo Galilei en 1609, cuando miró con su anteojo a los cielos, vislumbró nuevas estrellas tan débiles que no se podían detectar nunca a simple vista. En general, es verdad que mientras más lejos está un objeto celeste, más débil es. Además, Galileo descubrió con su telescopio que la banda nebli- nosa que denominamos Vía Láctea o Camino de Santiago es una ma- raña de incontables estrellas, tan juntas entre sí que a no podemos separarlas visualmente sin la ayuda de instrumentos ópticos. En los primeros decenios del siglo XX, los grandes telescopios ayudaron a

5 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 español Rafael Rebolo del Insti- azufre), y silicio (en hierro). 1054 d.C, registrada por los chinos tuto de Astrofísica de Canarias en sus cuadernos de bitácora as- Pero a partir de aquí los días están (IAC). Las enanas marrones, al tronómicos. Johannes Kepler, contados. El siguiente elemento igual que los planetas, no son es- contemporáneo y colega de Gali- pasto del núcleo estelar, el hierro, trellas, aunque emiten cierta radia- leo, registró una de estas superno- absorbe más energía de la que ción en forma de infrarrojos debi- vas cercanas en el año 1604 antes produce al fusionarse: la estrella, do a su calor interno. Esto no es de de la invención del telescopio. al no disponer de la energía nece- extrañar, ya que los humanos tam- Desde entonces no hemos visto saria para mantenerse en forma, se bién radiamos infrarrojos por ninguna en la Vía Láctea, pero en colapsa sobre sí misma. El resulta- nuestra temperatura corporal. 1987, una estrella apareció en los do final es una explosión de mag- cielos australes siendo visible Cuando una estrella tiene alrede- nitud galáctica. Totalmente verídi- también a simple vista. Se trataba dor de la masa del Sol, y tras pasar co. de la supernova SN 1987 A (A, una etapa de juventud variable, 3. Estrella invitada: la supernova. por ser la primera del año) y estaba durante varios miles de millones situada en la Pequeña Nube de de años se consume poco a poco La supernova es un evento no muy Magallanes, una de las galaxias todo el hidrógeno del núcleo con- común a escala humana. En cada satélite de la Vía Láctea. virtiéndolo en helio de forma que galaxia se suelen dar una explo- la estrella no cambia sustancial- sión cada 200 años. En estas ex- 4. ¿Dónde estás? mente de brillo. Cuando el Hidró- plosiones, la mayor parte de la Volvamos a principios del siglo geno se acaba, la estrella sufre una masa de la estrella original se lan- XX. En aquel entonces, no había pequeña transformación y comienza a grandes velocidades. Lo que forma de calcular a qué distancia za a fusionar el helio en carbono. es asombroso es que durante algu- se encontraban las galaxias de Ahora la energía obtenida es algo nos días, la supernova radía la nosotros. Peor incluso, directa- mayor y el astro se expande. Sin misma energía que durante toda su mente sólo era posible conocer la embargo, después de acabar el vida. Durante ese tiempo, la sola separación de las estrellas más helio, esta estrella con tal masa no supernova llega a brillar más que cercanas al Sistema Solar por el podrá elevar la temperatura y fusi- el conjunto de estrellas que residen método de paralaje. nar el carbono. Tras lanzar sus en su galaxia. El método de paralaje consiste en capas exteriores al espacio, la ma- Con el paso de los años, el rema- aprovechar que la Tierra da vueltas sa de la estrella quedará compri- nente de la supernova se esparcirá, alrededor del Sol para ver desde mida en una esfera del tamaño de creando una nebulosa. la Tierra y se convertirá entonces distinto ángulo a las estrellas. Si en una enana blanca. Las capas Las explosiones fruto del acabose están lo suficientemente cerca, exteriores forman bellas nebulosas de una estrella masiva son deno- parecerán moverse con respecto al planetarias, inmensas burbujas de minadas supernovas de tipo I. fondo y con ese pequeña diferen- gases que desde la Tierra se ven Existe otro caso, las de tipo II, que cia de posición se convierte fácil- como anillos difusos. involucra la acción en un sistema mente por trigonometría en distan- de dos estrellas que se orbitan y cia: tenemos un ángulo y una base En el caso de las estrellas con la cuya detonación es más brillante. (el diámetro de la órbita terrestre). mitad de la masa de nuestro Sol, al Una de estas estrellas debe ser una Si las estrellas están muy alejadas, acabar el hidrógeno no son capa- enana blanca. Cuando el par está no digamos las galaxias, el ángulo ces de elevar la temperatura de tal lo suficientemente cerca, la enana será tan pequeño que será imposi- forma que se fusione helio y ter- blanca comienza a robarle a su ble medirlo. minan sus vidas como enanas compañera. El problema es que Para colmo tampoco podríamos blancas. cuando la enana blanca llega a utilizar el brillo como indicador de Con las estrellas algo más masivas tener 1,4 masas solares, muere de distancia. Recordemos que el bri- que el Sol, ocurre lo contrario. Al indigestión en un gran estallido. llo depende a la vez de la masa y tener más masa y lograr una tem- Las supernovas que suceden en la lejanía de una estrella. La medi- peratura mayor, se alimentan más nuestra propia galaxia son todo un da que nos cuantifica el brillo de rápidamente. Luego convertien el espectáculo, ya que llegan a ser una estrella vista desde nuestro carbono en neón, sodio y magne- visibles a simple vista con un bri- planeta se denomina magnitud sio. Esta gran temperatura del llo tal que pueden verse de día. aparente. Para comparar las estre- núcleo permite una vida más com- Desgraciadamente, y como ya se llas entre sí, sin tener en cuenta la pleja que las estrellas de tipo solar ha comentado, es un fenómeno distancia a la que están de noso- y repite el esquema de fusión con inusual. Entre las supernovas más tros, se decidió adoptar la medida el neón (transformado en oxígeno famosas se encuentran la del año llamada magnitud absoluta, que y magnesio), oxígeno (en silicio y

