Figura 1

Utilizando el Planisferio Celeste del que hemos hablado en anteriores capítulos, podemos buscar el astro con estos dos datos: primero, posicionando el mes el día y la hora en que se observa. Segundo, buscando en los paralelos al ecuador celeste la A.R (horas, minutos, etc.) y en los meridianos la D (grados, minutos, etc.). (Ver figura 2).

Las características físicas del objeto a observar, son aquellas que nos hablan de su magnitud, tipo de astro, su tamaño aparente en el firmamento y otros datos específicos. Estos datos vienen publicados en las Efemérides de infinidad de Observatorios profesionales que se publican anualmente, también aparecen en revistas especializadas de Astronomía y en las publicaciones de las Asociaciones astronómicas. En muchas de las WWW de Astronomía y Astrofísica instaladas en la Red, suministran información sobre cualquier objeto celeste, entre ellas, nuestra página lo confirma.
El paso por el meridiano local. Allí donde se sitúe el observador, existe, aunque no esté dibujado en ningún mapa celeste, un meridiano, que partiendo del Polo Norte o del Polo Sur, pasa, por encima de nuestras cabezas y corta el horizonte. A esta línea imaginaria se le llama meridiano local del observador.

Los astros salen por el Este y según avanzan, ascienden, alcanzando su máxima altura al cortar ésta línea imaginaria y comienzan a descender, hasta ocultarse por el Oeste. De modo que, en su máxima altura sobre el horizonte es cuando las condiciones de observación son las mejores, por dos aspectos fundamentales: uno por comodidad en la visualización y dos porque hay más posibilidades de estabilidad térmica de las capas atmosféricas, que posibilitarán observar los objetos con bajas turbulencias y por tanto, mejor estabilidad en las imágenes.

Es conveniente comenzar las observaciones antes de que culminen su paso los objetos por el meridiano local, para así aprovechar las mejores horas de la noche y evitar perseguir al objeto cuando comienza a descender hacia su puesta.

El cuaderno de campo. Esta herramienta es imprescindible, además de todos los informes que hacen referencia de los objetos a observar. No se

tiene mucha costumbre en la mayoría de aficionados de anotar en un cuaderno de campo todo lo que se ve y las incidencias de una jornada de observación, aunque cada vez se tiene más en cuenta.

Si observamos detalles planetarios, características lunares, distribución de las estrellas comprendidas en los cúmulos estelares, dibujo de las manchas solares y anotación del nº de Wolf, etc., nos exige la estricta anotación y dibujo de los datos observados. De hecho, las Asociaciones astronómicas, disponen de Reportes (hojas gráficas específicas para la anotación del estudio planetario, heliofísico y de Cielo profundo), en las cuales el observador data y verifica los resultados de las observaciones realizadas. De esta forma el aficionado dispone de una base de datos que le permite el seguimiento y estadística evolutiva particular.

La instrumentación. La totalidad de los aficionados tenemos muy claro que objetos estelares y planetarios, no deben observarse y registrar con un solo y único instrumento. El tamaño aparente y la magnitud del objeto, determinan el instrumento óptico adecuado para su observación.
El aparato óptico que mayor campo abarca en el firmamento es, el prismático, y en el registro observacional es la cámara fotográfica con sus distintos objetivos fotográficos.

Los prismáticos de 7 x 50, 10 x 50 y 11 x 80, son idóneos para obtener detalles lunares, sobre todo en cuartos (creciente y menguante), así como los cometas brillantes y cúmulos estelares abiertos del tipo de las Pleyades, Hiades y cúmulos de la Vía Láctea.
El método de anotación y dibujo afianza al aficionado en:

Se debe utilizar siempre una luz roja a la hora de anotar y leer información durante el transcurso de la observación para evitar que nuestros ojos pierdan sensibilidad y perder tiempo hasta nueva adaptación visual si se utiliza luz blanca.

El registro fotográfico sin seguimiento. Mucho se ha escrito sobre este tema. Trataré de no repetirlo pero si tocar pequeñas nociones para abrir el camino a los iniciados.

Lo mismo que los prismáticos, la cámara fotográfica debe estar bien apoyada y sujeta al trípode. La mínima variación de altura, deslizamiento lateral y pequeñas vibraciones, echará por tierra las tomas realizadas.

Las cámaras fotográficas llamadas reflex, son las más adecuadas para el registro fotográfico en la Astronomía, puesto que el campo observado se realiza a través del propio objetivo que en definitiva es lo que la cámara va a registrar. También permiten utilizar un cable disparador, evitando con ello vibraciones transmitidas al accionar el botón de disparo. Las del tipo manual y semiautomáticas disponen de una gama de tiempos de exposición, selector de las distintas sensibilidades de películas y control variado de diafragma permitiendo al operador seleccionar las tomas y un mecanismo importante, como es la posición de disparo llamada B, que permite realizar exposiciones de tiempo, tanto como se desee.

Estas cámaras están dotadas en su base de un agujero roscado ( ¼" Whitworth) universal, que coincide su rosca con el tornillo incorporado en el cabezal del trípode. Debemos asegurar la fijación perfecta del acoplamiento trípode-cámara.

Las películas fotográficas de uso corriente para este tipo de registros son las de media y alta sensibilidad,(400 a 3200 Iso), tanto si se utilizan en blanco y negro como para papel color o diapositivas. Los objetivos más usados van desde el de 50 mm(el que se adquiere al comprar la cámara), hasta el 200 mm de focal.

Teniendo en cuenta que realizamos fotografía sin contrarrestar la rotación de la Tierra (sin seguimiento motorizado y tampoco manual), existe un límite de tiempo de exposición, que varía en función del objetivo utilizado y de la altura sobre el horizonte en que se encuentra la región o el objeto a fotografiar.

Con un objetivo de 50 mm. y para registrar desde el Zenit (el punto encima de nuestra cabeza), hasta la región del Polo Norte Celeste (estrella Polar), el tiempo de exposición esta comprendido entre los 27 y 20 segundos. Si queremos registrar la zona comprendida desde el Zenit hasta el horizonte, el tiempo de exposición es menor de 20 segundos. Utilizando un objetivo de 200 mm., obliga a reducir el tiempo de exposición entre 6 y 4 segundos.

Hay muchos aficionados que usan la apertura total de los objetivos, es decir el diafragma de la cámara totalmente abierto. Este sistema permite recoger más luz de las estrellas, pero también, entra en registro los defectos residuales de las ópticas de los objetivos más corrientes. En los extremos del campo que recogen los objetivos, no son planos y el cromatismo aparece con más intensidad. Las estrellas dejan rastros, no siendo puntuales, se producen reflejos internos en los objetivos y los colores no son reales.

A mi entender no se debe fotografiar el Cielo con apertura total, sino cerrar varios pasos el diafragma de la cámara, para evitar los errores antes mencionados. Mayores tiempos de exposición que los arriba indicados suponen la aparición en el registro fotográfico de trazas estelares, las estrellas no se registran como puntos sino como rayitas contínuas.

La fotografía astronómica es una sesión de observación y como tal hay que anotarla. Se registra el día y la hora en T.U (tiempo universal). Se debe anotar el lugar desde donde se realiza y sus coordenadas geográficas (latitud y longitud). Hay que registrar en el parte de observación fotográfico el objetivo utilizado, tiempo de exposición, diafragma utilizado, marca y tipo de película (Iso) utilizada. Conviene anotar la altitud del lugar de observación y las incidencias atmosféricas.

Todos estos datos ayudan a seleccionar las mejores imágenes y son básicos para determinar la posición de los objetos registrados. Lo mismo ocurre con el tipo de película utilizada, puesto que, conoceremos la respuesta que da en las condiciones en que se han realizado las tomas. Se han perdido grandes trabajos de fotografía, por no disponer de los datos específicos, por no haber sido registrados.

Se puede profundizar en estas técnicas de registro fotográfico, hasta tal punto que, daría pie, a componer un libro. En las librerías especializadas, hay muchos textos sobre el tratado de la Astrofotografía, repetir lo que en ellos se dice sobrepasaría el respeto de los autores. Además entiendo que, el aficionado se hace con la experiencia y rodaje. De enorme utilidad es la consulta en las Asociaciones de Astronomía a los socios más experimentados en este campo. Mi deseo con esta 3ª entrega es que sirva de base, despierte vuestra pericia y habilidad y os evite cometer los mínimos errores al comienzo del placer que supone registrar aquello que estamos observando.

Como veis, los prismáticos, el aparato óptico quizás más barato y al alcance de los aficionados, tiene su campo de aplicación, y seguirá siendo la herramienta de "pecho", como yo la llamo, para disfrutar con las maravillas del Firmamento. La cámara fotográfica es el "apoyo y guarda" de nuestros ojos. Anotar lo que se fotografía, donde, como y cuando, plasmará ese viaje por las estrellas, sin salir del planeta madre, la Tierra.

Abundante lectura, consejos y lecciones teórico prácticas sobre los distintos modelos y monturas de los TELESCOPIOS para aficionados, recorren las redes de Internet.

Todas las Asociaciones de astrónomos amateurs del Planeta, han publicado hasta la saciedad, el desarrollo de los telescopios, las distintas monturas que les acompañan, los distintos métodos para sus puestas en estación (posicionamiento del telescopio al Polo celeste), y como sacarles el mejor aprovechamiento.

Desde las Asociaciones Astronómicas se han realizado estudios de la totalidad de los telescopios que han aparecido en el mercado especializado, investigación de los instrumentos que han dado los mejores resultados con la práctica observacional.

 

En revistas especializadas aparecen casi todos los meses, artículos en los que se desmenuza técnicamente los distintos instrumentos que salen al mercado y su comportamiento práctico ( SKY & Telescope , Astronomy , Internet y en revistas periódicas de las Asociaciones).

En esta cuarta entrega, voy a salirme de lo que realmente por naturaleza se entiende la Iniciación a la Astronomía y vamos a dar un repaso a los mínimos elementos técnicos que deben acompañar al TELESCOPIO para que la trilogía PRECIO - CALIDAD - RESULTADOS , sean una realidad en manos de los aficionados que se inician en la comprensión y práctica de la Astronomía. Deseo dejar claros los conceptos de los mecanismos que acompañan la óptica y montura del telescopio en su buen funcionamiento, básicamente, en los modelos más utilizados por los aficionados.

Hay que entender que los espejos aluminizados y lentes de los que se dotan los distintos modelos, si son de buena calidad por su fabricación y calibrado, su valor en el mercado es elevado. No se puede pretender adquirir una óptica excelente a un precio módico. Lo mismo ocurre con las monturas que soportan el telescopio, el mecanismo de la " cruz de ejes ", así como los motores de seguimiento y la estabilidad del conjunto, a mayor calidad y acabado el precio del instrumento se dispara. No tiene sentido, instalar un tubo óptico de media-alta calidad en una montura inestable con una mecánica simple, por muy ecuatorial que sea.

Muchos fabricantes intentan abaratar un instrumento, para que este al alcance de todos los bolsillos. El resultado de ésta práctica, es el siguiente: infinidad de aficionados en su inicio de la práctica astronómica, tienen en sus manos, telescopios muy limitados en capacidad, para realizar observaciones de calidad media. Dichos " aparatos " están plagados de holguras mecánicas, defectos de montaje, monturas inestables, lentes, espejos y accesorios de baja calidad.

Ante la compra realizada, los aficionados, con todo su ardor digno de mención, comienzan a rectificar los fallos que se producen en el movimiento de ambos ejes, intentando mejorar si cabe la estabilidad de la montura, posicionamiento de los motores y mejora del control de regulación. En la mayoría de los casos, encuentran, que el conjunto de la estructura, no da para "milagros". Llega la decepción y a continuación abandonan esta afición tan maravillosa. ¡Es hora de romper esta dinámica!

Desde estas líneas recomendamos que, si no se dispone del capital necesario para la compra de un telescopio como mínimo de media calidad, se desista de adquirir instrumental de baja calidad. Es más práctico disponer de un buen trípode y unos prismáticos excelentes que se pueden adquirir por unas 70.000 ptas., que comprar un telescopio ecuatorial por la misma cantidad. Es obvio que un telescopio ecuatorial a ese precio es de gama baja y todos los que conozco de esas características dan muchos problemas, salvo rara excepción. El equipo alternativo de trípode y binoculares da mejores resultados y satisfacciones que el telescopio de baja calidad. Consultar en las Asociaciones de aficionados se hace imprescindible, porque estas os asesorarán en la compra de los instrumentos, con cariño y afición, con una elevada profesionalidad que les ha dado la experiencia y sin ánimo de lucro.

Todos los telescopios de aficionados constan de dos partes fundamentales: la óptica entubada y la montura que lo soporta.

La óptica de los telescopios reflectores, refractores y catadióptricos, están encerradas en unos armazones normalmente fabricados con material aislante o metalizados especiales, de alta resistencia mecánica y de baja densidad proporcionando a la estructura entubada, rigidez y poco peso. Esta fabricación eleva los precios del producto acabado pero, da seguridad y calidad.

Las lentes en los refractores, los espejos en los reflectores y la combinación de ambos elementos en los catadióptricos, la calidad del vidrio utilizado y el pulido de sus caras implican un trabajo muy profesionalizado. Al límite que llegan en la fabricación y calibración de los espejos y lentes repercute en su precio. Pulir las cuatro caras del doblete acromático de un refractor y parabolizar el espejo de un reflector, su precio está directamente relacionado con el límite de calidad alcanzado.

