Entradas del mes de julio de 2018

 [Nota: Este artículo es una recopilación de todas las entradas publicadas durante este mes]

Dibujo: Cobb’s barn

Dibujo

Por Fran Sevilla

Otro dibujo finalizado, en esta ocasión basado en la obra “Cobb’s barn” de Edward Hopper. Esta realizado sobre papel A4 de 300 gramos, con pasteles duros.

 

El cielo a simple vista en julio 2018

Astronomía

Por Josean Carrasco

Las estrellas brillantes que primero aparecen en el crepúsculo vespertino y destacan al anochecer son:

Vega (Alpha Lyr), Altair (Alpha Aql),  Deneb (Alpha Cyg), Arturo (Alpha Boo), Antares (Alpha Sco) y  Espiga (Alpha Vir). Las tres primeras configuran el popular asterismo del TRIÁNGULO DE VERANO.


 

TRIÁNGULO DE VERANO. Infografía elaborada a partir de una fotografía de Belén Santamaría

 

También son visibles en el crepúsculo vespertino y de Oeste a Este los 5 planetas: Mercurio (hasta el día 25), VenusJúpiterSaturno y Marte

Las estrellas brillantes que destacan al final de la noche y las últimas en desaparecer en el crepúsculo matutino son: Vega (Alpha Lyr), Altair (Alpha Aql), Deneb (Alpha Cyg), Fomalhaut (Alpha PsA), Capella (Alpha Aur) y Aldebarán (Alpha Tau)

El planeta visible al final de la noche y en el crepúsculo matutino es Marte

EL SOL EN JULIO 2018

Tiempos en horario peninsular y valores de AR y Dec  J2000 durante el tránsito solar en Donostia

Día 1

Día 15

Día 30

Comienzo Crepúsculo Matutino

04:13

04:31

04:12

Orto

06:29

06:39

06:54

Tránsito

14:11

14:13

14:14

Ocaso

21:53

21:47

21:33

Final Crepúsculo Vespertino

00:10

23:56

23:31

Ascensión Recta

06h41m06s

07h38m27s

08h38m04s

Declinación

+23 05′ 57″

+21 30′ 32″

+18 29′ 20″

El día 13 tiene lugar un eclipse parcial de Sol que no es visible desde la península ni Canarias

Rayo Verde desde el Paseo Nuevo de Donostia. Cortesía de Belén Santamaría

 

LA LUNA EN JULIO 2018

Tiempos en horario peninsular de las fases lunares de este mes

Día

Hora

(Peninsular)

Constelación

Sale

Culmina

Se pone

Cuarto Menguante

6

09:51

Aqr

03:00

08:42

14:33

Luna

Nueva

13

04:48

Tau

06:19

13:49

21:26

Cuarto Creciente

19

21:52

Vir

14:04

20:31

02:48

Luna Llena

27

22:20

Sgr

21:14

02:01

06:47

En verde aparecen las horas del día anterior al señalado en la tabla y en rojo las del posterior. En celda naranja la Luna está bajo el horizonte a esa hora

 

Tiempos en horario peninsular de los perigeos y apogeos lunares este mes

Día

Hora

(Peninsular)

Constelación

Distancia a la Tierra en Km

Perigeo

13

10:26

Gem

357 434.7 km

Apogeo

27

07:42

Sgr

406 215.9 km

Las horas en celda naranja  señalan que la Luna está bajo el horizonte.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

El 27 de julio tiene lugar un Eclipse Total de Luna visible al amanecer

Dibujos del eclipse total de Luna de septiembre 2015. Cortesía de Kaput Gorgonis

 

PLANETAS EN JULIO 2018

 

Posiciones heliocéntricas de los planetas a mediados de julio 2018

 

Ascensión Recta

Declinación (J2000)