6 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 calcula el brillo de las estrellas tal fortuna, con un método parecido al fotografías. como si se vieran a 3,26 años luz de las ceféidas pero más complejo, Entre los aficionados más destaca- de nosotros. A tal distancia, el Sol a partir de la curva de luz y de la dos en el campo de las supernovas brillaría tanto como lo hace alfa magnitud aparente de la estrella es cabe destacar al Robert Evans, de Centauri en nuestras noches. posible determinar la distancia. Australia, con más de 20 superno- Por supuesto, incluso a la veloci- Las distancias entre galaxias se vas en su haber descubiertas todas dad de la luz, nuestras sondas in- han convertido en algo prioritario visualmente con un telescopio. El terplanetarias tardarían varios mi- para la teoría cosmológica de la único aficionado español con di- les de años en determinar estas Gran Explosión. Conociendo las cho honor es Francisco García, del distancias. distancias que nos separan de las Grupo M1 de la Agrupación As- galaxias y cúmulos de galaxias, es tronómica de Madrid (AAM). Afortunadamente para nosotros posible conocer también la edad Francisco se encontraba observan- existen varios métodos para cal- del Universo. Casi exclusivamente do con su telescopio Meade de 8" cular distancias. Uno de ellos es el por esta razón se lanzó el Telesco- desde la polucionada ciudad de de las Ceféidas. delta Cefeo es una pio Espacial Hubble, bautizado así Lugo en una noche de abril de estrella variable, cuyo brillo varía en honor a Edwin P. Hubble, as- 1993. Mientras observaba la gala- regularmente con un periodo de trónomo que descubrió el fenóme- xia M81 se dio cuenta de que una algunos días. no de expansión del Universo. nueva estrella había aparecido y el Henrietta Lewitt a principios del corazón le dio un vuelco. La ma- 5. El Big Bang en nuestro teles- siglo XX concluyó que el periodo quinaria de confirmación del Gru- copio. estaba relacionado con la magni- po M1 se puso en marcha y pocas tud absoluta y Harlow Shapley, Hoy en día, una brillante superno- horas después la Unión Astronó- con la ayuda de la estadística, va es capaz de paralizar un teles- mica Internacional lanzaba una ajustó matemáticamente dicha copio profesional para obtener sus circular alertando el descubri- relación. Encontrar en nuestra datos. Pero la tarea de descubrimiento de la supernova SN 1993 J. galaxia estrellas de tipo ceféidas es miento de las supernovas está ma- Ésta se ha convertido en la más relativamente fácil, puesto que al yoritariamente reservado a los brillante del Hemisferio Norte estar cerca de nosotros son bri- astrónomos aficionados. desde 1950, aunque nunca llegó a llantes. ¿Y qué ocurre con las ga- Realizar patrulla de búsqueda de ser visible a simple vista ni con laxias? prismáticos. supernovas es relativamente sen- Habíamos comentado que entre las cillo con telescopios de 20 cm de Y tú ¿a qué esperas para descubrir ciudades galácticas más cercanas a diámetro. Simplemente hay que una? la nuestra está la de Andrómeda, seleccionar una lista de galaxias, Buenas noches... de observación, tan grande y próxima que se llega observarlas y comparar lo que naturalmente a ver a simple vista. Como ocurre vemos con fotografías en busca de con el Camino de Santiago, a sim- alguna estrella nueva. Salvo erro- ple vista y con telescopios mo- res muy comunes, como núcleos COLABORACIONES destos, Andrómeda no deja de ser de la galaxia brillantes, asteroides una nebulosa. Pero con los grandes que pasan cerca de la galaxia o SI DESEAIS COLABORAR telescopios que se construyeron estrellas variables situadas en el CON LA REDACCION DE LA fue posible resolver estrellas indi- mismo campo, estas nuevas estre- REVISTA, PODEIS ENVIAR viduales en la Galaxia de Andró- llas son supernovas. VUESTROS ARTICULOS, meda. Así, se identificaron varias BIEN POR ESCRITO, BIEN Con el advenimiento de la Era estrellas ceféidas en ella y calcu- Digital y la introducción de cáma- EN FORMATO ELECTRONI- lando su magnitud aparente y su ras electrónicas (CCD), la búsque- CO, ASCII O MS-WORD, periodo, finalmente calcularon la da de supernovas se puede auto- ENTREGANDOLOS EN LA distancia: 2,5 millones de años luz. matizar. AGRUPACION LOS DIAS DE Pero ¿qué pasa con las galaxias tan APERTURA, O ENVIANDO- Mediante un ordenador y progra- pequeñas y lejanas de las que no mas informáticos especializados, LOS POR CORREO ELEC- podemos resolver individualmente se comanda tanto al telescopio TRONICO A LA DIRECCION sus estrellas? ¡Supernovas de tipo como a la CCD para realizar por sí DE LA AGRUPACION QUE II al rescate! Gracias a que las mismo el barrido del cielo en bus- FIGURA EN LA CONTRA- supernovas llegan a ser tan bri- ca de una supernova. Nuestra tarea PORTADA. llantes como la propia galaxia, es se limitaría a la comparación de en la única ocasión que nos per- UN SALUDO las imágenes resultantes con las mite observar una estrella. Y por

7 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 En donde: ASTROFOTOGRAFIA SIN SEGUIMIENTO M = magnitud límite D = abertura objetivo (en cm), fo- Eduardo Rodriguez Ortolaiz cal/num f. T= tiempo de exposición (min) rán en la imagen movidos. F= focal del objetivo (cm) Por ejemplo, si centramos la = Sensibilidad de la película ISO cámara en el Polo Norte, (δ=90º) el tiempo de expo- Si utilizamos un objetivo de 50 mm a sición que nos daría la for- f/1.8, una película de 1000 ISO y una mula sería infinito. Sin exposición de 22 s, obtendremos una embargo, en los bordes de magnitud limite de: un campo abarcado por un M=8,4+5*log(2,8cm)+2*log(0,36min objetivo de 50 mm. (TABLA )-log(5cm)+2,5*log(1000/800) igual I), nos encontraremos con a 9,6. astros de declinación δ=90º- (47º/2)=66,5º y el tiempo En la TABLA III podemos ver las máximo de exposición para magnitudes limite para diferentes obtener estrellas puntuales focales, diafragmas, tiempos y sensi- en todo el campo sería: bilidades. La formula anterior sólo es efectiva I.- Tiempo máximo de exposición para fotografías de zonas cercanas al Debido a la rotación terrestre, los t = 440/(50*cos66,5º) = 22segs. cenit y condiciones de oscuridad muy astros describen un movimiento apa- buenas. Debemos tener en cuenta la rente circular de Este a Oeste con TABLA I absorción atmosférica de la luz emiti- centro en el Polo Norte. Es por ello Angulos de cobertura de diferentes da por los astros. En general se consi- que si sobrepasamos un cierto tiempo objetivos sobre la diagonal de un deran las siguientes pérdidas de mag- de exposición en fotografías con la negativo de 35 mm nitudes: cámara fija, los astros no aparecerán f (en mm) Cobertura(en º) Altura s. 0-15º 15-30º 30-50º en el negativo como puntos, sino 28 75 horizonte como trazos luminosos más o menos 50 47 largos. 100 24 Pérdida de 1 a 1,5 0,5 a 1 0,5 magnitud Para un desplazamiento máximo de un 135 18 astro sobre un negativo de 35 mm. de 200 12 0,032 mm y un objetivo de focal F en Otros datos a tener en cuenta son: la milímetros, tenemos un desplaza- En la TABLA II, tenemos los tiempos miento angular de: estabilidad atmosférica, la contamina- máximos para diferentes objetivos y ción lumínica, y la diferencia entre la (0,032/F) rad * (180º/rad) = campos. En la practica podemos ajus- magnitud fotográfica y la visual, ya (1,833/F)º (1) tar mejor los tiempos realizando expo- que las películas normales no son siciones con un aumento o disminu- igualmente sensibles a todo el espec- Si en el ecuador celeste un astro reco- ción de 1 segundo. tro, apareciendo las estrellas azules rre el círculo completo en aproxima- mas luminosas y las rojas con menor damente 24 horas (2), el tiempo t que II.- Magnitud máxima captada magnitud. tardará en realizar el anterior despla- ¿Qué magnitud máxima podemos zamiento angular será: almacenar en nuestras astrofotografías III.- Proyecto: Atlas Fotográfico t = (1,833/F)º * (24h/360º) * 3600s = aplicando los tiempos máximos de Un trabajo de astrofotografía fácil de (440/F) seg. exposición? Según Martínez (1.990), hacer y que nos permitirá conocer la dicha magnitud viene dada por la forma y posición de las diferentes A medida que el campo a fotografiar siguiente formula: constelaciones, al mismo tiempo que se aproxima al Polo, el movimiento adquirimos experiencia para futuros aparente del cielo se hace más lento lo M = 8,4 + (5*logD) + (2*logT) - proyectos, es la realización de un que nos permitirá aumentar el tiempo (LogF) + (2,5 * log(S/800)) sencillo atlas fotográfico. El material de exposición. Dicho aumento es inversamente proporcional a la míni- TABLA II ma declinación del campo fotografia- Tiempos maximos de exposicion (en segs) do: F δ=0º (ecuador) δ=90º (Polo) δ=45º t = 440/(F*cos δ) 28 mm 15,7 25,8 15,8 50 mm 8,8 22,0 9,5 ¿Por qué la declinación mínima? Por- 100 mm 4,4 21,2 5,2 que si utilizamos para el cálculo la 135 mm 3,3 20,8 4,0 declinación del centro del campo, los 200 mm 2,2 21,0 2,8 astros que estén en el borde aparece-