Hablar de estos límites en este capítulo, excede las pretensiones del que hacía referencia al principio, pero si quiero dejar claro que, las lentes en los refractores con un bajísimo cromatismo residual, son de elevado precio. Los espejos de los reflectores, en su acabado final, con una longitud de onda emergente de l= 1/10, son de calidad media y coste es alto. Hay espejos parabolizados con una onda emergente de l= 1/4 que dan buenos resultados si su nº F es superior a 8= (d/f) d= diámetro del espejo o lente en mm. y f= distancia focal en mm.), estos buenos resultados también dependerán de la estabilidad de la atmósfera en lugar que se observa.

Este dato de onda emergente lo da normalmente el fabricante que los distribuidores lo hacen llegar a los compradores-usuarios. Se dan muchos casos de compra de espejos con una determinada onda emergente, que sometidos a nuevas calibraciones, están muy lejos de alcanzar los parámetros mencionados en el parte de fabricación. Así que estad atentos a la calidad del calibrado de fabricación.
El mismo tratamiento que en los límites está, lo que se entiende por onda emergente de los espejos parabolizados, no es tema de esta cuarta entrega. Los telescopios catadióptricos tales como los tipos de Cassegrain/Maksutov van provistos de unas láminas correctoras de alta precisión y anclaje acompañados generalmente de unas monturas estables y sólidas, siendo los más caros del mercado. Estos tipos de telescopios son una opción ideal, en contra partida, hay que reseñar, que no está al alcance de todos los bolsillos.

El tubo óptico en general está compuesto de la óptica (lentes o espejos) y el portaocular. En los refractores, las lentes, están soportadas en la boca del tubo sobre la base de un casquillo, normalmente metálico que le da rigidez y firmeza, y en los reflectores, el espejo primario lo soporta una pieza metálica llamada barrilete, que permite su centrado y alineación del eje óptico por medio de unos tornillos fijados en su base. Si estas piezas que soportan las ópticas son de plástico vulgar, hay que sospechar que son de baja calidad y por tanto hay que rechazarlos.

Los portaoculares en ambos sistemas deben ser metálicos, sólo estos, permiten el enfoque fino y sin holguras. Una característica típica de una óptica de baja calidad, es la inclusión por el fabricante en el tubo óptico, de un portaocular al que sólo se le puede intercalar oculares de 1" (25 mm.). Esto implica al usuario observar el cielo con oculares de focales superiores a los 20 mm., Porque, los de corta focal (mayores aumentos), la visión a través de ellos es incomodísima, debido a la pequeña "pupila de salida", inherente a su propia construcción. Los portaoculares adecuados son aquellos, en los que se puede intercalar oculares de 11/4" (31,7 mm.), con los de 2" (50,8 mm.)proporcionando, imágenes más planas y mayor campo. Prácticamente existen pocos instrumentos en el mercado con portaoculares de 25 mm., pero en algunos comercios los tienen todavía a la venta. Se deben rechazar.

El espejo secundario de los reflectores va fijado al tubo por una pieza que se llama la araña, también de fabricación metálica que posibilita el centrado y ajuste con el espejo primario del eje óptico. Debe disponer en el cuerpo en que está fijado el espejo secundario, de al menos tres tornillos de ajuste que permitan bascular el secundario en todas las direcciones. Se debe rechazar el telescopio en el que el espejo secundario no se pueda regular.

La óptica del telescopio se apoya en la montura, y en la observación astronómica la montura ecuatorial es la que posibilita el seguimiento de los astros, contrarrestando la rotación terrestre.

La montura del telescopio está directamente relacionada con el sistema óptico que debe soportar. Sus ejes, el de A.R (ascensión recta o eje horario) y el D (declinación del astro), se construyen específicamente en función del peso que deben soportar. A mayores diámetros de las lentes o espejos, mayores diámetros de los ejes, que permitan rotar con suavidad y regularidad.

De una misma marca comercial existen monturas con "nominación", que recorren toda la gama de calidades. Desde las inestables hasta las de altas prestaciones, permitiendo acoplar distintos accesorios como, CCDs, cámaras fotográficas, buscadores y adaptadores para el seguimiento y búsqueda automática de objetos estelares. Cabe decir, que el precio individual de estas monturas, supera las 80.000 ptas., en contrapartida la calidad y precisión.

A mi entender, por experiencia, realizar una inversión en la montura de precisión es la opción a seguir. Nos evitará muchísimos quebraderos de cabeza y dispondremos de más tiempo para la observación, sin preocuparnos del seguimiento, después de una correcta puesta en estación.
Las monturas ecuatoriales más comunes que se encuentran en el mercado estatal son básicamente de dos tipos: la montura alemana y la montura de horquilla.

Las monturas de horquilla son llamadas así porque recuerdan la horquilla en forma de lira, en cuyos extremos libres se sitúa el tubo óptico. Este conjunto es soportado por un sólido trípode que da elevada estabilidad a todo el equipo. Son utilizadas estas monturas con los sistemas ópticos Cassegrain/Maksutov. Estos tipos de telescopios en su conjunto, tanto la óptica como las monturas recorren la gama desde media a alta calidad y por lo tanto, su precio es elevado, pero el rendimiento que se les puede sacar también es elevado.

La montura alemana es la más asequible, sus precios en el mercado actual están por debajo de las monturas de horquilla. Por otro lado, a este tipo de montura se adaptan la gran mayoría de los telescopios reflectores (espejo parabólico) y refractores (lentes), permitiendo combinar los tipos con la misma montura. La montura alemana en vez de utilizar el trípode como soporte total del tubo óptico y el bloque de la cruz de ejes, utiliza como soporte normalmente una columna tubular, de cuya base salen tres pies dando a toda la estructura estabilidad. Se hace preciso que esta columna tubular sea metálica con un peso superior al tubo óptico y corta de altura para acercar el centro de gravedad de toda la estructura lo más posible al suelo donde descansa para la observación. A su vez, ésta columna permite ser retirada en caso de que se quiera dejar fijo el telescopio y montar el bloque de la cruz de ejes con la óptica sobre una columna prefabricada (observatorio fijo).

La montura ecuatorial que va soportada por medio de un trípode plantea a los telescopios superiores en diámetro a los 150 mm., algunos problemas de transmisión de vibraciones. Sus fabricantes, a pesar de ser extensibles les construyen altos en su mínima extensión, y una pequeña brisa o un golpecito sin intención tardan más de 10 ó 12 segundos en estabilizar la imagen, muy perjudicial en largas exposiciones fotográficas. De ahí que muchos aficionados tratan de dar estabilidad a base de montar un peso adicional en su centro de gravedad o bien enlazando las tres patas del trípode con una estructura metálica; y si uno es "manitas" es posible que de resultado, pero no todos los aficionados lo son. Sólo los trípodes de media y alta calidad por su solidez dan estabilidad al conjunto y claro, su precio también.

Lo mismo ocurre con los accesorios (oculares, barlows, buscadores, motores de seguimiento, reguladores de velocidad, adaptadores para la fotografía astronómica, etc.). Toda esta variedad de elementos utilizados en la observación astronómica, conlleva un desembolso económico elevado, obligando al usuario a seleccionar los más importantes y necesarios para un trabajo de observación medianamente serio.

Todos los telescopios de la gama media-alta son acompañados de los mínimos accesorios, siendo de buena calidad. Los de gama baja no son de fiar por regla general, son válidos para observaciones sin ningún valor astronómico y dejan mucho que desear. Como estos elementos se pueden adquirir individualmente nos da opción a escoger aquellos que necesitemos eligiendo los de calidad. El asesoramiento de los astrónomos aficionados con experiencia son los que mejor conocen las características y la calidad de los accesorios que nuestro flamante nuevo telescopio necesita, consúltales.

La compra de un telescopio de baja calidad, obliga al usuario, a realizar reformas mecánicas y a veces electrónicas, que en la mayoría de las veces, no da los resultados de mejora del equipo. En esta situación he conocido aficionados abandonar sus ilusiones en el conocimiento y diversión de la Astronomía. Otros, más fuertes de voluntad y asesorados utilizan sólo la óptica como simples buscadores de los objetos estelares, como apoyo de un equipo superior en diámetro del objetivo principal y una montura sólida. Esta es la única salida, para un telescopio de baja calidad.

Muchos aficionados han esperado a disponer de fondos para adquirir un telescopio, por lo menos de calidad media. Otros optan 1º por comprar una montura de altas prestaciones que le permita incorporar e intercambiar cualquier tipo de telescopio, siendo una opción a tener muy en cuenta. Este intervalo de tiempo hasta disponer del equipo completo permite al aficionado experimentarse en todas las actividades de carácter astronómico que le brindan las Asociaciones Astronómicas de aficionados, con lo cual, cuando ya dispone de su propio telescopio, el rendimiento que le sacará será superior, sin olvidarnos de que la gran mayoría de los aficionados comenzamos la observación astronómica, con pequeños instrumentos, a los que fuimos exprimiendo todas sus posibilidades.

Actualmente, la tecnología a evolucionado muchísimo en el campo de los telescopios y sus accesorios. La alta profesionalidad que exige su fabricación y su bajo mercado en el estado, los distribuidores deben importar la gran mayoría de los instrumentos, gravando su precio final. Se deja entrever en el mercado un aumento de telescopios fabricados en el sudeste asiático con una sensible baja de precios, pero que aconseja prudencia y consulta antes de adquirirlos. Esperemos que su calidad sea tolerable y podamos aumentar nuestras horas de vuelo por el Universo. Sabéis donde estamos, consultadnos.

Abundante lectura, consejos y lecciones teórico prácticas sobre los distintos modelos y monturas de los TELESCOPIOS para aficionados, recorren las redes de Internet.

Todas las Asociaciones de astrónomos amateurs del Planeta, han publicado hasta la saciedad, el desarrollo de los telescopios, las distintas monturas que les acompañan, los distintos métodos para sus puestas en estación (posicionamiento del telescopio al Polo celeste), y como sacarles el mejor aprovechamiento.

Desde las Asociaciones Astronómicas se han realizado estudios de la totalidad de los telescopios que han aparecido en el mercado especializado, investigación de los instrumentos que han dado los mejores resultados con la práctica observacional.

Conocer nuestra posición en la superficie terrestre y saber que medidas se utilizan para situar y encontrar los cuerpos celestes, es prioritario antes de comenzar las observaciones astronómicas. Conocer la posición geográfica del lugar de observación es fundamental para ubicar el telescopio. Esta posición nos es dada por las llamadas Coordenadas geográficas , y la posición de las estrellas, planetas y otros cuerpos celestes, están representadas por las Coordenadas ecuatoriales . Estos dos sistemas son los que vamos a tratar a continuación de una forma sencilla pero práctica.

Las coordenadas geográficas , son las utilizadas para determinar la posición de un punto cualquiera sobre la superficie de la Tierra. Son dos fundamentalmente: la Longitud y la Latitud . Observad la Fig.1 .

La longitud (L), es el arco de ecuador contado desde el meridiano de Greenwich hasta el meridiano superior del lugar desde donde se observa, como es en nuestro caso. Se cuenta siempre menor de 180º, llamándose longitud oeste (LW) , cuando vista la Tierra desde fuera y con el Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda de Greenwich, y se llama longitud este (LE) cuando queda a la derecha del primer meridiano (Greenwich). Se comprende que todos los puntos de un meridiano tienen la misma longitud.

La latitud geográfica (l), es el arco de meridiano contado desde el ecuador terrestre al punto donde se encuentra el lugar desde donde se observa. Siempre es menor de 90º y se llama latitud norte (lN) , cuando está en el Hemisferio Norte y se llama latitud sur(lS) , cuando está en el Hemisferio Sur. Se comprende fácilmente que todos los puntos de un determinado paralelo, tienen la misma latitud.

En la Fig.1 veréis dos meridianos de dos lugares distintos que pasan por los puntos A y B, uno situado en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur. También está representado el meridiano de referencia (Greenwich) y el ecuador terrestre (QQ').

Ahora vayamos con las otras coordenadas, pero antes, sintamos la noche estrellada y acoplémonos a su marcha.

Si observamos el cielo estrellado en una noche despejada y lejos de las ciudades para no sufrir la contaminación del alumbrado público, advertiremos que la bóveda celeste gira muy lentamente en su conjunto con todos los astros que se encuentran en ella. Y curioso, gira alrededor de un eje imaginario que pasa a través del lugar desde el que observamos. Este movimiento de la bóveda celeste, se le llama movimiento diario . El movimiento completo, es decir, la vuelta completa, se efectúa en un día.

Si observamos el movimiento diario de las estrellas desde el hemisferio norte (boreal), desde latitudes medias y de cara al punto cardinal Sur, este movimiento transcurre de izquierda a derecha, es decir, de Este a Oeste. Las estrellas y planetas son observados cuando salen por el horizonte este, ascienden culminando por el lugar desde donde observamos y comienzan a descender hasta desaparecer por el horizonte oeste.

Si observamos de cara al punto cardinal Norte, veremos que muchas estrellas, siguen saliendo por el este y pasando por encima de nuestras cabezas se ocultarán por el oeste. Pero otras describirán círculos cerrados próximos al Norte, e incluso la constelación de la Osa Menor veremos que sólo giran las estrellas del Carro en torno a su estrella más importante "La Polar". Estas constelaciones son llamadas "circumpolares", porque rotan en torno a la Polar o Polo Norte celeste.

Se entiende por esfera celeste , a una esfera por nosotros imaginada, proyectada desde la superficie terrestre, donde se sitúa el observador. Así, de este modo el aficionado observador imaginario y real se encuentra en el centro observando los astros. La rotación de esta esfera es igual a la rotación de la bóveda celeste .

¿ Para qué sirve esta proyección y creación imaginativa de la esfera sobre la bóveda celeste?. Pues ni más ni menos que para el estudio de las posiciones aparentes y movimientos de los cuerpos celestes. Por eso, en la superficie de la esfera celeste, se trazan y se fijan las líneas y los puntos más importantes, sobre los cuales se realizan las mediciones precisas y exactas de la posición de las estrellas, planetas, galaxias, nebulosas, etc., que vemos sobre la bóveda del cielo.