Día 1

Cons

Día 15

Cons

Día 30

Cons

Mercurio

08h19m59s

Cnc

09h22m13s

Leo

09h34m13s

Leo

+20 56′ 58″

+14 21′ 27″

+09 58′ 34″

Venus

09h29m53s

Leo

10h29m54s

Leo

11h28m56s

Leo

+16 40′ 30″

+10 44′ 11″

+03 35′ 24″

Marte

20h50m50s

Cap

20h43m57s

Cap

20h28m22s

Cap

-22 52′ 17″

-24 17′ 21″

-25 48′ 44″

Júpiter

14h44m29s

Lib

14h43m57s

Lib

14h45m58s

Lib

-14 45′ 24″

-14 46′ 50″

-15 00′ 00″

Saturno

18h23m08s

Sgr

18h18m49s

Sgr

18h14m46s

Sgr

-22 28′ 57″

-22 32′ 31″

-22 35′ 57″

Urano

01h59m04s

Ari

02h00m22s

Ari

02h01m08s

Ari

+11 34′ 34″

+11 41′ 20″

+11 45′ 03″

Neptuno

23h10m42s

Aqr

23h10m12s

Aqr

23h09m17s

Aqr

-06 20′ 15″

-06 24′ 02″

-06 30′ 20″

Tablas con las coordenadas J2000 de los planetas a primeros, mediados y finales del mes a las 0hUTC. Fuente JPL      

 

MERCURIO                       

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

-0.0

0.7

2.4

Sale

08:25

09:00

08:29

Culmina

15:54

15:59

15:09

Se oculta

23:21

22:56

21:49

Elongación

23.8º vespertino

26.2º vespertino

16.1º vespertino

El día 16 Mercurio alcanza su máxima elongación Este, 26.4º. Estacionario el día 25

VENUS

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

-4.1

-4.1

-4.2

Sale

09:54

10:23

10:51

Culmina

17:03

17:07

17:07

Se oculta

00:11

23:50

23:32

Elongación

40.7º vespertino

43.0º vespertino

44.9º vespertino

MARTE          

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

-2.2

-2.6

-2.8

Sale

23:53

22:58

21:51

Culmina

04:23

03:21

02:07

Se oculta

08:53

07:44

06:22

Marte en oposición el día 27. Maximo acercamiento a la Tierra el día 31

JÚPITER         

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

-2.3

-2.2

-2.1

Sale

17:08

16:13

15:17

Culmina

22:14

21:18

20:21

Se oculta

03:19

02:23

01:25

Júpiter estacionario el día 25

SATURNO       

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

0.0

0.1

0.2

Sale

21:24

20:25

19:22

Culmina

01:56

00:56

23:53

Se oculta

06:27

05:28

04:24

Inclinación del Polo Norte

26.1º

26.2º

26.4º

URANO               

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

5.8

5.8

5.8

Sale

02:43

01:48

00:50

Culmina

09:30

08:37

07:38

Se oculta

16:18

15:25

14:27

NEPTUNO               

Día 1

Día 15

Día 30

magnitud

7.9

7.8

7.8

Sale

01:03

00:08

23:08

Culmina

06:42

05:47

04:47

Se oculta

12:21

11:26

10:25

Tablas con las horas de visibilidad de los planetas a primeros, mediados y finales de mes en horario peninsular. Fuente JPL       

                                                                                                      

ASTEROIDES BRILLANTES EN JULIO 2018

Tabla de los asteroides brillantes (hasta mag 10) visibles durante todo el mes  a medianoche

AR | Dec J2000

mag

Sale

UTC

Se pone

UTC

Cons

(4) Vesta

17h29m44s | -21 40′ 03″

6.0

17:28

02:39

Oph

(88) Thisbe

19h59m04s| -17 28′ 07″

9.8

19:38

05:27

Sgr

Los valores de magnitud y las coordenadas J2000 son del día 15 a las 0h UTC. Las horas de salida y puesta también en UTC.  En rojo los asteroides en oposición este mes. Fuente JPL  

 

Trayectoria de (88) Thisbe a lo largo de julio 2018

 

COMETAS BRILLANTES EN JULIO 2018

Por cortesía de José Joaquín Chambó Bris, aquí un enlace a su blog COMETOGRAFÍA, una magnífica publicación con información actualizada sobre los cometas más brillantes visibles en nuestros cielos



[Artículo de Josean Carrasco, presidente de la Asociación Astronómica Izarbe de San Sebastián]



Dibujo de Hayabusa 2 y Ryugu

AstronomíaDibujo

Por Verónica Casanova

Crédito: Verónica Casanova. www.astrofisicayfisica.com

El sábado 30, día del asteroide se me ocurrió hacer un dibujo sencillo del asteroide Ryugu y de la sonda Hayabusa 2 con un toque cómico. Espero que os guste.