8 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 Y por último, un consejo. Tened mu- cha paciencia. No intentéis fotografiar todas las constelaciones en pocos días; es mejor esperar a tener las mejores condiciones posibles. Tampoco deses- peréis si al principio tenéis que dese- char varios carretes, suele ser normal cuando se comienza en el mundo de la astrofotografía. Notas en el artículo: 1) Dicha formula ha sido obtenida de "Astrofotografía sin motor de seguimien- to" de J.C. Casado (Aster, bol. nº 79). En dicho articulo el autor aplica un desplazamiento sobre el negativo de 0,1 mm, lo que nos daría para una fotografía del ecuador con un objetivo de 50 mm un tiempo máximo de 27,4 seg. Según mi experiencia, dicho tiempo es excesiva- mente largo, no obteniéndose en la imagen estrellas puntuales. 2) Para facilitar los cálculos he tomado un tiempo de 24 hrs., pero en realidad un astro recorre el círculo completo en 23 hrs. 56 min. 04 seg., lo que se llama DIA SIDEREO. Bibliografía "Astrofotografía. Manual de técnicas del amateur". MARTINEZ, Patrick. Ed. Omega. "Astrofotografía sin motor de seguimiento". CASADO, Juan Carlos. Fotogafía de la constelación de Orión realizada sin seguimiento con un ASTER Bol. nº 79. objetivo de 35mm f/2.8 y tratada para aumentar el contraste "Fotografía sin seguimiento". ROCA que necesitaremos es el siguiente: objetivo, pero sin tocarlo, con el trozo PELLICER, J.M. Tribuna Astronomía de cartulina negra. Pulsamos el cable - Cámara réflex con obturador nº 92/93. del disparador y quitamos la cartulina mecánico. para comenzar la exposición de la - Objetivos de 50 y 28 mm lo más película. Cuando haya transcurrido el luminosos posibles. tiempo adecuado (mirar el apartado I) - Un trozo de cartulina negra. volver a colocar la cartulina sobre el - Un trípode robusto y estable. objetivo antes de cerrar el obturador - Película de 1.000 ó 1.600 ASA. soltando el cable disparador. Escogeremos un lugar lo más alejado Para evitar sorpresas es aconsejable posible de zonas habitadas y que este realizar dos o tres tomas de cada situado a buena altura, por ejemplo, constelación con diferentes tiempos de un puerto de montaña. La noche debe exposición. ser oscura, sin la presencia de la Luna. Con el objetivo de 50 mm podremos TABLA III fotografiar la mayor parte de las SENSIBILIDAD (ISO) constelaciones. Para las más extensas FOCAL f/ T(segs) deberemos realizar dos tomas o bien 400 800 1000 1600 utilizar el objetivo de 28 mm. 28 2,8 25,8 6,48 7,23 7,46 7,97 28 2,8 15,0 6,00 6,75 7,0 7,50 Para obtener mejores resultados, 50 1,8 22,0 8,27 9,02 9,26 9,77 esperaremos a que la constelación 50 1,8 8,0 7,40 8,15 8,39 8,90 que queremos fotografiar se encuen- 100 3,5 21,2 7,94 8,69 8,93 9,44 tre en el punto mas alto de su recorri- 100 3,5 4,0 6,50 7,25 7,49 8,00 do por la bóveda celeste. Una vez 200 4 21,0 8,93 9,68 9,92 10,43 encuadrada en el visor de la cámara y 200 4 2,0 6,89 7,64 7,88 8,39 enfocada correctamente taparemos el

9 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 mil”. REVI BSERVACION LIMATOLOGIA P -O . (C ) El viento dominante en Punta Ga- Luken lea es del NW. aunque también se acusa su frecuencia del SE. Lo prometido..., Así pues, este unos 90 metros de altitud y la del Y ahora a lo que más nos ocupa y nuevo número de nuestra revista aeropuerto esta a 40 m. a la vez preocupa a la hora de pre- vamos a retomarlo con algunos venir que posibilidades o número Vista la fugaz historia de las mis- datos de las distintas variables de días que potencialmente pueden mas, vamos a dar algunos datos de atmosféricas que influyen en estar despejados... en la tabla ad- la que está más situada a la costa y “echarnos” a perder alguna de junta damos la estadística de 15 coincidente con el lugar mas fre- nuestras observaciones celestes años en el citado lugar. cuentado por nosotros (La Galea), programadas. resultando de los promedios Visto esto... ya lo dice el Calenda- A título de curiosidad indicar que anuales (climatología de 25 años) rio Zaragozano "... frío en invier- la estación meteorológica más una temperatura media de 14, 3 ºC. no... y calor en verano..." antigua de nuestra zona (que no- Con una desviación de +- 1, 2 ºC. Feliz sonrisa a todos/as. sotros sepamos) corresponde a la Las temperaturas absolutas en sus que estaba dentro del Instituto valores extremos dentro del citado Vizcaino, continuación del Cole- periodo (vida de la estación) se gio de Vizcaya y antes Humanida- APROVECHANDO LA LLE- dieron los valores de 40,3 ºC (año des de Santiago. Fue creada hacia GADA DEL BUEN TIEMPO, 1943) y de 7,1 ºC. bajo cero (año el año 1844, dando su fachada RECORDAROS QUE TO- 1956). principal a las calles de La Cruz y DOS LOS SABADOS, SI EL Ascao, hoy plaza del insigne Mi- Las precipitaciones atmosféricas TIEMPO ACOMPAÑA, SE guel de Unamuno. presentan un promedio de lluvia LLEVAN A CABO SALIDAS total anual de 1024 litros/m2, con La segunda más antigua estuvo DE OBSERVACION A DIS- 162 días de lluvia por año, siendo (hoy tampoco existe) en el semáfo- TINTOS LUGARES DEL 5 de ellos en forma de nieve. ro de Punta Galea (Getxo), lugar TERRITORIO. bien conocido por nosotros en Como a nosotros, a expensas de SI OS ANIMAIS, PONEOS algún evento astronómico, cual- nuestras intermitentes observacio- EN CONTACTO CON EL nes astronómicas; por último la quier mes es propicio, valga indi- más “reciente” está ubicada en el car que en los meses de noviem- GRUPO DE OBSERVACION aeropuerto “Carlos Haya” (Sondi- bre y diciembre se dan lluvias por EN EL LOCAL DE LA ka). encima de los 100 litros/m2, a pe- AGRUPACION. sar del dicho... ”en abril, aguas La de Punta Galea estaba situada a

PROMEDIOS MENSUALES DE DIAS DESPEJADOS MES Quinquenio 1946/50 Qno. 1951/55 Qno. 1956/60

ENERO 2,6 2,8 1,3 FEBRERO 2,0 0,8 4,0 MARZO 2,0 3,8 1,0 ABRIL 2,0 2,2 1,3 MAYO 1,4 1,4 1,5 JUNIO 3,6 0,6 1,8 JULIO 3,8 3,6 3,8 AGOSTO 2,8 2,8 2,8 SETIEMBRE 1,6 1,2 1,3 OCTUBRE 1,8 1,6 2,0 NOVIEMBRE 4,0 3,0 1,3 DICIEMBRE 1,0 0,8 0,8