Y sobre esta esfera celeste, es donde los astrónomos profesionales y aficionados, es donde aplican el llamado sistema de coordenadas general ecuatoriales . Sobre este sistema se elaboran las Efemérides de las posiciones estelares y planetarias, (catálogos de estrellas, catálogos de objetos estelares y mapas celestes).

Paso a describir estos puntos líneas. Es importante comprender estos elementos por los aficionados porque son la base para entender la cartografía planetaria y estelar al mismo tiempo que ayuda a posicionar el telescopio para la búsqueda de los astros con los círculos graduados ubicados en los ejes principales del telescopio con montura ecuatorial.

La posición de las estrellas en el cielo y en general la de cualquier punto situado en la esfera celeste, es determinado, por los planos de referencia, líneas y puntos de la bóveda celeste. Fundamentalmente se expresan con dos magnitudes. Una , los ángulos centrales y otra , con los arcos de los círculos máximos, denominadas coordenadas celestes y en nuestro caso coordenadas ecuatoriales . En la Fig. 2 se pueden seguir estas magnitudes acotadas, que paso a describir.

En este sistema el plano de referencia es el ecuador celeste , círculo máximo que recorre la esfera determinado por QWQE.

Una coordenada fundamental de este sistema es la llamada Ascensión Recta (AR) que se representa con la letra griega alfa ( a ) y que se mide desde T hasta m (desde el punto del equinoccio de primavera)- punto Aries - hasta el círculo horario que pasa a través del astro punto M , marcado con trazo más grueso en la figura.

Las ascensiones rectas se miden hacia el lado opuesto a la rotación diurna de la esfera celeste en los límites de 0 a 24 horas en medida horaria y de 0 a 360º en medida gradual, utilizándose normalmente la primera.

La otra coordenada fundamental es la llamada Declinación (D) que se representa con la letra griega delta ( d ) y es el arco que se inicia en el punto situado del astro M , hasta donde corta el ecuador celeste, punto m . Las declinaciones se miden desde el ecuador celeste 0º hacia el Polo celeste 90º punto P , siendo positivas todas las que van desde el ecuador celeste hasta el Polo Norte o Boreal y negativas todas las que discurren desde el ecuador celeste hasta el Polo Sur o Austral.

A veces muy raramente la declinación d se sustituye por la distancia polar Pm , es decir, el arco comprendido entre los puntos P y m , siendo la magnitud medida en este caso desde los 0º del Polo Norte hasta los 180º del Polo Sur. Pero como apuntaba antes este sistema no es utilizado normalmente por los aficionados. Sirve como referencia para la relación justa de Pm + d = 90º.

Las coordenadas ecuatoriales del astro, tengámoslo bien presente (la Ascensión recta y la Declinación ) no varían, debido a la rotación diurna de la bóveda celeste, ya que se miden desde puntos del ecuador celeste que participan de la rotación diurna y por lo tanto, la posición del astro a estos puntos no varía.

Es importante señalar que la rotación de bóveda celeste es un fenómeno verdaderamente aparente y es el resultado de que la Tierra rota alrededor de su eje en dirección opuesta a la rotación diurna del cielo, es decir, de Oeste a Este . Por esto, cualquier punto de la superficie terrestre en el que se situara el observador, éste verá que la rotación de la esfera celeste, tiene lugar alrededor del eje celeste. La línea recta de este eje no cabe duda, que es paralela al eje de rotación de la Tierra. De aquí se desprende, que la altura del Polo Celeste sobre el horizonte, siempre es igual a la latitud astronómica del lugar de observación.

Como resultado de la rotación diurna de la esfera celeste, la salida y puesta de los astros, estos describen círculos cuyos planos son paralelos al plano del ecuador antes mencionado, llamados paralelos diurnos . Con dependencia de la latitud geográfica del observador y de las declinaciones ( d )de los cuerpos celestes, estos paralelos cortan el horizonte en dos puntos o, se sitúan por debajo del plano del ecuador celeste.

La lía vertical que corta la esfera celeste en dos puntos, uno en el Cenit ( Z ) en el hemisferio norte y en el punto diametralmente opuesto, llamado Nadir ( Z' ). El círculo máximo de la esfera celeste SWNE es perpendicular a la línea Cenit-Nadir y se llama horizonte verdadero . El horizonte visible es aquella línea imaginaria a lo largo de la cual el cielo parece juntarse con la Tierra. Visto desde la superficie terrestre es una línea irregular, cuyos puntos se sitúan unas veces por encima y otras por debajo del horizonte verdadero.

Sobre el eje PP' rota la Tierra y la esfera celeste, denominándose eje del mundo . El eje del mundo se corta con la superficie de la esfera en dos puntos: en le Polo Norte P y en el Polo Sur P' . El Polo Norte es aquel desde cuyo lado la rotación de la esfera celeste, se mueve en la dirección de las agujas del reloj.

El círculo menor de la esfera celeste bMb es paralelo al plano del ecuador celeste y se llama paralelo celeste o diurno del astro M. Los movimientos de los astros tienen lugar por estos paralelos diurnos.

El semicírculo máximo de la esfera celeste PMP' , que pasa a través de los polos celestes y del astro M , se llama círculo horario o círculo de declinación del astro como antes hemos visto.

Cuando al principio he hablado sobre las coordenadas geográficas se hacía referencia a los meridianos. En esta parte del trabajo retomo estos conceptos porque son fundamentales y sirven de recuerdo. Se llaman meridianos celestes a los círculos máximos que pasan por los Polos celestes PP' . De los infinitos meridianos celestes, hay que destacar dos: meridiano del lugar es aquel que pasa por el Cenit Z del lugar hasta el Nadir Z' , dividen al meridiano del lugar en dos mitades. El que pasa por el Cenit se llama meridiano superior y el que pasa por el Nadir se llama meridiano inferior . Asociados con el meridiano del lugar (meridiano del observador), tenemos la línea meridiana y los cuatro puntos cardinales NSEW .

Primer meridiano . Al igual que en las coordenadas terrestres, necesitamos un meridiano de referencia siendo el mismo en los dos sistemas. Internacionalmente se adopta el que pasa por el Cenit del Observatorio de Greenwich (Inglaterra), también llamado central a partir del cual están divididos los husos horarios geográficos de la Tierra .

Estos dos sistemas de coordenadas nos permiten comprender el movimiento de los cuerpos celestes y localizarles sobre la bóveda celeste, previo conocimiento de sus coordenadas en los mapas y catálogos celestes. Todas las Asociaciones astronómicas publican regularmente con sus coordenadas celestes, la posición de los planetas y distintas Efemérides de otros cuerpos celestes. En el Estado Español destacan por su gran valor científico los Anuarios de Efemérides del Observatorio Astronómico de Madrid y el del Observatorio de la Marina de Cádiz que se pueden conseguir remitiéndonos a sus editoriales. En Internet se encuentran multitud de direcciones especializadas en el que se dan las posiciones estelares más significativas de cada mes. En las Asociaciones Astronómicas cercanas al lugar de residencia, os facilitarán todos los datos relativos de como y donde encontrar los Planetas, como utilizar las Efemérides que se publican sobre los cuerpos celestes y como orientarnos en la bóveda del Cielo estrellado.

Normalmente, los iniciados en esta ciencia y con el fin de conocer en el menor tiempo posible, todos los conceptos de su naturaleza, dedican una gran parte de su tiempo a la lectura de libros que se encuentran en el mercado como en las bibliotecas de la Asociaciones.

Entre toda esta documentación, destacan las guías de observación del Firmamento. Sus autores son astrónomos tanto amateurs, como profesionales experimentados en los métodos y técnicas de observación, astrofotografía e instrumentación, dando la gran mayoría la talla de buenos divulgadores.

Pero, (siempre hay algún "pero" en función de la capacidad del lector) en ocasiones utilizamos términos, que aún siendo correctos pero no usados corrientemente, son incompresibles para muchos que se inician.

Esto no quiere decir que las obras pierden calidad, sino que, el vocabulario astronómico es un tanto particular y se aparta en muchas ocasiones del lenguaje popularmente conocido. Con esto quiero decir que, en el transcurso y desarrollo de los temas aparecen conceptos, expresiones y formas en el lenguaje lleva un tiempo para familiarizarse y comprender su dimensión.

En esta sexta entrega desde que iniciamos esta sección, voy a intentar expresar lo que nos quieren transmitir sus autores con algunas de sus expresiones, sin menosprecio de sus obras, que tanto nos han ayudado en la comprensión del Universo. También repasaré varios desarrollos y argumentos muy utilizados en la observación planetaria.

En mis primeros pasos sobre el conocimiento del Universo, allá por los años 80 del siglo pasado, existían unos pocos manuales y Guías del Cielo y varios Atlas del Firmamento.

La mayoría de las obras estructuradas en capítulos comenzaban la observación de las Constelaciones siguiendo el curso de las estaciones del año (primavera, verano, otoño e invierno).

Algunos autores al describir los caminos entre las estrellas comentaban: en la Constelación (X) a 2º de la estrella (alfa) se observa un grupo de estrellitas, la más meridional del grupo de magnitud 8. etc. El término meridional, es una expresión de lugar literaria para localizar la estrella indicada y que se sitúa al mediodía, es decir, la que está situada más al sur de todo el grupo de estrellas. Justo cuando el grupo estelar mencionado culmina, al pasar por nuestro meridiano del lugar en que observamos, la estrella más situada al sur es la que está identificando el autor de la obra.

Otro término muy usado en Astronomía es el siguiente: si observamos la estrella (beta) de tal Constelación a 1,5º hacia el este nos encontraremos con un cúmulo abierto de estrellas, la más septentrional del grupo es una doble, fácil de desdoblar sus componentes, etc. El término deriva de la palabra "septentrión" que significa al norte, punto cardinal, y por tanto, la estrella doble mencionada, es la que está más al norte del cúmulo estelar. La mención de estrella más occidental u oriental, son términos más usados que no necesitan explicación.

En la observación de los Planetas, para determinar sus posiciones vistas desde la Tierra, son utilizados una serie de conceptos universales en el lenguaje astronómico. Las Efemérides de los Observatorios profesionales y Cálculos de las Asociaciones astronómicas los utilizan en sus previsiones.

La posición de los planetas Internos (órbitas por el interior de la órbita terrestre), y de los planetas Externos (órbitas por el exterior de la Tierra) son expresados con los términos siguientes: elongación, conjunción y oposición. Haré un somero repaso de estos conceptos, puesto que no es tema de esta sección profundizar más que lo estrictamente necesario, para obtener una clara definición.

Generalmente la elongación, se aplica sólo a los planetas interiores como Mercurio y Venus. Y se llama así con este término, a la máxima separación angular del planeta, vista desde la Tierra con respecto al Sol. Es el ángulo que forman las dos líneas rectas, que partiendo del centro de nuestro planeta, alcanzan los centros del Sol y el de los planetas interiores (Mercurio y Venus). Angulo llamado lambda (), (ver Fig. 1).

Llamamos elongación oriental, conocida como elongación vespertina, cuando el planeta es visto al este del Sol, siempre un poco antes del anochecer.

Se entiende por elongación occidental, también llamada elongación matutina, cuando es visto el planeta al oeste del Sol, siempre un poco antes del amanecer.

Los planetas interiores pasan por dos conjunciones. La llamada conjunción superior, se da cuando el planeta se halla detrás del Sol (imposible de ver). Y entendemos por conjunción inferior, cuando el planeta se sitúa entre la Tierra y el Sol (sólo es visible cuando el planeta transita por el disco solar). Así que, por tanto, las mejores observaciones se podrán realizar días antes y después de las máximas elongaciones, (ver Fig.2).

Por cada órbita que realizan los planetas interiores alrededor del Sol se dan, dos elongaciones y dos conjunciones, con respecto a la Tierra. En las primeras la separación angular, no siempre son las máximas, ni tampoco iguales por lo que algunas no serán tan asequibles para la observación, sobre todo las de Mercurio. Dependerán de la posición de la Tierra en su órbita, de la altura de la eclíptica sobre el horizonte y de otros factores.

En los planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, etc.) antes de las conjunciones de los mismos, las distancias angulares son muy amplias, salvo los días cercanos en que el planeta en su órbita se halla detrás del Sol visto desde la Tierra. Días antes y después de la conjunción, el planeta es inobservable y su distancia a nuestro mundo es máxima.

La oposición de un planeta exterior se da, cuando éste se halla opuesto al Sol, es decir, se halla en línea recta aparente Sol, Tierra y Planeta, hallándose a la mínima distancia de nosotros. Pero no siempre en sus oposiciones los planetas exteriores alcanzan la mínima distancia de la Tierra, sino que ésta depende de la excentricidad orbital de la Tierra y del planeta en que alcanza la oposición, ver Fig.3.

Os agradezco profundamente el seguimiento que hacéis de nuestra Web, y esperamos y esperamos que siga siendo una base en vuestra andadura por los caminos del Firmamento. También os menciono con todo el respeto, una guía práctica muy conocida entre los aficionados a la observación planetaria titulada: Guía del Observador Planetario de los autores F.A. Violat y M.E. Martín, editado por Ed. Sirius, excelente obra.

Muchos aficionados al Cielo estrellado, con la urgencia de las vacaciones de verano, preparan sus telescopios, justo unos días antes de dar comienzo las mismas. Esto acarrea consigo la precipitación del montaje y puesta a punto de toda la instrumentación, que ya de por sí, arrastra defectos de fabricación. Estamos hablando de aquellos equipos, que por su relación calidad-precio, no dan el rendimiento que sería deseable.