[Artículo cedido por Astrofísica y Física].

 

Dibujo: Casa de campo

Dibujo

Por Fran Sevilla

Dibujo de un paisaje con una casa de campo, realizado en 2017, con grafito sobre papel A5.

 

Grata sorpresa

AstronomíaDibujo

Por Fran Sevilla

Que gran sorpresa me llevé el pasado domingo cuando vi en los anexos del libro “Dibujo Astronómico” de Leonor Ana Hernández que había incluido mi otro blog: fjsevilla.com. Hace un año tomé la decisión de incluir todos sus contenidos en Vega 0.0, de modo que la gestión era más sencilla, se agrupaban contenidos, pero a la vez se incluía una etiqueta y categoría, además de una opción de menú, para permitir acceso sencillo a los dibujos.

Es un gran honor haber sido incluido en esta lista, donde están blogs y gente cuyos trabajos con un nivel inalcanzable para mi.

¡Gracias Leonor!

Obviamente ni que decir, que este libro se trata de una magnífica obra para iniciarnos en el dibujo astronómico. Si no lo tenéis, ¿a qué esperáis a comprarlo?   

 

Dibujo: Naranja

Dibujo

Por Fran Sevilla

Algo refrescante para estos calores del verano, un dibujo de una naranja, realizado sobre papel A4 con pasteles duros.

¡Trabajo finalizado!

 


Alerta observacional: Nova en Scutum

Astronomía

Por Fran Sevilla

Tal y como anunció la AAVSO en su alerta 648 del pasado 2 de julio, Yukio Sakurai ha descubierto una nova en la magnitud +10,3 en la constelación de Scutum. A diferencia de la anterior nova descubierta en Lupus (ver artículo “Alerta observacional: Nova en Lupus“), ésta si es observable desde España. Las coordenadas de la nova son ascensión recta 18h 29m 22,93s y declinación -14º 30′ 44,2”.

Os incluimos una carta para realizar la fotometría de dicha nova (fuente AAVSO) y otra para su localización (fuente Stellarium).

Crédito: AAVSO

 


Dibujo: Asteroide Ryugu

AstronomíaDibujo

Por Fran Sevilla

Dibujo del asteroide Ryugu (162173) visitado por la misión Hayabusa-2. Realizado sobre papel negro A4 con pasteles blancos, gris y carboncillo 4B.

 

Buscando estabilidad climática en los exoplanetas (I)

Astronomía

Por Verónica Casanova

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

Representación artística de Kepler-186f. Crédito: NASA Ames / JPL-Caltech / T. Pyle

Un nuevo estudio del Instituto de Tecnología de Georgia proporciona nuevas pistas que indican que un exoplaneta situado a 500 años luz de distancia se parece mucho a la Tierra.

Kepler-186f es el primer planeta del tamaño de la Tierra que fue identificado fuera del Sistema Solar orbitando la zona habitable de una estrella. En astrofísica, se denomina zona de habitabilidad estelar a la región alrededor de una estrella en la que el flujo de radiación incidente permitiría la presencia de agua en estado líquido sobre la superficie de cualquier planeta (o satélite) rocoso que se encontrase en ella y que contase con una masa comprendida entre 0,5 y 10 masas terrestres y una presión atmosférica superior a 6,1 mbar, correspondiente al punto triple del agua a una temperatura de 273,16 K.

El estudio del Instituto de Tecnología de Georgia utilizó simulaciones para analizar e identificar la dinámica del eje de giro del exoplaneta. Esas dinámicas determinan cuánto se inclina un planeta sobre su eje y cómo evoluciona ese ángulo de inclinación con el tiempo. La inclinación axial contribuye a las estaciones y al clima porque afecta al modo en el que la luz solar incide sobre la superficie del planeta.

Los investigadores sugieren que la inclinación axial de Kepler-186f es muy estable, al igual que la de la Tierra, lo que podría significar que tenga estaciones y un clima estable. El equipo del Instituto de Tecnología de Georgia cree que la misma dinámica se cumple para Kepler-62f, un planeta del tamaño de una súper Tierra que orbita alrededor de una estrella situada a unos 1.200 años luz de distancia de nosotros.