10 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 Los intensificadores de primera generación a menudo no poseen la OBSERVACIÓN DE METEOROS EN VÍDEO potencia necesaria a menos que Condensado y traducido de un artículo de la tengan tres etapas de intensifica- International Meteor Organization por Mikel Berrocal ción. Producen mas ruido, pero La observación en vídeo es la más Aunque la exactitud posicional de son más baratos que los intensifi- joven y una de las más avanzadas los meteoros en vídeo no es tan cadores de las ultimas generacio- técnicas de observación en el buena como en las fotografías, el nes. Desafortunadamente, la ma- estudio de los meteoros. Los as- observador de vídeo obtiene varias yoría de los intensificadores utili- trónomos profesionales comenza- veces mas meteoros que cualquier zados en los sistemas de visión ron a utilizar equipos de vídeo a cámara fotográfica debido a su nocturna del ejercito son intensifi- principios de los años setenta; magnitud límite mucho mejor. La cadores de etapa simple, y por entre los aficionados los Japoneses observación en vídeo es proba- tanto inadecuados. (1986) y Holandeses (1987) han blemente el mejor método para los Los intensificadores de segunda sido los primeros en usar esta tec- débiles meteoros microscópicos. generación (placas micro canal nología. Hoy en día, las observa- Por el momento la desventaja más MCP) tienen a menudo una ganan- ciones en vídeo por aficionados se grande es todavía el enorme precio cia alta combinada con una distor- encuentran todavía en una etapa de un sistema de vídeo. sión del campo pequeña y solo un experimental, pero algunos grupos ruido pequeño. Muestran las mejo- han alcanzado ya un nivel semi- profesional, como se estimo por la correspondiente Comisión nº 22 de la UAI. Se espera la remisión ruti- Intensificador de luz naria de informes de lluvias de meteoros para dentro de unos pocos años. Para promover activamente futuros desarrollos en este área, se ha fun- dado una Comisión de Vídeo de la IMO tras una fase preparatoria de un año en el IMC de 1997 en Pet- Lente fotográfica Cámara de Vídeo nica. Un escrito publicado por la WGN recientemente sienta las bases de trabajo de las actividades de la comisión. Técnicas de Observación res características para la observa- ción de meteoros. Introducción a la en Vídeo Los de tercera generación usan observación en vídeo Los sistemas de vídeo se compo- diferentes materiales fotosensibles nen de tres partes principales. Se en el cátodo con un máximo de La observación en vídeo tiene necesita una lente rápida, un po- sensibilidad en el infrarrojo. Tie- algunas ventajas sobre los otros tente intensificador de luz, y una nen, por tanto un interés menor métodos de observación, de hecho, vídeo cámara. La lente proyecta el para los observadores de meteoros. este método combina las propie- cielo en el fotocátodo sensible, dades positivas de los otros. Utili- mientras que la cámara graba la El tipo de observación que se in- zando un sistema de vídeo, se po- imagen del cielo de la pantalla tente llevar a cabo determinará la see la capacidad de un observador fluorescente del intensificador. lente a utilizar. Lo más importante visual o incluso telescópico, pero para un buen funcionamiento del una exactitud mucho mayor. Es Más importante para la potencia de equipo es la apertura f del objeti- posible determinar todos los pará- sistema de vídeo en conjunto es el vo. La lente deberá ser tan rápida metros meteóricos importantes, intensificador de luz. Debería como sea posible. Cuanto mayor tales como el tiempo, posición, tener una ganancia >10.000, un sea la distancia focal de la lente, brillo, velocidad y longitud. Mas diámetro de la pantalla fluores- menor será el campo de visión y aun, es posible obtener curvas de cente >20 mm y un ruido tan pe- menor la media de meteoros débi- luz, espectros, y otras característi- queño como sea posible. Hay dis- les grabados por el sistema. Pode- cas especiales de las estrellas fu- ponibles diferentes generaciones mos distinguir tres tipos de siste- gaces. de intensificadores. mas de vídeo.

11 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 Los Cosmólogos Juegan Con Los Parámetros Para Luchar Contra La Incertidumbre Fue el astrónomo americano Edwin Hubble el que demos- tró, en 1928, que el universo se encuentra en expansión, refor- zando así la teoría del Big Bang. La velocidad a la que el universo se expande es crucial para nuestra comprensión de su destino. Hubble calculó que esta velocidad era de aproximadamente 500 kilómetros por segundo por megaparsec (Mpc: un megaparsec es una distancia Imagen obtenida durante la lluvia de las Perseidas de 1.996 equivalente a unos 3 millones de años-luz). Es decir, los ob- Para sistemas de vídeo de gran magnitudes límite dada la mínima campo, se utilizan lentes de cam- pérdida de luz interna y sus mejo- jetos a un megaparsec de dis- po grande. Un sistema de este tipo res características espectrales. tancia parecerán alejarse uno tiene un campo de visión de más del otro a 500 kilómetros por de 40º de diámetro. La magnitud Aunque estos sistemas proporcio- segundo, pero los objetos sepa- nan las condiciones optimas para límite varía normalmente entre rados por distancias mayo res mag. 5 y 7. los observadores de vídeo, son raros entre los aficionados debido parecerán distanciarse el uno Los sistemas de vídeo estándar a que son extremadamente caros. del otro a velocidades mayo- tienen objetivos con longitudes Procedimientos de análisis res. Esta cifra, de 500 Km por focales mayores. Su campo de segundo por Mpc, llegó a visión varía de 40º a 10º de diá- para meteoros en vídeo conocerse como la Constante metro, variando la magnitud limite de Hubble. entre mag. 7 y 9. Hay dos etapas principales en el análisis de los meteoros en vídeo. Si se acopla una lente "tele" al Debido a que la velocidad de intensificador de imagen, se consi- Primero, hay que encontrar los la luz es finita, cuando uno gue un sistema de vídeo telescó- meteoros grabados en las cintas de mira el cosmos también mira pico. En este caso, el campo de vídeo. Esta es una tarea tediosa, atrás en el tiempo -el tiempo pero debe ser hecha por humanos. visión es menor de 10º de diámetro en el que la luz de las galaxias y la magnitud límite es normal- Han habido intentos con éxito para lejanas que uno está observan- mente mejor que mag. 9. automatizar la búsqueda de meteo- do comenzó su largo viaje ros, pero el software se encuentra Aunque los sistemas de vídeo es- hacia la tierra-. De ahí, y de la tándar son los más comunes, los en un estado de prototipo. Puede que en un futuro no muy lejano manera en que la repulsión tres tipos tienen ventajas para de- mutua de las galaxias parece terminados tipos de observaciones tengamos sistemas de reconoci- y lluvias de meteoros. miento de meteoros basados en incrementarse con la distancia, ordenadores para placas micro se puede deducir que hace Hay solo unos pocos requisitos canal prácticamente libres de rui- mucho tiempo el universo era para la cámara de vídeo. Si no se do. usa un sistema integrado, se podría mucho más pequeño de lo que escoger un modulo de vídeo de Segundo, los meteoros deben ser lo es hoy, y que a medida que alta sensibilidad. Se puede utilizar medidos, lo que es realizado nor- se expande, la velocidad de cualquier cámara moderna dada la malmente por ordenador. Se digi- expansión disminuye. extrema sensibilidad de la tecno- talizan las escenas necesarias, se logía CCD. La cámara no tiene por determina el brillo del meteoro, se que grabar necesariamente el calcula la posición y velocidad del tiempo, pero un reloj de superpo- meteoro y se guarda todo en una sición en la imagen de vídeo faci- base de datos. Hay disponibles lita grandemente el posterior análi- varios paquetes de programas para sis. esta cuestión, y todos los algorit- mos han sido publicados. Los sistemas profesionales con- sisten en videocámaras con intensificadores de imagen integrados en el circuito. Alcanzan excelentes

12 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 LOS CAMINOS DEL FIRMAMENTO EL TRIANGULO DE VERANO Marcial Vecilla

Por fin llegan las ansiadas vaca- CYGNUS (El Cisne) ciones veraniegas, y con ellas las Empezaremos con Cygnus, noches estivales con sus cielos representando a un cisne repletos de estrellas, atravesados con las alas extendidas, por la imponente Vía Láctea. situado en plena Vía Láctea Constelaciones como Scorpius, es una de las constelaciones Sagitarius, Aquila, Cygnus, Lyra, más impresionantes del Hércules, y otras muchas más, nos firmamento, también cono- de gamma, con x12 entra en el asombrarán con sus estrellas, ne- cida como la cruz del norte. Zeus y campo visual junto a esta y P Cyg- bulosas, cúmulos, y demás objetos sus disfraces, en este caso de cis- ni, se muestra como un manchón que en ellas se encuentran. Apro- ne, disfraz que adoptó para seducir difuso, situado a 7.000 a.l. se vechando las noches cálidas vera- a Leda. Anteriormente a la cultura mostraría más brillante de no ser niegas disfrutaremos de estas ma- griega, recibió el nombre de “Pája- por la inmensa cantidad de materia ravillas, con o sin ayuda de ins- ro”, sin embargo hasta nuestros oscura que se encuentra entre ella trumentos ópticos, para enriquecer días perduró el Cisne, no es difícil y nosotros. Un poco más al Sur se nuestro saber y a la vez sosegar el percibir la semejanza de la silueta encuentra NGC 6871 (27 Cygni) espíritu. de este ave, con el cuello largo y cúmulo muy disperso que necesita alas extendidas en pleno vuelo. Para estos meses de verano, nues- de por lo menos x20 para ver su tro objetivo serán las constelacio- Sus estrellas principales son Alfa o forma. M39 cúmulo bastante dis- nes que forman con sus estrellas Deneb (1,2), Gamma(2,9), Epsilon perso y que con x7 está en el mis- más brillantes, el asterismo llama- (2,5), Delta (2,9) y Beta o Albireo mo campo visual que Rho (4,0) y do “Triángulo de Verano”, y son (3,1). Albireo es una de las dobles Pi (4,7), situado a 800 a.l. y con- Cygnus (el Cisne) con la estrella más bellas, de color anaranjado y tiene unas 30 estrellas. Deneb, Lyra (la Lira) con Vega y su compañera de magnitud 5,4 de También podemos encontrar en Aquila (el Aguila) con su estrella color azul, con un aumento de x20 Cygnus cantidad de estrellas va- más brillante Altair. puede resolverse este par. Al ser riables, W Cygni que con x7 está atravesada esta constelación por la en el mismo campo que rho Cygni Vía Láctea se pueden (4,0), tiene una variación entre 5,0 observar gran cantidad y 7,6 y un periodo de 130 días. P de estrellas, siendo una Cygni surgió de la oscuridad en el visión gratificante in- año 1600, alcanzando la magnitud cluso con unos peque- 3, desde el año 1715 ha fluctuado ños prismáticos. Se entorno a la magnitud 5, se la pue- pueden observar zonas de comparar con 29 Cygni (5,0) y oscuras, formadas por 28 Cygni (4,8). Es una estrella nubes oscuras, que muy luminosa alcanzando un au- oscurecen las estrellas mento de brillo espectacular al situadas detrás de estas. expulsar parte de su atmósfera. Se Dentro del triángulo la atribuye una distancia de 4.500 formado por las estre- a.l., aunque podría ser de 7.000 llas alfa, gamma y ep- a.l. en cuyo caso debería de ser silon se encuentra una millones de veces más brillante de estas nubes , cono- que nuestro Sol. cida como “Saco de carbón del Norte” Por último la constelación incluye una nebulosa, la NGC 7000, tam- En Cygnus encontra- bién conocida como nebulosa remos varios cúmulos y Norteamérica, localizable al este nebulosas, M29 cerca de Deneb, como su nombre indica