El resultado desde las primeras observaciones es catastrófico. Fallo tras fallo, pone al aficionado en la tesitura de optar, bien por embalar el instrumento y ponerlo en venta, o bien almacenarlo en el trastero de casa, acompañado por una pérdida de ánimo por la adquisición de un aparato prácticamente inservible. Conozco amigos de afición, que cayeron en la tentación de abandonar hasta la práctica observacional.

Desde estas líneas quiero dar ánimo a los aficionados , para que valoren la importancia que tiene el poner en marcha nuestros flojos telescopios, dándoles un rendimiento con cierta calidad. Es una meta que se puede alcanzar y un reto a nuestra capacidad.

¡Hay que salir del estupor! al ver que nuestro telescopio nos falla en el seguimiento motorizado del Cielo, o que la Luna la vemos poco definida y que a la menor brisa, la imagen no se estabiliza a los pocos segundos, lo que nos demuestra que la montura que usamos adolece de firmeza.

Si al mal funcionamiento de nuestro telescopio añadimos la falta de contacto con amigos aficionados y el desconocimiento de alguna Asociación de astronomía cercana a nuestra residencia, esto incrementará el desánimo. El primer paso a dar es reflexionar sobre las causas que provocan los fallos en nuestra instrumentación.

En esta séptima entrega del curso, vamos a tratar de, minimizar los fallos que se producen, atajándolos con el "espíritu del viajero estelar", en la medida de nuestras posibilidades. Un equipo astronómico bajo en calidad por su fabricación, adolecerá de precisión mecánica en sus piezas que, sumado a un bajo rendimiento de su óptica, no permiten mejoras excelentes, pero sí, reformas aceptables a las que sacar partido.

Una montura inestable se puede mejorar. Se comienza reforzando el trípode , añadiendo a cada pata, un soporte rígido en toda su extensión, o bien su en parte media inferior. Las monturas de baja calidad, suelen venir acompañadas de una bandeja porta-accesorios. Y como son desmontables, las holguras son infinitas. En lugar de instalar esta bandeja, podemos utilizar el espacio para reforzar la parte media superior del trípode, instalando unos tirantes metálicos rígidos y fuertes. Con esto se consigue, en los trípodes con patas de aluminio o madera de baja densidad, eliminar el pandeo mecánico que produce el peso de la cruz de ejes y el sistema óptico. Si a estos tirantes metálicos les añadimos en su centro de gravedad un peso de 4 ó 5 Kg., la estabilidad aumentará.

Da un estupendo resultado fijar las tres patas del trípode por su parte inferior con un triángulo equilátero fabricado en metal o aglomerado-pasta antihumedad, de tal forma que la estructura se monolitiza, dando una estabilidad inigualable. La fijación de esta pieza a las patas del trípode se realizará en función de la estructura corporal de las patas adaptando los sistemas de fijación lo más sólido posible.

Vuelvo a insistir que, en un equipo astronómico por debajo de las 80.000 pesetas, normalmente los materiales que el fabricante utiliza, como el aluminio simple, maderas y calaminas, le permite abaratar costes en detrimento de su calidad. Una montura de gama media a alta en calidad, supera en coste muchas ocasiones al instrumento óptico.

Algunos telescopios de una cierta calidad, los soporta la montura llamada alemana . Esta posee una mayor estabilidad que las de trípode sencillo, pero en ocasiones resultan ser excesivamente elevadas, manteniendo el centro de gravedad alto. La solución es la de cortar un segmento, por su parte inferior, que haga descender el centro de gravedad, haciéndola insensible a las rachas de viento leve.

Cuando nos disponemos a realizar observaciones con el seguimiento motorizado, la puesta en estación del telescopio puede tener dos grados diferentes de precisión, según el tipo de trabajo que tengamos programado. La fotografía astronómica de larga exposición necesitará de la máxima precisión del seguimiento motorizado sideral. Si queremos hacer observaciones visuales, no será necesario la precisión del movimiento, bastará con el apuntado a la Polar.

Pero en el anterior caso, no bastará con el apuntado a la Polaris, sino que serán necesarios unos ajustes de "acimut" y de la "latitud" del lugar. Observando estrellas situadas en el meridiano local entre 20º y 30º de altura y otras situadas al Este entre 15º y 20º de altitud. Es fundamental disponer de un ocular de 12 mm de focal con retículo iluminado, que nos permita apuntar y guiar las estrellas elegidas consiguiendo que éstas no se desvíen de la cruz de hilos. Con estos ajustes debemos conseguir un mínimo de 20 minutos de guiado correcto, para garantizar unos resultados fotográficos aceptables.

Para los aficionados sin experiencia en la puesta en estación de su telescopio, los ajustes de un guiado correcto llevan su tiempo, puesto que los pasos a realizar hay que repetirlos para estar seguros de que la orientación al Polo Celeste es la adecuada. No hay que olvidarse nunca de ajustar la montura horizontalmente, antes de comenzar la puesta en estación.

Debemos tener en cuenta que, cada telescopio tiene sus límites, dependientes de la apertura del objetivo principal (Ø ) y de su focal correspondiente, que limita la magnitud límite teórica que puede alcanzar y el campo angular que abarca.

En una montura de bajo precio, si trae incorporado el motor de seguimiento, hay que asegurarse que esté correctamente montado en su lugar correspondiente y que el cuerpo del motor -con sus piñones de ataque- estén limpios. El mismo caso es cuando el equipo no haya sido utilizado durante un largo período. Fijar correctamente los piñones a su eje, para que estos no patinen y centrar su alineación, evitará las holguras y los tiempos inerciales al cambiar el sentido de marcha. Si existieran holguras no deseables, es preciso eliminarlas con soportes de relleno de arandelas metálicas que impidan el deslizamiento horizontal y el cabeceo de los piñones.

Una vez montado todo el sistema con los accesorios, se realizarán las pruebas de puesta en marcha y se observará el resultado de las correcciones.

Un error que cometemos frecuentemente los aficionados es el deficiente equilibrado del telescopio . El tubo óptico apoyado sobre sus anillas correspondientes o sobre una plataforma de "cola de milano", realiza el seguimiento y la búsqueda de los astros en la gran mayoría de las veces, desplazado del centro de gravedad de la estructura. Si el peso total, con todos los accesorios para la observación o fotografía, no está compensado y equilibrado en sus dos ejes, el seguimiento motorizado nunca será regular, puesto que, durante su marcha el motor y los piñones de ataque no mantendrán la regularidad.

En la observación visual no tendrá mucha relevancia este problema, exigiendo sólo mover los ajustes finos para centrar el objeto en el campo del ocular. Pero en fotografía astronómica, no se pueden hacer correcciones cada 5 segundos, puesto que los errores de deriva afectarán al negativo.

Es obligación del astrónomo aficionado, incorporar al tubo óptico todos los accesorios que va a usar en la observación tanto visual como fotográfica y:

1.- Horizontalizar la estructura con un nivel de burbuja de aire.

2.- Bascular el tubo óptico al Este y al Oeste, regulando el contrapeso instalado en el eje de declinación, hasta observar que el conjunto óptico se queda en cualquier posición, sin deslizamientos. Entonces se dice, que está equilibrado en A.R (ascensión recta), teniendo siempre el tornillo de fijación libre.

3.- A continuación, se desplaza el tubo óptico al Este y al Oeste manteniéndolo horizontalmente el tubo y el eje de declinación, realizándolo con un nivel de burbuja. Se libera el tornillo de fijación y se comprueba si, el tubo cabecea por cualquiera de sus extremos hacia el suelo. Si es así, se regula deslizando la óptica por sus anillas o ajustando el soporte del tipo cola de milano, hasta que el tubo no cabecee en absoluto. Entonces se dice que el equilibrado es correcto en D (declinación).

Con estos equilibrados en los ejes, conseguimos la estabilidad de las monturas, proporcionando suavidad en el movimiento de los ejes. El rendimiento del motor o de los motores será óptimo.

Es muy corriente, que al adquirir telescopios de media/baja calidad, los accesorios que acompañan al equipo sean también de baja calidad. Sobre todo los oculares, la lente Barlow y por descontado el motor y su control de seguimiento, si es que lo lleva incorporado.

Los oculares no tienen solución de arreglo. Los llamados Kellner, Huygens y Ramsden, si no han sido mejorados en su construcción, dejan mucho que desear, sobre todo cuando se realiza fotografía por proyeccion (con aumentos).

Los aficionados con experiencia tenemos por costumbre sustituirlos en el tiempo, por los llamados Ortoscópicos, Plossl, Erfles y otros que han aparecido en el mercado en los últimos años y que dan mejor resolución y campo más plano. En función de nuestras posibilidades económicas los iremos sustituyendo.

Lo mismo ocurre con la lente Barlow. Si queremos buenas imágenes, este importante accesorio debe ser de calidad, y su precio puede sobrepasar las 12.000 pts. Muchos aficionados -y entre ellos el autor- utilizamos para duplicar la focal inicial del telescopio los duplicadores fotográficos de calidad que se incorporan al cuerpo de la cámara, proporcionando excelentes resultados.

Con las monturas de baja calidad, los fabricantes no integran en el equipo el motor de seguimiento. Si lo hacen, la calidad del mismo no es que sea mala, sino pésima.

Hay distintas casas comerciales en el ámbito del Estado, a las que consultando por teléfono o por Internet, asesoran acerca de qué motores y controles disponen con garantía de calidad, para todas las monturas. En las Asociaciones de astrónomos aficionados asesoran sobre estas casas comerciales y sobre qué motorización necesita todo tipo de telescopios. La experiencia que tienen las Asociaciones es garantía absoluta para el equipamiento de nuestro telescopio.

Nunca nos cansaremos de repetir desde esta tribuna que, merece la pena esperar un tiempo para adquirir un telescopio de media-alta gama de calidad. Apresurarnos en la compra de un instrumento, agobiados por el deseo de mirar las estrellas y objetos celestes, nos da pie a cometer errores que no tienen vuelta atrás. Sabéis donde estamos, consultadnos vuestras posibilidades , y os asesoramos con cariño astronómico, porque esa es una de nuestras tareas como Asociación. No por correr y tener un telescopio -el que sea- vas a satisfacer tus ansias de Firmamento, sino que la simple visión de las bellezas celestes, obliga a pensar para aplicar lo razonado. Un buen funcionamiento de tu telescopio te ayudará a llegar donde tu desees.

Prepara tu equipo antes de las vacaciones, verifica su funcionamiento. Mejora aquello que no te satisfaga y te sentirás bien con los resultados. Así se desarrolla tu experiencia.

Recuerdo que, a principio de los 80 del siglo pasado, a los pocos meses de pertenecer como socio a nuestra querida Agrupación Astronómica, adquirí un telescopio reflector de 150 mm de f y 1200 mm de focal. Mi primer objetivo observacional fue la Luna, nuestro satélite natural.

Siempre atrajo este objeto mi atención, que aún perdura después de 20 años. La primera impresión al observar la superficie selenita fué de éxtasis al ver sus cráteres, los llamados mares lunares, cordilleras, grietas, picos centrales, valles y las distintas tonalidades a medida que las sombras recorrían los accidentes lunares según el ángulo de los rayos solares incidían sobre ellos. Las interjecciones que salían de mis labios no se pueden reflejar sobre el papel porque dejaría en mal lugar mi cordura pasional ante la maravilla que mis ojos y mi espíritu recibían.

De chico, en verano, durante las vacaciones acompañaba a mis primos apacentando los rebaños en las montañas santanderinas. En infinidad de ocasiones en los atardeceres observaba la Luna a simple vista tumbado sobre la hierba, me preguntaba como sería su superficie, que había en ella, ¿habría vida?, de que estaba compuesta, ¿habría ríos, montañas y valles? Me estoy refiriendo a los años 60 del siglo pasado.

Así comenzó mi afición al cielo estrellado, que junto a las enseñanzas de mi padre por el cariño a la naturaleza, pastor en sus años juveniles, observador profundo de todo lo que se movía en la Tierra y en la Bóveda Celeste.

La primera observación lunar estuve pegado al ocular unas tres horas durante aquel cuarto creciente, recorrí la gran mayoría de todos los accidentes. Me enganchó en la observación de los cuerpos celestes y es hoy en día, mi debilidad en el registro fotográfico selenita.

La Luna contiene tal cantidad de aspectos físicos, que su estudio geológico y composición, permite al astrónomo que se inicia, experimentarse en el dibujo planetario, observación de su morfología craterizada y medida de la extensión de sus accidentes. Contemplar su superficie es relajante, por el simple placer de mirar.

La tenemos tan cerca (unos 350.000 Km.), que nos permite, incluso a telescopios pequeños, aplicar grandes aumentos, teniendo siempre en cuenta la apertura del objetivo, es decir, que podemos aplicar el doble de aumentos. Ejemplo, un diámetro de 114 mm del objetivo principal o primario podemos aplicar unos 200 aumentos sin apenas pérdida de luz.

Teniendo en cuenta este dato podemos decir que, un telescopio con el objetivo de 150 mm de diámetro y una focal primaria de 1200 mm, incorporando un ocular de 20 a 26 mm de focal, obtenemos unos aumentos entre 46 y 60. Los oculares mencionados nos dan unos campos aparentes que van desde los 40' a 60' según los fabricante lo que nos permitirá observar la Luna completamente, ya que el diámetro angular aparente de la Luna vista desde la Tierra es de 1 º (30'), por tanto, entra en los oculares que he puesto como ejemplo, enteramente.

Si utilizamos oculares de focales más cortas, por ejemplo, los comprendidos entre 9 y 18 mm de focal, la visión lunar se ve reducida a zonas, lo que nos ayudará a registrar detalles más finos de la superficie de nuestro satélite en la medida que aumentamos los aumentos.