¿Por qué es tan importante la inclinación axial para el clima? Una gran variabilidad en la inclinación axial podría ser uno de los motivos por los que Marte pasó de ser un lugar acuoso al desierto estéril que observamos hoy en día.

“Marte está en la zona habitable de nuestro Sistema Solar, pero su inclinación axial ha sido muy inestable, variando de cero a 60 grados”, comenta el profesor asistente del Instituto de Tecnología de Georgia Gongjie Li, quien dirigió el estudio junto con el estudiante de posgrado Yutong Shan. “Esa inestabilidad probablemente contribuyó a la descomposición de la atmósfera marciana y a la evaporación del agua superficial”.

Como comparación, la inclinación axial de la Tierra oscila más suavemente, entre 22.1 y 24.5 grados, yendo de un extremo a otro cada 10.000 años aproximadamente. Los efectos de esta variación en la Tierra pueden observarse en lugares como Zumaia. De echo, la mayoría de las personas que han visto la famosa serie Juego de Tronos no se han percatado de que la geomorfología de Rocadragón obedece a los efectos de esta variación orbital. Tenéis más información en este enlace: La historia de la Tierra escrita en la Costa Vasca.

 

Fuente: Phys.org

 

Dibujo: Banco de parque

Dibujo

Por Fran Sevilla

Dibujo de un banco del parque Ribera de Castilla de Valladolid, realizado el lunes 9 de julio con carboncillo sobre papel A6.

 

 

Buscando estabilidad climática en los exoplanetas (y II)

Astronomía

Por Verónica Casanova

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

NASA Ames/SETI Institute/JPL-Caltech

El ángulo de orientación de la órbita de un planeta alrededor de su estrella anfitriona puede oscilar por interacción gravitacional con otros planetas del mismo sistema. Si la órbita oscilara a la misma velocidad que la precesión del eje de rotación del planeta (similar al movimiento circular exhibido por el eje de rotación de una parte superior o giroscopio), el eje de rotación también se tambalearía hacia adelante y hacia atrás, a veces dramáticamente.

Marte y la Tierra interactúan fuertemente entre sí, así como con Mercurio y Venus. Como resultado, por sí mismos, sus ejes de giro precesarían con la misma velocidad que la oscilación orbital, lo que puede provocar grandes variaciones en su inclinación axial. Afortunadamente, la Luna mantiene las variaciones de la Tierra bajo control.

Fuente: Wikipedia

La Luna aumenta la tasa de precesión del eje de rotación de nuestro planeta y la hace diferente de la tasa de oscilación orbital. Marte, por otro lado, no tiene un satélite lo suficientemente grande como para estabilizar su inclinación axial. “Parece que ambos exoplanetas son muy diferentes de Marte y la Tierra porque tienen una conexión más débil con sus planetas hermanos”, dijo Li, un miembro de la Facultad de Física. “No sabemos si poseen lunas, pero nuestros cálculos muestran que incluso sin satélites, los ejes de giro de Kepler-186f y 62f se habrían mantenido constantes durante decenas de millones de años”.

Kepler-186f es solo un 11 % más grande que la Tierra, pero su masa, composición y densidad siguen siendo un misterio. Orbita a su estrella cada 130 días. Según la NASA, el brillo de esa estrella a mediodía, parecería tan brillante como el Sol justo antes del ocaso en la Tierra. Kepler-186f se encuentra en la constelación de Cygnus como parte de un sistema de cinco planetas.

Kepler-62f fue el exoplaneta más parecido a la Tierra detectado hasta el hallazgo de Kepler-186f en 2014. Es aproximadamente un 40 por ciento más grande que nuestro planeta y es probable que sea un mundo terrestre o cubierto por océanos. Está en la constelación de Lyra y es el planeta más externo de entre los cinco exoplanetas que orbitan alrededor de su estrella.

“Nuestro estudio es uno de los primeros en investigar la estabilidad climática de los exoplanetas y se suma a la creciente comprensión de estos mundos cercanos potencialmente habitables”, dijo Li.