13 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 hubiera producido unos El pequeño cuadrilátero cercano a meses antes, estas estrellas Vega esta compuesto por gamma variables de periodo corto (3,2), zeta y delta, ambas de 4,3 y se hubieran llamado aquíli- la variable eclipsante beta, que das. oscila entre 3,4 y 4,3, con un periodo de 12,9 días y con una sepa- Aquila termina al sur en un ración de 35 millones de kilóme- par de estrellas. Lambda tros entre ambas estrellas, dada su (3,4) y 12 (4,0), estas estre- proximidad sus atmósferas están llas nos sirven de referencia deformadas ovalmente. para encontrar la constela- ción del Escudo (Scutum), Una variable que está al alcance de cerca de estas estrellas se los prismáticos es R Lyrae, de encuentra también el cú- color rojizo, varia de 4 a 5 m, con tiene un gran parecido con el con- mulo M11, contiene solamente 25 un periodo aproximado de 47 días. tinente de América del Norte. estrellas y es difícil percibirlo so- Epsilon Lyrae que se encuentra Apenas visible a simple vista, se bre el fondo luminoso de la Vía cerca de Vega, es la famosa “doble empieza a definir a partir de x20, Láctea. doble”, sus componente de 4,7 y está a una distancia de 50 a.l. 5,1 m están separadas por 208 LYRA (La Lira) segundos de arco, es fácilmente AQUILA (El Aguila) Vega, alfa Lyrae, estrella de mag- resolubles con prismáticos, con El Aguila, de nuevo Zeus haciendo nitud 0, de color azul ocupa el ayuda de un pequeño telescopio de las suyas, esta vez raptando a quinto puesto en cuanto a brillo, veremos que cada estrellas es a su Ganímedes, Zeus deslumbrado por detrás de Sirio, Canopus, Alfa vez doble. la belleza de este se convierte en Centauri y Arturo. Hace unos Entre beta y gamma se encuentra águila y atrapa a Ganímedes entre 12.000 años ocupaba el lugar de la nebulosa el anillo M57, de tipo sus garras llevándolo al Olimpo, nuestra estrella polar, a unos pocos planetario, es una de las más bri- donde sigue escanciado néctar a grados del Polo Norte. El lento llantes de este tipo, para observarla los dioses. Podíamos decir de esta movimiento que esta estrella des- necesitaremos un pequeño telesco- constelación que cualquier pareci- cribía su círculo alrededor del Polo pio ya que queda lejos de ser ob- do con al realidad es pura coinci- la hizo merecedora del nombre de servada con unos prismáti- dencia, su estrella más brillante cos. M56, cúmulo globular Altair, alfa Aquilae, en arábigo fácilmente observable con el-nasar-el-tair, “el Aguila que x20 como un mancho nebli- vuela”, llamada así para distin- noso. guirla de otra águila, de la que los griegos nada supieron, o Como siempre muchos ob- nada nos han contado. Esta era jetos y estrellas significati- el-nasar-el-waki, “el Aguila vas se quedan en el tintero que cae”, la brillante Vega, alfa por motivos de espacio, si Lyrae, y sus dos satélites que necesitáis profundizar más representan las alas cerradas. en estas constelaciones de cara al verano, podéis con- Altair (0,8), situada a una dis- sultar la extensa bibliografía tancia de 17 a.l., es una de las que se encuentra a vuestra estrellas más próxima, de color disposición en la biblioteca blanco puro, es diez veces más Tortuga. Este nombre conservado de la Agrupación. luminosa que el Sol. Flanqueada por la tradición, perduró hasta que por gamma o Tarazed (2,7) y beta los griegos dieron el nombre de Que disfrutéis del merecido des- (3,7), gamma es una estrella de tortuga al instrumento musical canso estival y como no de las tipo espectral K, observada con que, de acuerdo con la leyenda, se noches estrelladas, hasta el próxi- unos prismáticos se ve claramente había descubierto al ponerle cuer- mo número de Galileo. su color anaranjado. Al sur de das a una concha de tortuga. La Altair esta, eta Aquilae, cefeida, se estrella y la constelación pasaron a la identificó como tal al poco de ser consideradas no como una descubrirse delta Cephei, estrella tortuga sino como una lira, y con que da nombre a este tipo de va- el transcurso del tiempo fue llama- riables, si su descubrimiento se da de acuerdo con esto.

14 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 CCD COOKBOOK Carmelo Fdez. Amezaga

En este artículo describiremos algunos de los principios de las cámaras CCD, y algunas modificaciones propuestas a la cámara descrita en el libro "The CCD Camera Cookbook" de Richard Berry, Veikko Kanto y John Munger, libro que facilito el acceso de muchos La señal de salida de vídeo del CCD condensadores y de alto rendimiento. nos da una componente continua que aficionados al mundo de la fotografía La cámara CCD consume en +15v hemos de eliminar extrayendo y am- CCD, hasta entonces restringido por unos 300 mA y en -15, 100 mA; con plificando solamente la señal útil en el prohibitivo precio de las cámaras este convertidor el consumo a 12 el momento preciso. Esta señal es CCD para astronomía comerciales. voltios no alcanza 1 A. Este hecho provoco que un gran nu- convertida a 12 bits que dará el tono mero de aficionados de todo el mundo gris adecuado a dicho pixel denomi- El circuito (fig.3) consiste en un osci- montaran la cámara descrita en el nado "fotosito". lador de potencia y un multiplicador de tensión a base de diodos de alta libro, y para aquellos que ya lo hayan Este sistema de control de la CCD es velocidad y condensadores. Se ca- hecho o lo estén pensando, aquí van muy lento pues depende de la veloci- lientan ligeramente los reguladores de algunas de las mejoras que hemos dad del puerto paralelo del PC, no 15v y puede ser alimentado entre 9 y realizado los miembros de la AAV que obstante tiene la ventaja de poder 14 voltios. la montamos. controlar completamente el chip cam- DIAGRAMA DE BLOQUES DE biando solamente el programa del En el montaje (figs 4 y 5 en pag.17) UNA CAMARA CCD ordenador. hay que prestar atención a la posición de los diodos, con la raya señalada CONVERTIDOR 12v --> +-15V como una k en el circuito impreso, y Si alguno se decide a construir la con la polaridad de los condensadores cámara CCD cookbook se encontrará electrolíticos. Además hay que puen- con un pequeño problema; la alimen- tear las dos masas señaladas por una tación es a +-15v. M. Por tanto la masa de 12v esta co- nectada a la masa de la CCD. Si la usamos en casa podemos utilizar una fuente de alimentación simétrica, Para aumentar la potencia podemos pero, ¿qué pasa si la utilizamos en el reducir la resistencia de 1k hasta un monte?. Si usamos dos baterías de 12 mínimo de 100 ohmios. voltios puede haber ruidos en la ali- La editorial de "The CCD Camera mentación, puesto que los reguladores Cookbook" es: Willman - Bell Inc, La electrónica de control de una cá- de 12v de la Cookbook no tienen Richmond, Virginia 23235, P.O. Box, mara CCD Cookbook consiste en un margen de funcionamiento. interfaz al puerto paralelo (de impre- 35025, Tlf +1 804 329 7016, Fax +1 sora o centronics), un convertidor Los convertidores tradicionales po- 804 272 5920. analógico-digital de 12 bits, un ampli- seen complicadas bobinas con núcleos ficador analógico con adaptador de difíciles de encontrar, así que se me nivel del chip CCD y unos drivers ocurrió construir uno solamente con para activarlo (Fig.1). -El interfaz conecta el puerto paralelo +12v con el resto de la electrónica, así que tiene dos funciones: por un lado con- trola el chip CCD mediante bits (salidas) y por otro recibe los datos de la imagen (entradas) en 4 bits. La forma de introducir los 12 bits del conversor A/D al PC, es tal como se muestra en la figura, mediante un conmutador o multiplexor que los muestrea de 4 en 4. Un bit de salida del PC se usa para controlar estos multiplexores y otro para dar la orden de conversión al A/D, los restantes atacan a los drivers DS0026 que excitan al CCD.