Es de dominio general el llamado ciclo lunar que tiene una duración de unos 29,5 días de media, las cuales nos permite observar cambios contínuos de los contornos de su superficie. La órbita que realiza la Luna alrededor de nuestro planeta, nos da una imagen cambiante de su cara iluminada produciendo cuatro fases, popularmente conocidas como luna nueva, cuarto creciente, luna llena y cuarto menguante. Las fases de luna nueva y luna llena también son conocidas como novilunio y plenilunio, siendo explicadas todas ellas por la posición que toman la Tierra y la Luna con respecto al Sol, como muestra la figura 1 .

Cuando se produce el novilunio, la Luna se sitúa entre el Sol y La Tierra posicionándose nuestro Planeta, por encima o por debajo de la línea recta que nos une a nuestra estrella. Después de unos siete días aproximadamente de la Luna nueva culmina el cuarto creciente, también llamado primer cuarto, que visto desde la Tierra es medio círculo iluminado, apuntando su curvatura hacia la puesta de sol (oeste), en tanto que el otro medio círculo está en absoluta oscuridad.

El medio círculo iluminado sigue creciendo y aumentando su forma gibosa, que al cabo de 14 días y medio después del novilunio, la cara visible de la Luna aparece en su totalidad esplendorosamente iluminada, llamada esta fase Luna llena. En este punto la Tierra se sitúa entre el Sol y la Luna. A partir de ese momento el primer cuarto iluminado va decreciendo de forma gibosa y al cabo de 21 días aproximadamente desde la Luna nueva, llega ésta al cuarto menguante, también llamado segundo cuarto, cuya iluminación del medio círculo apunta su curvatura hacia la salida del Sol (este).

El período lunar continúa reduciendo el área iluminada de nuestro satélite y apareciendo este como un simple arco tenuemente iluminado, alcanzando baja altura sobre el horizonte este, finalizando el período lunar con el nuevo novilunio (luna nueva) desde que inició, el anterior transcurriendo 29,5 días, y así da comienzo la nueva lunación.

La Luna en su órbita de traslación (órbita alrededor de la Tierra) tarda el mismo tiempo que dar una rotación sobre su eje. Esta es la causa que hace posible observar desde la Tierra la misma cara iluminada de la Luna. En realidad, observamos algo más del 50% de su superficie debido a varios movimientos específicos que la Luna desarrolla debido a la proximidad con la Tierra. De ellos hablaremos en otro momento, debido a su importancia.

En la fase de Luna llena, esta se presenta con toda su grandeza. La intensidad luminosa es muy elevada y en lugares sin contaminación lumínica es posible la lectura sin apenas esfuerzo ocular.

Con instrumentos de apertura del diámetro superiores a los 114 mm, molestan las retinas del observador, incluso las puede dañar. En mi caso, hace unos años observando la luna llena con un Schmidt Cassegrain de 200 mm de diámetro y sin filtro amortiguador sentí a los pocos segundos molestias que se mantuvieron una semana. Aconsejo que la observación en la fase de iluminación total del disco lunar, se realice con la protección de un filtro verde o amarillo que amortigüe la luz.

Durante esta fase lunar la luz que nos llega, sólo permite observar grandes extensiones oscuras y claras acompañadas de matices que van desde el blanco-amarillo hasta el gris oscuro. También se distinguen los gigantescos rayos brillantes que surgen del cráter de impacto llamado Tycho, diversas estructuras de otros cráteres, y afinando el enfoque podemos visualizar en los extremos del disco iluminado (limbo) muchas forma ciones estructurales de la superficie lunar. Figura 2.

No obstante, serán los cuartos crecientes, menguantes y días intermedios cuando las observaciones nos darán mayores satisfacciones, puesto que en la Luna, aparece el llamado terminador, que es la línea que divide la luz, de la sombra sobre la superficie selenita. Este efecto visual realza los accidentes lunares. La luz del Sol "dibuja" los contornos de los cráteres, cordilleras, grietas y mares, permitiendo la visión de detalles en los mismos.

Amaneceres y atardeceres en la Luna vistos desde la Tierra, por ejemplo sobre los cráteres, conforman distintas sombras en cada salida y ocaso, datando la escala de grises e intensidades de los mismos. El ángulo dado por los rayos de luz solar que inciden sobre la superficie lunar, permite observar la altura de los picos centrales que contienen muchos de los cráteres, y observando con claridad las terrazas de los circos, delimitando cordilleras, resaltando grietas y cañones entre los llamados mares de la cara iluminada.

La zona del Polo Sur lunar es la menos visitada por los aficionados, que en muchas ocasiones nos limitamos a los paralelos centrales. La observación del Polo Sur es de una belleza inmensa. La zona está plagada de cráteres que por la perspectiva aparecen ante nuestra vista amontonados, deformados en dirección este-oeste, unidos por sus paredes unas aterrazadas y otras lisas, en algunos se distinguen sus picos centrales, como estacas que quisieran medir sus alturas. Es impresionante la visión telescópica.

Un ejercicio reconfortante es, realizar durante varios días en las fases de creciente y menguante, un dibujo de la superficie lunar del Polo Sur, recogiendo los cráteres y accidentes que se encuentren en ella. Esta tarea de entretenimiento, nos ayudará a ser exhaustivos en la observación planetaria, acostumbrándonos a anotar todo aquello que vemos, preparándonos para ser observadores críticos en el estudio y análisis del Universo.

Esta octava entrega no trata de hacer un recorrido por la Luna, analizando todos los accidentes, composición, lugar, edad y medidas no, lo que busco es, animar a los aficionados que os iniciáis en la observación planetaria, a que echéis raíces en la observación, y que ésta la realicéis exhaustivamente y con espíritu crítico. Aprender de lo que se observa, dibujarlo y analizarlo, nos dará la experiencia necesaria para poder aportar estudios concretos y serios, además de la satisfacción que se siente ante la belleza contemplada.

¿Qué mejor que comenzar con lo más cercano?. Lo más cercano es nuestro satélite natural, la Luna. La distancia media que nos separa de ella es de unos 384.000 Km. Como antes mencionábamos su diámetro angular visto desde la Tierra es de medio grado. Con un modesto telescopio podemos recorrer toda su superficie (cara iluminada). Como ya sabéis, todos sus accidentes geológicos tienen sus propios nombres.

Desde que Galileo se asomó con su pequeño refractor a la Luna, comenzó la elaboración de los primeros mapas lunares. A principios del siglo XVII Michel Floret Van Langren, elaboró el primer mapa lunar hacia el año 1645. Continuó con Hevelius y Giovanni Baptista Riccioli, marcando unas pautas a la nomenclatura en uso. Después contribuyeron a la nomenclatura J.M. Schröter, W. Beer y J.H. Mädler. Ya en el siglo tan cercano como el pasado, se creó la I.A.U (Unión Astronómica Internacional), que sentó las bases y la única con autoridad desde entonces, para nominar y realizar cambios.

Los datos actuales y que nos sirven de base so la nomenclatura de unos 6.240 cráteres en la cara visible, unos 800 de los cuales llevan su nombre propio y unos 5.450 se identifican con una letra griega o latina que se le añade al nombre propio del cráter más cercano.

Este lo realizó brevemente, puesto que la historia de la nominación de todos los accidentes lunares estuvo plagada de distintas metodologías en la cartografía de nuestro satélite natural, hasta que la I.A.U puso orden en la 2ª y 3ª década del siglo pasado.
En la divulgación de los conocimientos astronómicos muchos autores, una vez asentados en su tarea, remiten muy poco las fuentes de las que ellos se alimentaron, unas veces por celo profesional y otras por "olvido".

Cuando el que suscribe entró como socio de la Agrupación Astronómica Vizcaína, recuerda que, el Vicepresidente y que actualmente sigue, me dijo estas palabras: el conocimiento adquirido por la humanidad en todos sus órdenes, no debe ser ocultado nunca. Este principio intento que sea el baluarte de nuestra Asociación para todos los aficionados.

Con ese mismo objetivo quiero remitiros a aquellas obras escritas, de las que yo y muchos aficionados bebimos, y que os ayudarán a escudriñar, palmo a palmo la superficie y composición lunar. Me remito fundamentalmente a las obras en castellano, que son las únicas que yo he utilizado y que aún sigo utilizando, exceptuando mapas, que normalmente están en lengua anglosajona:

• "La Luna. Selenografía para telescopios de aficionados". Julio C. Montejo. Equipo Sirius
• "La Luna. Estudio básico".José Violat y Purificación Sánchez,Equipo Sirius.Antares.
• La revista "Tribuna de Astronomía y Universo" que edita el equipo Sirius, contiene las direcciones y teléfonos para adquirirlos. En muchos de sus números publicados, hay artículos muy valiosos sobre la Luna
• Mapa lunar
• Mapa lunar (cuadrantes)
• Las dos caras de la Luna
• "Antares" (revista de Tribuna de Astronomía y Universo).

En la próxima entrega hablaremos sobre la cartografía lunar y su desarrollo, como utilizar los mapas para realizar un recorrido por toda la superficie de la Luna.

La Unión Astronómica Internacional (IAU) adoptó en 1961, el sistema de coordenadas lunares, idéntico al usado en la Tierra (coordenadas geográficas). Un observador, situado en la superficie selenita, observa el orto del Sol (salida) por el Este y lo ve ponerse (ocaso) por el Oeste.

Cuando ojeamos la Luna a simple vista, tenemos el Norte en la parte superior del disco lunar, es decir, por encima del cráter Platum, el Sur por debajo del cráter Clavius, el este hacia el extremo derecho del Mare Fecunditatis y el Oeste, al extremo exterior del Océano Procellarum. Estas estructuras indicadas en la superficie lunar deben orientarnos en todo momento.

El abajo, arriba izquierda y derecha debemos desterrarlos en la observación de los cuerpos celestes, porque no existen como tales en el espacio sideral, aunque se utilicen vulgarmente. Ver Figura.

La longitud y la latitud de un punto o estructura lunar, viene determinado por el ecuador y el meridiano central lunar. El ecuador es un plano que corta a la Luna perpendicularmente a su eje de rotación, dividiéndola en dos hemisferios, el hemisferio Norte y el hemisferio Sur. La línea NS que corta el plano del ecuador pasando por el centro de la Luna, se le llama meridiano central y donde corta al ecuador, este punto es 0º de longitud y latitud, siempre que la libración en longitud y latitud sea 0. (La libración lunar es movimiento peculiar de nuestro satélite y que explicaré en siguientes entregas). Lo mismo que en los mapas terrestres, en los lunares también se dibujan los paralelos, tanto al norte como al sur del ecuador que sirven como notación angular y referencia de los accidentes selenitas. Dado que una gran mayoría de observaciones se realizan con telescopios reflectores (Newton) que dan imágenes invertidas, existen mapas editados con esta inversión, donde el Norte y el Sur están invertidos, el Este (E) a la derecha y el Oeste (W) a la izquierda.

La longitud y la latitud de la Luna vienen representadas por las letras del alfabeto griego l (lamda) y ß (beta). La longitud l se mide en grados a lo largo del ecuador partiendo desde el meridiano central (0º) hasta la vertical del punto o accidente lunar, con valores de 0º a 180º, siendo la longitud de 180º correspondiente al meridiano central de la Cara oculta de la Luna. También es permisible referirnos como longitud + a todas las posiciones comprendidas desde el meridiano central hasta el Este y longitudes - a las comprendidas desde el meridiano central hasta el Oeste. La longitud y la latitud de un punto o estructura lunar, viene determinado por el ecuador y el meridiano central lunar. El ecuador es un plano que corta a la Luna perpendicularmente a su eje de rotación, dividiéndola en dos hemisferios, el hemisferio Norte y el hemisferio Sur. La línea NS que corta el plano del ecuador pasando por el centro de la Luna, se le llama meridiano central y donde corta al ecuador, este punto es 0º de longitud y latitud, siempre que la libración en longitud y latitud sea 0. (La libración lunar es movimiento peculiar de nuestro satélite y que explicaré en siguientes entregas). Lo mismo que en los mapas terrestres, en los lunares también se dibujan los paralelos, tanto al norte como al sur del ecuador que sirven como notación angular y referencia de los accidentes selenitas. Dado que una gran mayoría de observaciones se realizan con telescopios reflectores (Newton) que dan imágenes invertidas, existen mapas editados con esta inversión, donde el Norte y el Sur están invertidos, el Este (E) a la derecha y el Oeste (W) a la izquierda. La longitud y la latitud de la Luna vienen representadas por las letras del alfabeto griego l (lamda) y ß (beta). La longitud l se mide en grados a lo largo del ecuador partiendo desde el meridiano central (0º) hasta la vertical del punto o accidente lunar, con valores de 0º a 180º, siendo la longitud de 180º correspondiente al meridiano central de la Cara oculta de la Luna. También es permisible referirnos como longitud + a todas las posiciones comprendidas desde el meridiano central hasta el Este y longitudes - a las comprendidas desde el meridiano central hasta el Oeste. Habitualmente en los mapas lunares incluyen los llamados paralelos lunares, que al igual que los meridianos permiten localizar rápidamente la posición que se quiera observar. Tanto unos como otros se dan espaciados de 10º en 10º normalmente, dividiendo la Luna en cuadrantes menores para su estudio más preciso. Sobre los mismos se pueden dibujar nuevas divisiones que permitan aproximaciones rápidas de búsqueda de aquellas estructuras que se deseen observar.

La latitud ß se mide en grados desde el ecuador hasta el punto dado o estructura lunar, con valore de 0º a 90º. Se pueden sustituir las latitudes Norte y Sur por los signos + y - partiendo del ecuador. Un ejemplo ayuda a comprender mejor estas coordenadas: tomemos un mapa lunar de algunas de las obras comentadas en el artículo de la revista anterior (3³ trimestre de Galileo) y anotamos como ejemplo cuatro cráteres de impacto; Aristóteles, Copérnico, Gassendi y Petavius. Sus coordenadas son las siguientes.