“No creo que comprendamos lo suficiente sobre el origen de la vida para descartar la posibilidad de su presencia en planetas con climatologías irregulares”, agregó Shan. “Incluso en la Tierra, la vida es notablemente diversa y ha demostrado una increíble capacidad de recuperación en entornos extraordinariamente hostiles. Pero un planeta climáticamente estable podría ser un lugar más idóneo para comenzar”.

Fuente: Phys.org

 

Dibujo: Vaso

Dibujo

Por Fran Sevilla

Dibujo de un vaso con pasteles duros sobre papel de color kraft.

 

Captada por primera vez la imagen de un planeta recién nacido

Astronomía

Por Fran Sevilla

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

 

Esta espectacular imagen captada por el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, es la primera imagen clara de un planeta en plena formación alrededor de la estrella enana PDS 70. El planeta se distingue claramente como un punto brillante a la derecha del centro de la imagen, que está oscurecida por la máscara del coronógrafo utilizada para bloquear la luz cegadora de la estrella central. Crédito: ESO/A. Müller et al.

SPHERE, un instrumento buscador de planetas instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha captado la primera imagen confirmada de un planeta formándose en el disco de polvo que rodea a una estrella joven. Además, los datos obtenidos sugieren que el planeta posee una atmósfera nubosa.

En las observaciones realizadas, la figura del planeta destaca como un punto brillante situado a  3.000 millones de kilómetros de la estrella central, denominada PDS 70, lo cual equivale a la distancia entre Urano y el Sol. El análisis muestra que PDS 70b es un planeta gaseoso gigante con una masa unas cuantas veces la de Júpiter. La superficie del planeta tiene una temperatura de aproximadamente 1000° C, mucho más caliente que cualquier planeta de nuestro Sistema Solar.

Para poder lograr esta imagen, los astrónomos han tenido que emplear un coronógrafo para bloquear la luz de la estrella y permitir así que el brillo de esta no impida la observación del planeta.

“Estos discos alrededor de estrellas jóvenes son los lugares en los que nacen los planetas, pero hasta ahora sólo un puñado de observaciones han detectado indicios de planetas bebé en ellos”, explica Miriam Keppler, que lidera el equipo detrás del descubrimiento del planeta PDS 70b, aún en formación. “El problema es que, hasta ahora, la mayoría de estos candidatos a planeta podrían ser solo fenómenos en el disco”.

El compañero planetario de PDS 70 ha escavado un disco de transición (un disco protoplanetario con un gigantesco “hueco” en el centro). Estas brechas internas se conocen desde hace décadas y se ha especulado con que fueran fruto de la interacción entre el disco y el planeta. Ahora, por primera vez, podemos ver el planeta.

“Los resultados de Keppler ofrecen una nueva perspectiva sobre las primeras etapas de evolución planetaria, que son complejas y que no comprendemos del todo” comenta André Müller, líder del segundo equipo que investiga al joven planeta. “Necesitábamos observar un planeta en el disco de una estrella joven para comprender realmente los procesos de formación planetaria”. Determinando las propiedades atmosféricas y físicas del planeta, los astrónomos son capaces de probar modelos teóricos de formación planetaria.

Fuente: ESO.

 

Meteoros Delta Acuáridas del Sur y Alfa Capricórnidas en 2018

Astronomía

Por Fran Sevilla

Radiantes activos en julio. Crédito: IMO

Durante este mes de Julio, en general la actividad meteórica es muy baja, aunque hay gran cantidad de radiantes activos, principalmente el complejo de Acuario. El próximo día 30 de Julio, hay dos radiantes de este complejo que alcanzarán el máximo, y dado que son de baja actividad se verá desfavorecida su observación por la presencia de la Luna prácticamente en fase llena.
El primero de ellos son las delta Acuáridas del Sur (Código IMO: SDA), situadas en A.R. 339º y declinación 16º. La actividad va del 12 de Julio al 23 de Agosto, y durante el máximo alcanza una THZ de 15 meteoros/hora.