15 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 La diferencia entre estos dos tipos bastante tiempo. OBSERVANDO EL SOL de manchas pueden ser debidas, 1º Un término que nos acaba de apa- Emilio Martinez a que las observamos en el mo- recer es el de “ grupo “ .Las man- mento de su aparición (también se chas suelen aparecer bien en forma muestran así al termino Las doce horas de un día cualquie- de un solo foco o en grupo, cons- ra, nos disponemos a observar el de su existencia) ó 2º a que la re- tituido este por poros, manchas ó Sol, tras quitar la protección del solución de nuestro telescopio no de ambos tipos (la forma es múlti- telescopio y proceder a apuntarlo nos permite ver la separación ple y variada) sombra-penumbra. con todos los requisitos indicados Las manchas aparecen en cual- en artículos anteriores, lo primero A veces estos” focos de actividad” quier lugar del Sol (por lo que que se nos presenta es el astro de se nos muestran como poros, en un todos los días es un nuevo día de nuestro interés que a veces nos primer momento, desarrollándose observación) las ya existentes muestra una serie de puntos en día a día hasta convertirse en tienen un recorrido E→W lo cual tonos grises (parecen negros) po- manchas. nos sirve para localizar estos ros cuando nos fijamos más, po- puntos en el Sol, (los que varían demos observar que algunos pre- A veces su aparición por el limbo se produce como manchas; con son el N y el S dependiendo del sentan zonas de diferente brillo en sistema de observación que este- su interior, a estas segundas las una forma estrecha y alargada , consecuencia de la curvatura del mos utilizando, en nuestro sistema denominaremos manchas .Los de espejos no aluminizados el S se poros también son manchas pero Sol (no olvidemos que es una esfera gaseosa) y el efecto de perspec- sitúa en la parte superior de la cuando son muy pequeños y no imagen ) este dato nos será de presentan la clásica separación tiva desde nuestra posición de observador. utilidad a la hora de confeccionar entre sombra - penumbra (clásica los partes diarios ). composición de las manchas) les Esta aparición ya con forma de daremos este nombre. mancha, es evidente consecuencia La elección de las doce horas del de su aparición en la parte no visi- mediodía como comienzo de este La observación consiste precisa- artículo no ha sido caprichosa mente en la contabilidad de estos ble del Sol* (en los días anteriores a su observación por nosotros), como veremos al confeccionar el dos tipos de manchas y represen- parte de observación diaria. tarlos en los partes diarios (que también a veces a ser los restos de tendremos de ellos en número algún grupo que o bien apareció *Los grupos tienen una evolución suficiente para todos los días del por el limbo oeste W( pasando por propia siendo objeto de clasifica- mes). la parte de detrás del Sol, o bien su ción mensual. desarrollo ha sido a lo largo de

80 70 60 50 40 30 20 10 0 1 4 7 1 4 7 3 6 9 10 13 16 19 22 25 29 10 13 16 19 22 25 28 12 15 18 21 24 27 30

ENERO FEBRERO MARZO

120 Max.Bizk 100 Med. Bizk 80 Min. Bizk 60 40 20 0 EEFFM

16 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 En Enero, pese a estar en la fase ascendente del ciclo, En Febrero, no pudimos contabilizar un solo día de la actividad mostro varios días una actividad de W=0, valor 0, no obstante el Sol tuvo una actividad bastante para recuperarse a partir de la segunda mitad del mes. regular, a lo largo del mes, aunque un poco baja.

Marzo nos mostro a lo largo del mes grupos con bastante actividad, sobre todo en la segunda mitad, alcanzando una media mensual apreciable.

Diseños del circuito impreso del conversor de 12v. a +15 y -15v. de la pagina 15

figs 4 y 5 17 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 INFORMES DE OBSERVACION DE LA AAV. Jesús Escobar

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 11 Fecha 4-abril-1998 Hora Reunion 19:00 UTC Lugar Parque Etxebarria - Bilbao Hora Inicio 20:00 UTC Nº Asistentes Sin determinar Hora Final 21:00 UTC ASISTENTES Rafa Salcedo * Juan Somavilla * Carmelo Fernandez * Jose Mª Bilbao * Emilio Martinez * Un numero sin determinar de asis- Eduardo Rodriguez * Santiago Barciela tentes que responden a la convocatoria. Cobertura 0 a 90% Turbulencia Ligera Transparencia 5 mag. Objetos y Fenomenos Observados Video Visual Se trata de realizar una observación divulgativa pública. Los astros elegidos son la Luna y algunos planetas Medios de Observacion Resumen Catadióptrico Celestron 8 (AAV). Ante el mal tiempo reinante se tuvo que suspender la obser- Cámara vídeo (de vigilancia adaptada). vación tras una hora de permanencia de los asistentes en el Monitor de vídeo. lugar de convocatoria. Se publicó la siguiente nota en la Prismáticos. prensa: “AGRUPACION ASTRONOMICA 20.00 a 24.00 h. Parque de Etxebarria (Bilbao). La Agrupación Astronómica Vizcaína ha organizado una observación pú- blica de la luna y otros objetos celestes, en el parque de Etxebarria. Se pondrán a disposición de los interesados telescopios y habrá monitores de vídeo. La observación se celebrará si el tiempo lo permite.”

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 12 Fecha 2-Mayo-1998 Hora Reunion - Lugar Parque Etxebarria Hora Inicio 20:00 UT Asistentes Hora Final 21:00 UT ASISTENTES

Cobertura 100% Turbulencia - Transparencia - Objetos y Fenomenos Observados Video Visual Se trata de realizar una observación divulgativa pública. Los astros elegidos son la Luna y algunos planetas Medios de Observacion Resumen Catadióptrico Celestron 8 (AAV). Ante el mal tiempo reinante se tuvo que anular la observa- Prismáticos. ción. Se publicó la siguiente nota en la prensa: “AGRU- Cámara vídeo (de vigilancia adaptada). PACION ASTRONOMICA 20.00 a 24.00 h. Parque de Monitor de vídeo Etxebarria (Bilbao). La Agrupación Astronómica Vizcaína ha organizado una observación pública de la luna y otros objetos celestes, en el parque de Etxebarria. Se pondrán a disposición de losinteresados telescopios y habrá monitores de vídeo. Esta actividad se celebrará siempre que el tiempo lo permita.”