Aristóteles. - 18º longitud E y 50º latitud N. Y se puede representar como ?= + 18º y ß = +50º Copérnico. - 20º longitud W y 10º latitud N. Se puede presentar como ?= - 20º y ß = + 10º. Gassendi. - 40º longitud W y 18º latitud S. Se puede anotar como ?= - 40º y ß = - 18º. Petavius. - 61º longitud E y 25º latitud S. Se puede representar como ? = + 61º y ß = -25º.

En la figura que acompaña al texto vienen representados estos cuatro accidentes, fáciles de localizar en los mapas antes mencionados. En el dibujo no están representados a escala. Las mediciones selenitas están realizadas con alta precisión, sobre la base de otros accidentes lunares. A partir de estos resultados se datan el resto de otras posiciones, consiguiendo elevada exactitud en el trazado y dibujo de los mapas. Existen mapas lunares de difícil adquisición y que son elevadamente precisos, los cuales sirvieron de base y preparación de los lugares para el alunizaje de las expediciones estadounidenses. Estos mapas especiales carecen de distorsión de las estructuras lunares, muy característico en la proyección ortográfica, que es la usada en los mapas lunares corrientemente utilizados por los astrónomos aficionados. La observaciones lunares hay que realizarlas en los cuartos crecientes y menguantes, en los días antes y después de los mismos. Si disponemos de mapas, lo más recomendable es dividirlos en cuatro cuadrantes (N-E, N-W, S-E y S-W). De esta forma, ordenaremos nuestras observaciones en función de las fases lunares y lo que cada una de ellas nos ofrece a la vista. Así llegaremos a familiarizarnos con las estructuras y sus formas, con los nombres establecidos e iremos anotando en cada día lunar, las variaciones y los cambios que suceden por la incidencia de la luz solar sobre la superficie de la Luna. Cada día lunar es distinto en los matices de luces y sombras que los accidentes proyectan. La fotografía lunar registra una escala de valores muy amplia, tanto en las zonas iluminadas como en la línea del terminador (donde acaba la luz y comienza la sombra). En mi experiencia fotográfica he registrado distintas tonalidades y matices, con tan solo 10 minutos de intervalo entre fotogramas. Me ha permitido observar detalles precisos entre exposiciones. La cusa no es otra que, la luz solar incidiendo más o menos perpendicularmente sobre las tierras selenitas. Y eso es lo que os propongo en vuestras primeras observaciones. Observar los cambios de luz, que además de afianzaros en la observación sistemática recogiendo detalles, disfrutéis de la belleza singular de nuestro satélite natural. La nominación que contienen los mapas lunares, la gran mayoría son designados con el nombre latino, a ellos haremos referencia. Algunos mapas aparecidos por nuestros mercados vienen designados los nombres en lengua del país de sus autores y que son legibles, ya que la raíz de los idiomas indo-europeos parten de ella, salvo excepciones.

Existe nomenclatura de otros tipos de estructuras lunares que pertenecen al estudio y composición selenográfica de nuestro satélite, que al no ser un tema propio de la iniciación, no incluyo en el estudio. Paso ha desarrollar un análisis breve de las estructuras en general, para no recargar el tratado de este artículo. Si deciros, que existen textos en formato libro y artículos en revistas especializadas que profundizan en los estudios selenográficos. Dos procesos bien diferenciados fueron los que actuaron sobre el paisaje lunar actual. De un lado la formación de cráteres producidos por la lluvia de meteoritos impactando sobre la superficie de la Luna y por otro lado, la actividad ígnea del vulcanismo desde el interior de nuestro satélite, entendiendo que estos procesos no se dieron sólo aislados, sino también de forma conjunta en distintas etapas temporales de forma irregular por toda la superficie de la corteza lunar. La Luna en su nacimiento estuvo sometida a un intenso bombardeo de meteoritos y de cuerpos asteroidales, excavando en su superficie unas cubas extensas, siendo estas rellenadas por la lava volcánica surgiendo del interior de la Luna, formando esas bastas extensiones que observadas a simple vista las distinguimos del resto de las tierras lunares por su tonalidad oscura llamados maria (mares). Todos ellos no se formaron al mismo tiempo, basta una mirada al telescopio para darnos cuenta que las estructuras que bordean los mares, unas han perdido los contornos originales producidos por los impactos y otros los mantienen (elevaciones circulares y cadenas montañosas que los circundan). Acabado este período de fracturación y expulsión de la lava interior aparecen los períodos de erosión, produciendo el derrumbe de las estructuras a causa del enfriamiento de la corteza lunar. Bien, por su notoriedad en la Luna paso a enumerar los nombres genéricos y su traducción al español. Oceanus: Océano Mare: Mar Crateare: Cráteres Catena: Cadena de cráteres Circi: Circos Rimae:Grietas Mountains: Cordillera montañosa Sinus: Golfo o bahía Vallis: Valle Rima-rille: Grieta, surco Polus: Pantano Promontorium: Cabo Rupes: Zonas altas escarpadas Dorsum: Crestas Lacus-paludis: Lago, lagunas

No todos los cráteres de impacto tienen la misma antigüedad, pertenecientes a períodos distintos del tiempo en la formación de la Luna. Unos mantienen sus diámetros bien definidos con altas torres y otros han sucumbido con el paso del tiempo derrumbándose sus bordes en forma de terrazas y presentando sus fondos rugosidades bien definidas. Algo que nos maravillará de algunos cráteres, serán sus picos centrales, formaciones que nos hablan de la gigantesca intensidad de los impactos. Vistos al telescopio incluso con pequeños instrumentos son de una belleza exultante.

Hay que destacar que algunos de los impactos producidos por cuerpos de gigantesco tamaño y con una entrada de impacto de ángulo bajo, produjo en la superficie lunar cráteres con expulsiones de material radiales, que vistos al telescopio parecen rayos luminosos debido al material altamente reflectante, que partiendo de los bordes del cráter se alejan varios cientos de kilómetros. El ejemplar más representativo de estas formaciones es el cráter llamado Tycho.

Hay cadenas de cráteres que siguen una misma formación y otras en línea muy próximos unos a otros. Estas formaciones han sido generadas en un mismo proceso debido a impactos secundarios producidos por el material expulsado y otros originados por el impacto de un tren de cuerpos desgajados de uno mayor y roto por la gigantesca fuerza gravitatoria de la Luna, siguiendo la trayectoria orbital del impacto.

El posterior enfriamiento de las lavas de los maria produjo fracturas por tensión en la corteza lunar dando lugar a los llamados rimae, rimas, grietas y fisuras en forma de canales sinuosos con paredes irregulares, algunas de varios cientos de kilómetros de longitud y anchuras que no sobrepasan los 8 kilómetros.

Las cadenas montañosas (Los Alpes lunares, montes Cáucaso lunares, Apeninos lunares, Cárpatos lunares, etc.) son las altas barreras que circundan los mares lunares con distintos niveles de alturas por las que circulan diversos valles formando algunos frontera entre los mares. Basta echar una mirada exhaustiva al Mare Imbrium (mar de las lluvias) para encontrar estas cadenas montañosas bordeando la gran cuba rellenada por la lava. Prolongaciones de estas formaciones hacia el interior de estas gigantes fosas, dan lugar a los promontorios o cabos (tierrasadentro).

La apariencia de las estructuras lunares observadas al telescopio, fueron datadas en función de sus rasgos morfológicos y geométricos, dando lugar a nombres físico-geográficos como los de la Tierra (mares, lagos, bahías, valles, cordilleras, etc.) seguidos del nombre propio ( mare Tranquilitatis, lago Mortis, valle Rheita, montes Cárpatos, bahía Aestum, etc.).

La observación y la fotografía lunar admite elevados aumentos. Con oculares superiores a los 20 mm. de focal, podremos observarla y fotografiarla enteramente. Con oculares menores de 20 mm. de focal podremos resolver finos detalles y cráteres de hasta 3 kilómetros de diámetro, sólo debemos esperar a que la luz incidente defina el contraste suficiente entre la luz y la sombra de la formación.

Las películas normalmente utilizadas tanto para papel como diapositivas, son las de baja sensibilidad comprendidas entre 25 y 125 Asa que nos darán un mayor contraste por su fino grano permitiéndonos utilizar exposiciones cortas, casi nunca superando el segundo de tiempo.

Los tiempos de exposición son el elemento variable, dependiendo de la fase lunar, de la estabilidad atmosférica y de la capacidad del instrumento para captar la luz. Una película de media a alta sensibilidad, permitiría exposiciones de tiempo más cortas que las de baja sensibilidad, pero el tamaño del grano reduciría sensiblemente el contraste.

El cambio de las condiciones, tanto instrumentales (diámetros, focales y calidad del instrumento utilizado) como la variedad de las películas (diversas marcas y distintas sensibilidades) obligan al astrofotógrafo que se inicia en la fotografía lunar, a elaborar desde la propia experiencia sus propias tablas de tiempos de exposición. En anteriores números de nuestra revista Galileo hay referencia de ellas que sirven como orientación. En numerosas publicaciones de astronomía y en muchas obras publicadas, encontrareis las mismas tablas orientativas.

En los primeros pasos que se dan, desecharemos muchas exposiciones realizadas, pero sin calidad, seleccionando unas pocas, luego la práctica y el buen hacer de la experiencia acumularemos mayores resultados.

Así que os animo a que comencéis a cargar la cámara con un rollo de película, si es de 24 exposiciones mejor que de 36 y de una sensibilidad de 50 a 125 Asa o Iso, incorporemos el cuerpo de la cámara al porta ocular del telescopio fijándolo bien, instalemos el disparador de cable y tomemos el bloc de campopara anotar los tiempos, número de toma, sistema de montaje (foco primario, proyección por ocular, barlow,etc), día y hora (U.T), tipo de telescopio, diámetro, focal y estabilidad de la atmósfera y otras anotaciones que le son propias a la observación como el lugar, la altura sobre el nivel del mar, temperatura si se desea, etc.

De las tablas orientativas que poseemos realizar disparos por debajo y por encima de lo estipulado para asegurarnos de que algunas de las tomas sean las correctas en tiempos de exposición. No nos olvidemos de asegurar un buen enfoque de las tomas con los métodos que en nuestras páginas de Galileo, hemos comentado infinidad de veces.

Ganar confianza en el trabajo que se realiza cada noche de observación tanto visual como fotográfica, nos permitirá alcanzar dos objetivos: uno, adquirir experiencia y calidad y otro, la satisfacción del trabajo bien hecho, además de disfrutar de la observación lunar.

Cuando os llegue este artículo a vuestras manos, las fiestas navideñas del 1º año del Siglo XXI serán historia, muchos de vosotros y eso espero, dispondréis de telescopios y cámaras de nuevas tecnologías, a vosotros os recomiendo paciencia en la experimentación de los nuevos instrumentos, y los que seguimos con nuestros preciosos y viejos cacharros, explotaremos el capicúa 2002 con mejores trabajos.

Las noches de invierno en nuestro hemisferio Norte son para mi las mejores, las más limpias en Cielo, sus constelaciones de las más brillantes con el agravante a nuestro favor de la danza planetaria sobre todo de Júpiter y Saturno durante toda la noche. Nuestro satélite natural, la Luna, parece que brilla con luz propia en esos cuartos menguantes que se nos presentan en los amaneceres limpios. En fin, la dulzura de la Bóveda Celeste con su enjambre de puntos luminosos, está al alcance de nuestros ojos para nuestro deleite, no la hagamos esperar.

La Luna, el cuerpo celeste más cercano a la Tierra, ha sido el más estudiado e investigado del todo el sistema solar en todos los campos del conocimiento.

Aunque existen pocos tratados en lengua castellana, hay infinidad de artículos publicados en revistas especializadas de Astronomía y en boletines de las Asociaciones astronómicas. Muchos de ellos referentes a su geología, origen de su nacimiento, fotografía lunar, métodos observacionales, movimientos lunares, etc.

No me canso de repetir, que nuestro curso de iniciación, sólo pretende iniciaros en los conceptos básicos de la observación, sin abusar de los conceptos científicos, y en el caso que nos ocupa, porque está la Luna ahí, donde casi todos los días la vemos.

El astrónomo aficionado que se inicia, no profundiza en el conocimiento astronómico de golpe y en una sola noche de observación, o leyendo un artículo concreto, sino que, adquiere la experiencia a través de la lectura y observación continua. Esto quiere decir que, nuestra revista Galileo no es la tesis de un doctorando, ni la publicación de las investigaciones llevadas a cabo por una entidad científica, excepción hecha de algunos trabajos aparecidos. Pretendemos divulgar los conocimientos astronómicos a un nivel popular, para los que se inician en este campo tan basto.

En esta entrega sobre observación lunar, trato de forma somera sobre uno de los movimientos propios de la Luna, que nos permite a los astrónomos aficionados observar un poquito más que la mitad lunar, algo más de un 58% de su superficie.

La órbita de la Luna es ligeramente elíptica, respondiendo a las tres leyes de Kepler. Sujeta no sólo a la atracción gravitatoria de la Tierra, también a la solar y bajo esta compleja teoría de la atracción gravitacional llamada de los tres cuerpos, dificulta las predicciones en los valores exactos de su órbita.
Prescindiendo de esta teoría, paso a describir que causas provocan tan peculiar movimiento llamado de libración.