El otro radiante son la alfa Capricórnidas (Código IMO: CAP), situadas en A.R. 307º y declinación -10º. Su actividad va del 3 de Julio al 15 de Agosto y su THZ en el máximo será de 5 meteoros/horas. Son meteoros lentos y debemos tener cuidado con no confundirlos con las SDA, muy próximas. Se incluye una carta con la deriva de varios radiantes en el área de Acuario (Fuente: IMO)

 

Guía para observar Marte durante la oposición de 2018

Astronomía

Por Fran Sevilla

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¡¡Terrícola!! No me espíes con el telescopio que te desintegro!

 

Cuando te hablan de la oposición de Marte. ¿piensas que verás ésto?

De existir estos “divertidos” seres, necesitarías algo más que un telescopio para poder verlos. Vamos a profundizar un poco más en la observación del planeta rojo y no crearnos falsas expectativas. Durante estos próximos días, Marte será protagonista en nuestro firmamento y nos ofrecerá una muy buena ocasión para realizar su observación. Durante estos días se encuentra en lo que se conoce como oposición, y corresponde al punto más próximo en su órbita a nuestro planeta. Suele ocurrir cada poco más de dos años, y como es natural, durante estas ocasiones, su diámetro angular es máximo.

En concreto, la oposición será el próximo día 27 de julio y en esta ocasión su diámetro será de 24″. Por tanto será algo más favorable que la anterior, en 2016 y con un diámetro angular de casi 19″. Alcanzará una magnitud de -2,78 y Es fácilmente localizable en Capricornio. Aquí os presentamos algunos consejos que os ayudarán a realizar mejor vuestra observación.

¿Qué es lo que podemos ver?

Marte nos ofrece gran cantidad de detalles. Dado que tiene un pequeño diámetro angular incluso en su oposición, será necesario realizar una observación cuidadosa y atenta. De los dos hemisferios, el más rico en detalles es el sur. Así mismo, un detalle que nos llamará la atención serán sus casquetes polares. Nuevamente, el más destacable es el sur.

Carta de Marte. Crédito: BAA/Mario Frassati (2001)

El disco de Marte, visto por telescopio presenta una intensa tonalidad anaranjada. Una vez que prestamos atención al disco planetario, comenzaremos a distinguir regiones más oscuras y quizás un casquete polar blanco. Las zonas oscuras se denominan mares (evidentemente, Marte carece de mares y océanos con agua) y sinus, o golfos, mientras que las regiones brillantes y más claras son los continentes. La nomenclatura de los detalles superficiales fue creada en el siglo XIX por Schiaparelli Proctor, y los más destacables son el Syrtis MajorMare AcidaliumMare TyrrenumSolis Lacus y Sinus Sabaeus. En la figura 2 del artículo podéis encontrar una carta del planetadonde encontrar estos detalles.

¿Qué telescopio debo usar?

Dado que es un cuerpo que presenta un diámetro angular pequeño, será importante lograr alta resolución a la vez que poder usar bastantes aumentos sin perdida de calidad (ver artículo “¿Cuántos aumentos puedo usar en mi telescopio?“). Pero esto no quiere decir que no podamos hacer observaciones con telescopios modestos.

Así, con cualquier telescopio, podemos llegar a distinguir el casquete polar y la región del Syrtis Major, que presenta una característica forma de “colmillo“. Quizás no podamos observarlo si en el momento de la observación se encuentra en el lado opuesto del planeta.

Para comenzar a realizar observaciones de otros detalles tendremos que usar telescopios o bien refractores de al menos 80 mm o reflectores de 150 mm de apertura. Con ellos podremos descubrir gran cantidad de detalles. Sin embargo, para un estudio más detallado y un seguimiento de los detalles más finos a medida que rota el planeta rojo necesitaremos aperturas de al menos 200 mm.

En cuanto a los aumentos a emplear, se recomienda usar entre los 100 y 400, siempre teniendo en cuenta las recomendaciones que hemos comentado anteriormente. Cuando trabajamos con estos aumentos es donde notaremos la calidad de los oculares, el seguimiento que realiza nuestra montura, su robustez y sobre todo, los efectos de la turbulencia.

¿Cómo debo observar?