18 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 13 Fecha 9-Mayo-1998 Hora Reunion 20:30 UTC Lugar La Arboleda Hora Inicio 21:00 UTC Asistentes 8 Hora Final 00:30 UTC ASISTENTES Emilio Martinez * Javier Amigo Marcial Vecilla * Mikel Berrocal * Jesus Escobar * Angel Trigueros Nestor Amigo * Carmelo Fernandez * Cobertura 10% a 100% Turbulencia Media Transparencia 5 mag. Objetos y Fenomenos Observados Video Visual Observacion de la Luna, asi como de varios objetos estelares Observacion de la Luna y varias estrellas con el fin de determinar la magnitud que se registraba con el equipo Medios de Observacion Resumen Cámara fotográfica. No se pudo realizar el mosaico fotográfico del terminador Cámara vídeo (de vigilancia adaptada). lunar debido a la variable nubosidad durante la observación. Registrador de vídeo (magnetoscopio). Por la misma razón no se grabaron las imágenes que se reco- Monitor de vídeo. gían de la superficie lunar y las de varias estrellas mediante el Refractor 50 mm. sistema de vídeo. Catadióptrico 114mm Catadióptrico Meade 200 mm. Se realizó una sesión de observación visual mediante la cual Catadióptrico Meade LX200 se apreció cómo afecta a la imagen de una estrella el hecho Catadióptrico Meade 90 mm. de que la óptica de un telescopio no esté perfectamente alineada, discutiendo los modos de corregirlo en la práctica. Se acordó realizar una práctica de colimación en una próxima observación. En un coloquio posterior a la observación se apuntó la nece- sidad de establecer un observatorio y se discutieron sus ca- racterísticas y posible ubicación.

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 14 Fecha 23-Mayo-1998 Hora Reunion 17:00 UTC Lugar Alto de Orduña Hora Inicio 19:00 UTC Nº Asistentes 6 Hora Final 23:00 UTC ASISTENTES Emilio Martinez * Mikel Berrocal * Marcial Vecilla * Eduardo Rodriguez * Jesus Escobar * Ernesto Trigueros Cobertura 100% Turbulencia Transparencia Objetos y Fenomenos Observados Video Visual Debido a la nubosidad se tuvo que suspender la observación tras permanecer en el lugar aproximadamente dos horas observando la nula evolución de las nubes que cubrían el cielo. Medios de Observacion Resumen

AAV~BAE. INFORME DE OBSERVACION Nº 15 Fecha 20-6-98 Hora Reunion 19:30 Lugar Orduña Hora Inicio 21:30 Asistentes 6 Hora Final 02:00 ASISTENTES Ander Aizpuru * Carmelo Fernandez * Nestor Amigo * Eduardo Fernandez * Javier Amigo Mikel Berrocal * Cobertura 30% Turbulencia Alta Transparencia Objetos y Fenomenos Observados Video Visual No se realiza Objetos Messier: M4,5,57,27,71,13,80 Medios de Observacion Resumen SC 8" Agrupacion Nubosidad Variable con buena visibilidad del Cenit. Viento SC 8" Carmelo fuerte que dificultaba la vision. Gran numero de cumulos obser- Maksutov 90mm Meade ETX vados. Prismaticos 11x80

19 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 EFEMERIDES PLANETARIAS Obtenidas mediante el programa desarrollado por J.F. Rojas

Para Bilbao: (+43°15'00"N, +2°55'00"W) Mercurio fecha DJ AR Dec r (P-T) orto paso ocaso D_Ec 1/07 2450996.50 8h16m55.6s +21°20'48.9" 1.088852 6h16m 13h48m 21h19m 6.17" 16/07 2451011.50 9h32m22.7s +13°55'00.6" 0.851592 7h07m 14h06m 21h03m 7.89" 31/07 2451026.50 9h56m14.8s +8°29'49.9" 0.655783 6h57m 13h32m 20h07m 10.25" 15/08 2451041.50 9h21m45.5s +10°49'15.0" 0.623080 5h18m 12h00m 18h42m 10.78" 30/08 2451056.50 9h26m12.6s +14°44'24.9" 0.911562 4h01m 11h02m 18h03m 7.37" 14/09 2451071.50 10h57m55.9s +8°34'04.2" 1.275889 4h54m 11h33m 18h10m 5.27" Venus 1/07 2450996.50 4h29m39.6s +20°20'29.2" 1.370741 2h37m 10h01m 17h27m 12.17" 16/07 2451011.50 5h46m15.5s +22°32'58.0" 1.453068 2h43m 10h19m 17h55m 11.48" 31/07 2451026.50 7h04m44.6s +22°25'54.5" 1.524975 3h02m 10h38m 18h14m 10.94" 15/08 2451041.50 8h22m24.7s +19°54'31.8" 1.585786 3h32m 10h57m 18h21m 10.52" 30/08 2451056.50 9h37m14.3s +15°15'26.2" 1.634867 4h08m 11h13m 18h16m 10.20" 14/09 2451071.50 10h48m42.1s +9°00'25.5" 1.672175 4h46m 11h25m 18h03m 9.97" Marte 1/07 2450996.50 5h47m00.3s +23°57'13.4" 2.515879 3h38m 11h20m 19h02m 3.72" 16/07 2451011.50 6h31m17.5s +23°55'49.7" 2.503104 3h23m 11h05m 18h47m 3.74" 31/07 2451026.50 7h14m35.9s +23°09'16.7" 2.478605 3h11m 10h49m 18h28m 3.78" 15/08 2451041.50 7h56m31.1s +21°42'00.9" 2.441646 3h00m 10h32m 18h03m 3.83" 30/08 2451056.50 8h36m49.8s +19°39'44.1" 2.391417 2h51m 10h13m 17h35m 3.91" 14/09 2451071.50 9h15m25.6s +17°08'51.2" 2.327609 2h42m 9h53m 17h04m 4.02" Jupiter 1/07 2450996.50 23h53m22.2s -2°06'07.3" 4.663753 23h31m 5h29m 11h23m 42.21" 16/07 2451011.50 23h55m00.7s -2°00'24.2" 4.445018 22h33m 4h31m 10h26m 44.29" 31/07 2451026.50 23h53m58.3s -2°12'00.5" 4.252021 21h34m 3h31m 9h25m 46.30" 15/08 2451041.50 23h50m20.8s -2°39'51.1" 4.099202 20h33m 2h29m 8h21m 48.03" 30/08 2451056.50 23h44m34.5s -3°20'29.8" 3.999559 19h31m 1h24m 7h14m 49.23" 14/09 2451071.50 23h37m31.1s -4°07'47.7" 3.962950 18h28m 0h18m 6h05m 49.68" Saturno 1/07 2450996.50 2h02m28.6s +9°53'59.6" 9.649969 0h58m 7h38m 14h17m 17.15" 16/07 2451011.50 2h06m03.5s +10°09'26.0" 9.411041 0h01m 6h42m 13h23m 17.58" 31/07 2451026.50 2h08m19.4s +10°17'22.8" 9.163307 23h00m 5h45m 12h27m 18.06" 15/08 2451041.50 2h09m08.4s +10°17'30.3" 8.921204 22h02m 4h47m 11h29m 18.55" 30/08 2451056.50 2h08m27.3s +10°09'52.8" 8.699710 21h03m 3h48m 10h29m 19.02" 14/09 2451071.50 2h06m20.4s +9°55'10.7" 8.514329 20h03m 2h46m 9h26m 19.43" Urano 1/07 2450996.50 20h58m29.7s -17°50'52.9" 18.996279 21h38m 2h34m 7h26m 3.69" 16/07 2451011.50 20h56m23.4s -17°59'53.7" 18.894123 20h38m 1h33m 6h25m 3.71" 31/07 2451026.50 20h54m01.6s -18°09'43.3" 18.854808 19h37m 0h32m 5h23m 3.71" 15/08 2451041.50 20h51m37.4s -18°19'26.5" 18.881554 18h37m 23h27m 4h21m 3.71" 30/08 2451056.50 20h49m23.9s -18°28'10.8" 18.973058 17h36m 22h25m 3h19m 3.69" 14/09 2451071.50 20h47m33.9s -18°35'09.3" 19.123287 16h36m 21h25m 2h17m 3.66" Neptuno 1/07 2450996.50 20h13m59.5s -19°30'48.9" 29.190509 21h01m 1h50m 6h35m 2.30" 16/07 2451011.50 20h12m22.9s -19°36'02.1" 29.129235 20h01m 0h49m 5h34m 2.30" 31/07 2451026.50 20h10m42.2s -19°41'27.3" 29.132976 19h01m 23h45m 4h33m 2.30" 15/08 2451041.50 20h09m06.1s -19°46'37.6" 29.201671 18h01m 22h44m 3h32m 2.29" 30/08 2451056.50 20h07m42.6s -19°51'08.6" 29.331065 17h01m 21h44m 2h31m 2.28" 14/09 2451071.50 20h06m39.1s -19°54'38.7" 29.512565 16h01m 20h44m 1h31m 2.27"