La Luna, en su movimiento orbital en torno a la Tierra atraviesa por dos puntos importantes llamados apogeo y perigeo. En el apogeo la Luna se encuentra a la mayor distancia de la Tierra y en el perigeo a la mínima distancia. La figura que dibuja en su recorrido es una elipse. La segunda ley de Kepler determina que, las áreas barridas por el radio vector que une la Tierra con la Luna en tiempos iguales, son iguales. De aquí se deduce que la Luna se moverá, más deprisa en el perigeo que en el apogeo como indica la Fig.1.

En tanto que orbita la Luna en torno a la Tierra, rota sobre su eje de forma constante. Estos dos movimientos lunares, el orbital y el rotacional son los causantes que dan lugar al balanceo del cuerpo lunar conocido como movimiento de libración lunar, tanto en longitud (E-W) como en latitud (N-S). Veamos como se producen

Libración en longitud
Es debido a la 2ª ley de Kepler anteriormente mencionada (velocidad orbital irregular y movimiento constante de rotación), lo que permite al observador apreciar un máximo de 7º 50' de su superficie. Ver Fig.2, los astros no están representados a escala, para permitir resaltar la libración en longitud.

Libración en latitud
La causa que produce esta libración lunar, se debe a que, el eje de rotación de la Luna, está inclinado con respecto al plano de su órbita 6º 40' aproximadamente, que añadido a la constante dirección que mantiene el eje sobre el que rota, posibilita al observador apreciar en los Polos N y S lunares, unos 6º 50' más de sus latitudes extremas, alternativamente.

La órbita lunar a su vez está inclinada con respecto a la eclíptica (camino que recorre aparentemente el Solórbita de la Tierra con la Luna alrededor del Sol), aproximadamente 5,15º

Dada la cercanía de la Luna a la Tierra se produce el fenómeno llamado de libración diurna o paraláctica. Observada la Luna desde dos puntos opuestos en la superficie de la Tierra, desde uno de ellos la observará en su salida (orto), y desde el otro punto opuesto, observará su puesta (ocaso). Se origina el hecho, por la posición relativa de la Luna, siendo distinta para ambos observadores. Su magnitud es de casi 1º más hacia el Oeste y hacia el Este de los limbos iluminados de la constante cara visible de nuestro satélite natural. Ver Fig. 4.

Deseando que la primavera os anime en la observación del Cielo, y conociendo un poquito más los movimientos de nuestro satélite, vuestro amigo se despide hasta el proximo curso.

La fotografía lunar nos deja el recuerdo de aquello que hemos visto y nos ha facilitado experimentar con las focales aplicadas, los tiempos de exposición precisos y el tipo de película que se adapta mejor al registro lunar, en definitiva, una experiencia que nos servirá de base para otras observaciones y trabajos fotográficos aplicados a distintos cuerpos celestes.

También dimos un repaso a su historia, aprendimos a reconocer sus accidentes topográficos (cráteres, mares, cordilleras y un gran número de detalles).

Apuntábamos las referencias necesarias para disponer de mapas y obras de referencia lunar, y cómo utilizarlas en nuestras observaciones (coordenadas y movimientos lunares).

Es hora de que el observador utilice estas lecciones y otras adquiridas fuera de esta publicación "GALILEO", y comience a observar, anotar, dibujar y fotografiar todo aquello que ve, sin dejarse influenciar por la subjetividad de lo leído u oído, pero sí contrastando y verificando sobre el papel su propia experiencia, en medio de la satisfacción personal del trabajo bien hecho.

Como bien expresa el título, por fuera de la órbita lunar se sitúan los planetas del Sistema Solar, compañeros de la Tierra. Llamados en la antigüedad estrellas errantes. Unos puntitos de luz, en ocasiones más brillantes que otras, colgados de la bóveda celeste, las vieron y las vemos cambiar de posición de un día para otro, con respecto a las "estrellas fijas".

Llegados a esta definición simple de denominación planetaria, haremos dos grandes bloques, uno con los llamados planetas interiores (órbitas, por el interior de la terrestre con respecto al Sol), y otro con los planetas exteriores (órbitas, por el exterior de la órbita de la Tierra con respecto al Sol).

Sólo pueden ser confundidos, cuando las estrellas y planetas cercanos al horizonte están, bajo la influencia de la atmósfera terrestre, teniendo que atravesar su luz densas capas de polvo suspendido, haciendo temblar los puntitos brillantes observados.

En astronomía, se utiliza un concepto o valor matemático, para definir las dimensiones de cualquier objeto celeste. En los planetas se utiliza el llamado "diámetro aparente" que es el valor angular del diámetro que presentan los planetas a observar, en un momento determinado. Este valor angular viene dado en grados, minutos o segundos de arco.

Nuestros ojos, nuestras pupilas, subtienden un ángulo con un valor determinado para cada objeto observado y son capaces de reconocer ángulos (resolución) de hasta 1' de arco. Este valor es teórico y depende de muchas variables, tanto físicas como de la capacidad y agudeza visual de cada individuo.

De hecho, casi son necesarios 5' de valor angular para poder resolver a simple vista el diámetro angular de un objeto celeste. El Sol y la Luna subtienden unos diámetros aparentes de unos 30'. Nuestra estrella (el Sol), tiene un diámetro real de 1.391.980 km. Nuestra vista resuelve su diámetro en unos 30', a una distancia de nosotros de unos 150 millones de km. A nuestro satélite natural (la Luna), con un diámetro real de 3.476 km, distante de la Tierra a unos 384.400 km, la vemos también con un diámetro aparente de unos 30'. Son los únicos cuerpos celestes que podemos resolver a simple vista.

Telescópicamente la Luna y el Sol son los "agradecidos" del sistema solar. Así los llamo porque pueden estudiarse cómodamente por el astrónomo aficionado. Como hemos visto en los artículos sobre la Luna podemos observar con altas resoluciones, prácticamente con el máximo de aumentos permitido por las lentes o espejos. El Sol, lo mismo que la Luna. Sólo que con este cuerpo y debido a su intensísima luz, se deben tomar las precauciones necesarias para filtrar la intensa luminosidad, precisando los telescopios u objetivos empleados en su observación, de filtros especiales para asegurar la visión sin producir daños irreparables. En próximos artículos hablaremos de cómo observar a Helios (el Sol) a través del telescopio. Mientras tanto, sino estamos seguros, no utilizaremos el telescopio para observarle. (Consultar en las asociaciones astronómicas).

Vamos a tratar como observar Mercurio y Venus (los planetas interiores). En los mejores momentos de su aparición, observamos sus diámetros angulares de casi 12" para el primero y de casi 50" para el segundo. Como podéis ver, nuestros preciados ojos no pueden resolver sus diámetros angulares, porque el límite de la vista humana está por encima de esa resolución angular (de 1 a 5 minutos), lo que nos obliga a utilizar el telescopio para resolver sus diámetros.

Llegados a este punto y antes de usar el telescopio, sí podemos contemplar estos puntitos brillantes en los plácidos amaneceres y atardeceres, e incluso recoger instantáneas fotográficas o en vídeo de la siguiente forma:

Con una cámara fotográfica réflex, cable disparador, película de 400 ASA o superior, trípode estable y objetivo de 50 mm. Comenzamos abriendo el diafragma a 2,8 ó 4, pasamos el dispositivo de tiempos de exposición a la posición B y disparamos secuencias entre 20 y 15 segundos. Seguro que habremos recogido instantáneas de los puntitos brillantes planetarios.

Con la cámara de vídeo soportada sobre un trípode y utilizando la grabación manual, recogeremos las mismas escenas que con la cámara fotográfica. Estos dos sistemas de registro son ampliamente utilizados en los momentos de las grandes conjunciones de los planetas (planetas alineados). Imágenes que dejarán en nosotros un grato recuerdo.

En el N.º 16, 2.º Trimestre de 2001 de nuestro boletín GALILEO, comentábamos ampliamente lo que expresan los términos planetarios de elongación, conjunción y oposición. En nuestra WEB siguen estando ahí, por lo que pasaré por alto estos conceptos.

Debo resaltar que las elongaciones máximas de Mercurio y Venus son los mejores momentos para ser observados, por dos motivos: uno, por estar situados más altos sobre el horizonte y dos, por su alto brillo, excepción hecha de Mercurio sobre todo porque, a pesar de situarse en máxima separación del Sol (ángulo = Sol-Tierra-Mercurio = elongación máxima), puede encontrarse a baja altura sobre el horizonte, debido a que la eclíptica (recorrido aparente del Sol), es baja respecto al eje de rotación de nuestro planeta, como sucede en las elongaciones máximas de setiembre.

A Mercurio "el escurridizo", es posible observarlo como máximo unos 90 minutos, después de que el Sol se ponga por debajo del horizonte en las mejores elongaciones vespertinas (anocheceres). El mismo tiempo de observación tenemos antes de la salida del Sol en las mejores elongaciones máximas matutinas (fig 2).

Si nos encontramos con brumas o relieves naturales, estos dificultarán su localización y observación. Unos prismáticos de 7x50 ó 10x50 nos darán más ventajas para su localización que a simple vista. Al estar próximo al horizonte, su color es de un fuerte amarillo-naranja, motivado por la suspensión de polvo en la baja atmósfera.

Así recuerdo yo a Mercurio en los atardeceres de últimos de Marzo y primeros de Abril de 1997, en el que pude registrarlo fotográficamente con una cámara réflex y película diapositiva de 50 ASA. En esos días, la elongación superior por la que atravesaba Mercurio estaba situada entre los 18º y los 19º, pero dispuse de un cielo muy limpio y un horizonte totalmente despejado. Recordemos que Mercurio en los mejores momentos para su observación, alcanza la 1.ª magnitud, teniendo en cuenta que sus mejores elongaciones, discurren desde los 18º hasta los 28º.

Conocer con antelación los momentos de las máximas elongaciones, vienen de la mano de los anuarios de efemérides que se publican en el Estado (Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid y las Efemérides Astronómicas del Instituto y Observatorio de Marina de San Fernando, Cádiz). También podemos encontrar las tablas en las revistas especializadas y boletines de las asociaciones astronómicas. Conviene recordar que debemos tener en cuenta la altura sobre el horizonte que alcanza la eclíptica, para conocer las posibilidades que tenemos de localizar a Mercurio.

A simple vista ya hemos indicado que su observación, no pasa de ser un punto más o menos brillante bajo la influencia de su cercanía al Sol y de las condiciones de la baja atmósfera, donde las nieblas, brumas y relieves montañosos, serán determinantes para su localización.

Mercurio visto al telescopio, sobre todo con los de tipo medio (150 mm de Ø), se resuelve con un pequeñísimo diámetro, que sumado a las condiciones anteriormente expuestas, a los resplandores de la noche entrante o amanecer saliente, junto a las turbulencias atmosféricas, impiden reconocer ningún detalle de su superficie, salvo los contornos de la fase en que se encuentre el planeta. Si se dispone de un diámetro superior del objetivo (250 a 300 mm. de Ø), observaremos un pequeño aumento de su diámetro, pero notaremos que las turbulencias también son mayores, proporcionando una imagen inestable.

La turbulencia que origina nuestra atmósfera y la baja altura del astro, casi alcanza 4", permite que los instrumentos de menor diámetro se vean menos afectados, que los de mayor diámetro

No quiero pasar por alto el tránsito de Mercurio por la superficie del Sol, mal dicho por la superficie solar. Es una expresión que se utiliza en astronomía verdaderamente es un tránsito espacial de Mercurio por la fotosfera solar (conjunción). La explicación física del porqué se dan estos pasos o tránsitos excede la pretensión de este artículo, sólo decir que se debe a la excentricidades orbitales de ambos planetas (Mercurio y Tierra). Hablaremos con detenimiento de ello más adelante en otros artículos.

Simplemente saber que es un fenómeno curioso, que se da en unos períodos anuales muy concretos y que el aficionado que tiene la suerte de observarlo, guarda un grato recuerdo y una experiencia enriquecida en el cronometrado de la entrada del pequeño disco, y los distintos pasos, a veces cercanos a las manchas solares, y la salida de Mercurio de la fotosfera solar. Se pueden cronometrar más instantes de los contactos y del tránsito, realizando un completo registro del fenómeno.

La observación de este evento al completo requiere dos condiciones: una, que sea visible desde nuestra localidad o desde donde tengamos por costumbre realizar observaciones, y dos, que el horizonte esté limpio de impedimentos atmosféricos y de accidentes naturales.

El observador deberá contar con un telescopio adaptado para las observaciones de la fotosfera solar, situando en la boca del tubo telescópico (filtro Mylar) u otros sistemas probados en el seguimiento de las manchas solares.

El sistema más indicado es la realización de tomas fotográficas a foco primario, por medio del cual se podrá registrar al completo el disco solar. Otro medio de registro es sustituir el objetivo normal de 50 mm, por un teleobjetivo de 125 ó 200 mm, que, incorporando uno o dos duplicadores de focal, alcanza la inestimable focal de 400 u 800 mm, la cual nos da un considerable diámetro del disco solar en el negativo. No olvidemos montar en la boca del objetivo el filtro Mylar.

Jamás se deberá usar el filtro de ocular que acompaña a los telescopios de baja calidad. Se corre el riesgo de ceguera por la rotura del mismo durante la observación.

Durante el evento, observaremos un pequeño disco oscuro de entre 10" y 12" aproximadamente. El camino que recorre el planeta perfilándose sobre el disco solar es el trazado por una cuerda que corta la circunferencia del disco.

Precisamente, el 7 de mayo de 2003, Mercurio realizará un tránsito por el disco solar, siendo prácticamente visible en toda la Península. El inicio del fenómeno será invisible, porque el Sol todavía no habrá salido por el horizonte Este, pero hora y media más tarde aproximadamente ya se podrá observar cómodamente. Los observadores situados más al Este del Territorio, gozarán de mayor tiempo de observación. El evento en concreto tiene una duración aproximada de unas 5 horas.

Así que, conociendo la fecha, ya podemos ir preparando la instrumentación necesaria. Tenemos el tiempo suficiente para realizar pruebas de qué películas fotográficas son las ideales y preparar los distintos accesorios para registrar el evento.

Estad atentos a los datos que publicaremos en el boletín GALILEO y en la página WEB. Para cualquier duda de cómo, cuando y donde seguir este acontecimiento astronómico, acercaos a la sede de la AAV/BAE. Allí estamos para resolver todas vuestras dudas. Os adelanto un dibujo aproximado del tránsito de Mercurio por la fotosfera solar.
La saga planetaria continúa con el próximo capítulo en el que Venus, el planeta de las nubes eternas, será el protagonista de la historia.

Jupiter El gigante del sistema solar

ste inmenso planeta absorbió una gran parte de los restos (polvo, gas, rocas y planetoides) que orbitaban alrededor del Sol, durante y después del encendido nuclear de nuestra estrella.

En un proceso que aún hoy en día se desconoce en su totalidad, promocionó la aparición de la acumulación de materiales, elevando cada vez más la atracción gravitatoria de este núcleo hasta llegar a lo que hoy conocemos, un planeta gaseoso de un diámetro ecuatorial de unos 142.800 Km.

La relativa cercanía al Sol (778,3 millones de Km.), la existencia en la nube primigenia de más núcleos rocosos y gaseosos en construcciones planetarias, es posible que impidiera que Júpiter alcanzase la fase primitiva en la que pudiese haber conseguido reacciones nucleares y así convertirse en estrella.

El 7 de diciembre de 1995 el módulo sonda se desprendió de la nave Galileo, penetrando en la atmósfera superior de Júpiter y proporcionando las medidas de su composición química, dando como resultado de un 90% de H (hidrógeno) y un 10% de He (helio), siendo el mejor exponente de la nebulosa original a partir de la cual surgió nuestro Sistema Solar. Podría enumerar infinidad de descubrimientos realizados por las sondas Voyager hasta los últimos conseguidos por la Galileo, pero entiendo que en Internet y en las sedes de las Asociaciones Astronómicas de aficionados podéis consultar sus bibliotecas sobre este tema, en las que encontraréis todos los datos de referencia y continuidad investigadora.

FIG 1. Imagen de Júpiter en color verdadero compuesta por 4 tomas captadas por la sonda Cassini el 7 de diciembre de 2000. NASA / JPL/University of Arizona .

Su gran masa le permite, con la ley física de la atracción gravitatoria comandar en sus cercanías, atrayendo constantemente a todos los cuerpos errantes que orbitan en torno al Sol (cometas, asteroides, etc.), rectificando sus órbitas, acortando las distancias de sus perihelios e incluso "succionándolos", como fue el caso del cometa ShoemakerLevi en Julio de 1994, que impactó en las capas atmosféricas del planeta. En sus cercanías el Cinturón de Asteroides se ve perturbado por su fuerza de atracción, generando en estos, resonancias orbitales y agrupándolos en familias (ver figura del anterior boletín Nº 25). Incluso los cabeceos en las órbitas de Saturno y Urano están regidos por los tirones poderosos gravitacionales que emanan de Júpiter. Este gigante en su translación alrededor del Sol culmina una órbita completa en 11,856 años terrestres, es decir, que observado desde la Tierra cruza las constelaciones empleando un año en cada una de ellas. El tiempo que emplea entre dos oposiciones consecutivas oscila entre los 394,9 hasta los 401,89 días, con una media de 398,88 días terrestres, obligado por su excentricidad orbital (0,048) superior a la terrestre (0,0167), llamándose a este tiempo período sinódico del planeta.

En su recorrido orbital Júpiter, se sitúa en su máxima y mínima declinación con respecto a la Tierra, en torno a los 23º30' y los -23º30', lo que nos permite a los observadores durante la máxima, estudiarle a mayor altura sobre el horizonte con comodidad a su paso por el meridiano de nuestra localidad, ocurriendo lo contrario en su mínima declinación, puesto que le observaremos más cercano al horizonte dificultándonos su visión por las condiciones atmosféricas terrestres. Así tenemos que en el pasado 6 de Octubre de 2004, su declinación fue de 0º y el planeta alcanzará su próxima declinación más baja el 13 de Setiembre de 2008 con -23º10', volviendo a recuperar los 0º de nuevo el 8 de Julio de 2010, situándose en 23º11' el 15 de Julio de 2013. Durante el invierno de 2004-2005 lo observaremos durante la segunda mitad de la noche en condiciones aceptables.

Su inclinación con respecto a la eclíptica es de 1,30º y dado que su período sinódico arriba mencionado ronda los 399 días, indica que la duración de éste, es de 1 año y unos 34 días, por lo que las oposiciones se alargan un mes más tarde aproximadamente cada año. Algo parecido sucede en la rotación sobre su eje, siempre en armonía con las leyes de Kepler y la de la gravitación. Estudiado en la antigüedad, el tiempo de duración de un día jupiteriano era desconocido, hasta que en 1664 el astrónomo italiano Cassini utilizando las manchas de su atmósfera superior estableció un tiempo medio de 9 horas y 56 minutos. Posteriores astrónomos a Cassini hallaron valores menores, de unas 9 horas y 50 minutos, no comprendiendo estas diferencias hasta que descubrieron que el planeta tenía varias zonas con distintos tiempos de rotación: una zona ecuatorial con una rotación media de 9 horas 50 minutos y 30 segundos y otra zona, las alejadas del ecuador con tiempos medios de 9 horas y casi 56 minutos. Denominándose Sistema I al ecuatorial y Sistema II , al resto de las zonas hasta los Polos del planeta. Es ésta rápida rotación la causante del achatamiento de los Polos, que se distingue perfectamente al observarle al telescopio (diámetro polar de unos 133.700 Km., y diámetro ecuatorial de 142.800 Km.) El primero en echar un vistazo a Júpiter con un instrumento óptico fue Galileo, quedando atónito al divisar tres estrellitas al lado del diámetro planetario en la noche del 7 de Enero de 1610, y no saliendo de su asombro en la noche del 13 del mismo mes, seis días más tarde, observó cuatro puntitos luminosos, haciéndole sospechar que estos cuerpos planetarios debían pertenecer al movimiento orbital jupiteriano. El mismo Galileo les llamó "astros de Médicis" nombre de su mecenas en aquellos momentos. Posteriormente fueron nominados con los nombres que actualmente conocemos (nombres de la mitología griega, amantes de Zeus, ver boletín Nº25 el artículo "La danza de los satélites galileanos" de nuestro compañero Esteban Esteban),

Io, en su máximo alejamiento de Júpiter se sitúa en torno a los 422.000 Km., con un período orbital de 1,769 días y 0º de inclinación ecliptical. Este activo satélite desarrolla un vulcanismo constante producido por las "fuerzas de marea" provocadas por la inmensa atracción gravitatoria generada por Júpiter. En una noche despejada y a elevada altura sobre el horizonte, esta lunita brilla con una magnitud de 5, pues su diámetro de 3.630 Km., y reflectividad de su superficie nos permite con unos simples prismáticos de 7 x 50, observarle cómodamente. Europa , con un tamaño algo menor que Io (3.140 Km.) responde visualmente a una magnitud de 5,3 y se aleja del gigante hasta los 671.000 Km., cerrando su órbita en 3,551 días con 0,5º de inclinación con respecto al plano de su órbita. Su visión no entraña dificultades y su brillo es puntual. Ganímedes , se sitúa a una distancia del gigante gaseoso de 1.070.000 Km., tarda 7,155 días en recorrer su periplo de traslación, inclinándose 0,2º con respecto al plano de su órbita. Es el más brillante de los satélites galileanos, brillando con una magnitud de 4,6 y con su diámetro de 5.270 Km es el satélite más grande del Sistema Solar. Calixto , a una distancia máxima de Júpiter de 1.880.000 Km., cierra una órbita completa en 16,69 días y al igual que Ganímedes su inclinación alcanza los 0,2º. Es el más oscuro de los cuatro, alcanzando la magnitud de 5,6, siendo su diámetro de 4.800 Km. En su deambular orbital se aprecia cada día las distintas posiciones en el plano de la eclíptica. Además de sus cuatro satélites principales, en total se han descubierto unos 60, de los que 40 ya han sido nominados, algunos de ellos con nombres propios y el resto con la inicial J20, J21, J22, J23, etc.

FIG 3 Io I, Europa II, Ganímedes III y Calixto IV

No es mi intención saturar este trabajo de datos físicos del llamado mini sistema solar de Júpiter, así que ahora me centraré en iniciaros a la observación de este complejo planetario. En la figura 3 , observamos a Júpiter y a los cuatro satélites descritos el día 6 de Enero de 2005 a las 4 horas y 40 minutos de la madrugada, tal como los veríamos a través de un telescopio de 150 mm. de diámetro y 1200 mm. de distancia focal y utilizando un ocular de 12 mm., lo que daría como resultado unos 100 aumentos (1200/12). El espectáculo es altamente reconfortante. Observamos el disco de Júpiter bien contorneado, con dos bandas ecuatoriales definidas y si la noche en que se observa hay una cierta estabilidad atmosférica veremos otras dos bandas cercanas a los polos de menor contraste pero resolubles si utilizamos la visión lateral de nuestros ojos. A ambos lados del planeta apreciamos el brillo inconfundible de los satélites antes mencionados. En menos de dos horas de observación, notamos como los dos primeros (Io y Europa) cambian de posición orbital. Al día siguiente apreciamos que Ganímedes y Calixto también han variado su posición con respecto al día anterior. De esta forma se puede seguir un período completo de sus órbitas. En determinados momentos los satélites son ocultados al paso por detrás de Júpiter y en otros instantes, realizan un tránsito por delante del gigantesco planeta, llegando a observar las sombras proyectadas sobre la alta atmósfera superior de Júpiter y unas manchitas muy pequeñas de los propios satélites. Además, el deambular orbital de los cuatro satélites provoca eclipses entre ellos. A estas ocultaciones, tránsitos y eclipses se les ha dado en llamar "Fenómenos muuos", siendo muy observados por un gran número de aficionados. Además de estos fenómenos, el estudio de Júpiter por los aficionados se centra en la variación de su alta atmósfera, en la cual se producen cambios estructurales a gran escala. Su conocimiento permite entender las causas que provocan el desarrollo atmosférico y la interacción del mismo. De todos es bien conocido el estudio exhaustivo que realiza el equipo investigador de la Universidad del País Vasco, comandada por el Dtor. Agustín Sánchez Lavega. Los aficionados en el registro de estos fenómenos podemos seguirlos, incorporando en el porta ocular de nuestro telescopio la tecnología de las cámaras digitales e in cluso a un precio más económico las Web Cam aparecidas en el mercado de la informatica, que dan un magnifico resultado en la observación planetaria. Las imagenes que se adquieren con estos detectores son extraordinarias, faciles de tratamiento posterior con programas informaticos. Para los que se inician en la observación del gigante gaseoso es necesario que no realicéis comparacion de lo que estais viendo con vuestro telecopio a como lo ven y fotografian los grandes telescopios. Debemos comenzar con la utilizacion de aumentos bajos y medios, para que la resolucion del diametro jupiteriano sea nitida y estable con el minimo de perdida de luz y utilizando la "visión lateral", que nos permitirá concretar detalles de las bandas nubosas, incluso apreciar la Gran Mancha Roja (fig 4) , siempre que en el momento de la observación se sitúe cercana al meridiano central de Júpiter. Debemos de tener en cuenta para ello, que la rotación del planeta ronda las 9 horas y 54 minutos. En la sede de nuestra Agrupación Astronómica, disponemos de un programa informático en el que podemos hallar la posición en todo momento, de este gigantesco anticiclón. Los nombres de los detalles de la alta atmósfera adoptados por la IAU (Unión Astronómica Internacional) no las menciono puesto que alargaría excesivamente este estudio preliminar, pero podéis conseguir en las bibliotecas de las asociaciones astronómicas. El objetivo que persigo es vuestro interés en la observación planetaria, que disfrutéis del espectáculo que la visión telescópica nos ofrecen los planetas gigantes y sobre todo, como es y como se mueve el 5º planeta. Mucho se ha descubierto sobre Júpiter y su sistema de satélites desde la visita de las sondas Pioner, hasta la Galileo. Hay para llenar mas de cuatro tomos científicos de esta exploración. Importante es conocerlos, ahi están, en las bibliotecas de las Asociaciones Astronómicas de aficionados, en Internet, las revistas especializadas. Ademas hay publicados infinidad de articulos de como observar directamente el sistema de Jupiter y su cohorte de satélites con los telescopios de aficionados y disfrutar de la belleza de sus movimientos y los fenómenos tan extraordinarios que se producen. Bien, apuntemos nuestros "tubos ópticos", probemos con distintas ampliaciones (oculares) y anotemos lo que veamos. Si disponemos de cámara fotográfica, digital o Web Cam, utilicémosla a foco primario interponiendo una lente Barlow x 2 ó x 3, las imágenes mantendrán vivo el interés de lo que han visto nuestros ojos, hagámoslo saber. Cualquier duda o incertidumbre que os surja en vuestra observación, no dudéis en consultarla con amigos aficionados más expertos, del correcto conocimiento y orientación adecuada depende vuestra singladura en el tema de la Astronomía planetaria. Como siempre, me despido de vosotros deseándoos noches largas observacionales de prolongada satisfacción, nos vemos para no perder nunca nuestra buena costumbre, hasta dentro de tres lunas. Saludos astronómicos.

FIG 4. La Gran Mancha Roja en el infrarrojo cercano (756nm). Mosaico compuesto por 6 imagenes captadaspor la sonda Galileo

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