20 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 OCULTACIONES DE ESTRELLAS POR LA LUNA Para los meses de Junio, Julio, Agosto y Septiembre

Date Day Time P L SAO Mag RA Dec Al Az K d m y h m s h m s ° ' ° ° % ======07-06-1998 Sun 06:39:13 D D 139086 5.9 12h59m34.89s -03°48'10.66 40 206 76%+ 22-06-1998 Mon 02:28:07 R D 163889 7.0 20h48m08.08s -16°31'29.37 29 163 84%- 30-06-1998 Tue 01:28:14 R D 109793 5.3 01h17m42.34s +03°36'16.05 1 85 32%- 03-07-1998 Fri 23:42:26 D D 139358 7.0 13h28m57.98s -05°56'46.67 35 213 60%+ 04-07-1998 Sat 01:48:59 D D 139390 4.8 13h31m53.11s -06°14'47.90 19 242 61%+ 09-07-1998 Thu 00:31:18 D D 159598 6.8 15h57m00.75s -16°01'41.94 15 229 86%+ 10-07-1998 Fri 04:53:11 D D 160046 5.0 16h41m29.98s -17°44'13.98 23 148 92%+ 10-07-1998 Fri 05:08:46 D D 160044 6.6 16h41m14.26s -18°03'16.11 24 152 92%+ 17-07-1998 Fri 00:47:13 R D 163616 6.8 20h28m54.74s -17°26'13.00 29 170 98%- 18-07-1998 Sat 22:03:58 R D 164444 6.8 21h30m36.18s -14°17'42.92 28 208 93%- 21-07-1998 Tue 22:14:51 R D 146614 6.7 23h16m54.83s -07°10'03.53 27 132 78%- 23-07-1998 Thu 05:26:17 R D 128595 6.3 00h07m39.66s -02°33'23.35 5 98 68%- 25-07-1998 Sat 01:09:57 R D 109653 7.0 01h04m38.90s +02°18'18.93 18 104 57%- 25-07-1998 Sat 03:54:59 R D 109715 6.2 01h10m28.81s +02°26'13.26 42 141 55%- 26-07-1998 Sun 22:28:52 R D 110332 6.9 02h05m43.35s +07°01'11.78 44 132 44%- 28-07-1998 Tue 06:32:36 D B 93232 6.2 03h00m38.51s +10°51'44.29 30 104 33%- 28-07-1998 Tue 06:41:44 R D 93232 6.2 03h00m38.51s +10°51'44.29 31 106 33%- 03-08-1998 Mon 23:31:10 D D 159888 6.7 16h22m48.94s -17°00'48.60 29 191 72%+ 07-08-1998 Fri 03:54:54 D D 161153 6.3 18h11m10.37s -19°50'23.66 27 187 88%+ 08-08-1998 Sat 23:58:43 C D 162260 6.3 19h09m43.93s -19°48'11.76 23 205 95%+ 11-08-1998 Tue 22:54:43 D D 164013 6.0 20h57m36.77s -16°02'03.51 8 121 100%+ 13-08-1998 Thu 19:28:11 R D 164779 7.0 21h58m20.60s -12°40'08.49 24 139 99%- 15-08-1998 Sat 19:49:58 R D 146505 6.9 23h05m48.86s -07°56'32.48 26 227 94%- 15-08-1998 Sat 19:51:15 R D 146498 5.6 23h05m06.11s -07°41'58.02 26 228 94%- 17-08-1998 Mon 03:20:08 R D 147008 5.1 23h58m36.64s -03°33'44.94 43 189 88%- 21-08-1998 Fri 23:03:36 D B 110723 4.4 02h44m51.89s +10°06'25.69 35 111 58%- 22-08-1998 Sat 00:08:22 R D 110723 4.4 02h44m51.90s +10°06'25.70 45 127 58%- 25-08-1998 Tue 00:09:50 R D 93993 6.0 04h31m46.26s +15°50'48.09 1 69 36%- 25-08-1998 Tue 01:57:43 R D 94033 6.7 04h36m35.20s +15°51'52.28 19 86 36%- 25-08-1998 Tue 02:45:53 R D 94043 5.8 04h38m03.90s +16°01'43.05 28 94 35%- 03-09-1998 Thu 23:10:03 D D 162809 6.1 19h36m21.77s -18°51'12.84 27 166 84%+ 05-09-1998 Sat 19:20:41 D D 163746 7.0 20h37m44.94s -17°07'29.19 29 186 91%+ 07-09-1998 Mon 02:20:20 C D 164444 6.8 21h30m36.67s -14°17'41.15 23 142 96%+ 08-09-1998 Tue 21:00:00 D D 165134 4.9 22h30m35.34s -10°40'57.68 25 135 100%+ 09-09-1998 Wed 03:28:12 C D 146230 6.7 22h40m04.54s -09°21'50.88 18 238 100%+ 17-09-1998 Thu 02:14:15 R D 93416 6.2 03h24m06.00s +12°37'26.13 50 130 72%- 17-09-1998 Thu 03:50:19 R D 93439 6.2 03h27m14.49s +12°43'47.55 59 166 71%- 17-09-1998 Thu 05:12:42 D B 93469 4.3 03h30m48.16s +12°55'52.29 58 203 71%- 18-09-1998 Fri 21:28:51 D B 93932 4.7 04h26m16.12s +15°36'50.36 54 133 60%- 18-09-1998 Fri 21:51:50 R D 93932 4.7 04h26m16.12s +15°36'50.36 57 141 60%- 18-09-1998 Fri 22:05:26 R D 93925 6.4 04h25m32.69s +15°56'12.10 59 147 60%- 18-09-1998 Fri 22:30:16 D B 93955 4.0 04h28m29.81s +15°57'27.86 61 157 60%- 18-09-1998 Fri 22:36:32 D B 93957 3.3 04h28m35.05s +15°51'59.69 61 160 60%- 18-09-1998 Fri 23:40:38 R D 93957 3.3 04h28m35.05s +15°51'59.69 62 193 60%- 18-09-1998 Fri 23:47:41 R D 93955 4.0 04h28m29.81s +15°57'27.86 62 196 60%- 19-09-1998 Sat 02:56:56 D B 94027 0.8 04h35m50.51s +16°30'18.55 38 257 59%- 19-09-1998 Sat 03:46:41 R D 94027 0.8 04h35m50.51s +16°30'18.55 29 266 58%- 21-09-1998 Mon 22:06:42 R D 95456 6.8 06h15m35.96s +18°17'47.10 14 78 39%- 25-09-1998 Fri 03:22:57 D B 97653 6.1 08h12m53.91s +16°31'04.39 18 84 19%- 25-09-1998 Fri 03:39:14 R D 97653 6.1 08h12m53.91s +16°31'04.39 21 87 19%- LEYENDA Date : Fecha del fenómeno Day : Día de la Semana T.U. : Hora en TU del fenómeno P : Tipo de fenómeno; R: Reaparición, D: Desaparición, G: Grazing rasante, M: rasante distante al lugar de observación L : Limbo donde se produce el fenonemo (D:oscuro B:Iluminado) SAO : Número de la estrella en el catálogo SAO Mag : Magnitud de la estrella RA,Dec: Coordenadas ecuatoriales de la estrella Alt, Az : Coordenadas acimutales de la estrella K : Porcentaje iluminado de la luna

21 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 EL CIELO ESTE TRIMESTRE Cartas obtenidas mediante el programa SkyMap con permiso de los autores

1 JULIO 1998 00:00:00 TU

22 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 1 AGOSTO 1998 00:00:00 TU

23 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998 1 SEPTIEMBRE 1998 00:00:00 TU

24 GALILEO A.A.V.-B.A.E. JULIO-AGO-SEP 1998