Marte es un planeta que requiere experiencia y paciencia. Si es la primera vez que lo intentas, tómalo con calma. Lo primero que te recomiendo es que te pongas cómodo y tomes una cuartilla para dibujarlo. Para realizar el dibujo, tómate al menos media hora y concéntrate en el disco. Verás como poco a poco comienzas a ver con más nitidez los detalles.

Si lo que quieres es tomar una imagen del planeta (si es tu primera vez, te recomiendo que te centres en el dibujo), si bien no es complicado, necesitarás bastantes aumentos. Quizás necesites usar una lente barlow (de buena calidad), y la forma más sencilla es usar “webcams” grabando en vídeo. Posteriormente, con programas como RegiStax, puedes procesarlo y descartar los frames más afectados por la turbulencia.

 

Marte en la constelación de Capricornio. 27 de julio de 2018

 

No olvides tomar datos tan importantes como la hora en que observaste, la calidad de la imagen en función de la turbulencia y si puedes, el meridiano central (lo puedes encontrar en anuarios astronómicos). Si has realizado un dibujo, dado que los detalles presentan diferentes tonalidades, no olvides incluir en el dibujo las cotas de intensidad. Si has tomado una imagen, anota el tiempo de exposición y otros datos que te puedan ser de utilidad para futuras ocasiones.

Quiero más…A partir de aquí, los caminos para lograr mejores resultados son:

– El camino barato: tu experiencia adquirida a base de esfuerzo y horas de observación

– El camino muy caro: comprarte un telescopio mayor y esperar a la siguiente oposición

– Equiparte con filtros: Si la observación planetaria te gusta, tener un equipo de filtros para tu telescopio te vendrá muy bien. Los podrás usar también en otros planetas, y la imagen ganará contraste. No todos los filtros se comportan igual. Aquí os indicamos que detalles salen favorecidos:

– Filtro violeta: nubes de gran altitud y brumas en el limbo

– Filtro magenta: casquetes polares y tormentas

– Filtro azul: nubes de media altitud y brumas en el limbo

– Filtro Verde: nieblas bajas

– Filtro rojo: aumentar contraste entre detalles brillantes y oscuros

– Filtro naranja: aumentar contraste entre detalles brillantes y oscuros

– Filtro amarillo: destacar regiones brillantes

Animaros a observar Marte estos días. No os desaniméis y ¡suerte!


La tablet del Apolo XI

Astronomía

Por Fran Sevilla

 

El otro día escuché a una persona maldecir su ordenador. Achacaba su lentitud para realizar una tarea a la escasa memoria que, según él, tenía el ordenador. Un gigabyte (un “giga”) [1]. Durante las últimas décadas los ordenadores han crecido de modo imparable en prestaciones a la vez que reducido su tamaño (te puede interesar investigar sobre la ley de Moore -ver referencias al final-). Se han convertido en una parte más de muchos de nosotros (incluso podríamos decir que nos tienen esclavizados). La mayoría de hogares tienen uno, con acceso a Internet. Tienes un problema, no pasa nada, www.google.es y todo arreglado. Incluso el teléfono móvil, cuyo objetivo era la comunicación oral entre nosotros, se ha convertido en un potente centro de datos que nos permite acceder a infinidad de recursos cuando lo deseamos.

Y asociado con toda esta revolución en la forma de comunicarnos está el incremento de los recursos hardware [2] solicitados por el software. El software quiere más, y más, y más… espacio de almacenamiento para datos, memoria, velocidad de procesador… Actualmente si nos ofrecen un ordenador con un gigabyte de memoria, pensaríamos que nos están estafando. Sin embargo, viajemos un poco en el tiempo…

Hace 29 años…

Estamos acostumbrados a que si tenemos algún problema, aparezca un simpático asistente cibernético por alguna esquina que nos ayude, o a realizar las cosas mediante sencillas pantallas que casi nos dicen que hacer: ‘Siguiente‘,’Cancelar‘. Pero no siempre todo han sido pantallas táctiles con entornos gráficos. Sin irnos más lejos, hace 25 años el sistema operativo usado habitualmente en los ordenadores era el MSDOS. Arrancabamos el ordenador, aparecía un churro de mensajes muchas veces difíciles de entender y se quedaba detenido con el siguiente mensaje:    c:>

Si era la primera vez que te enfrentabas a esto, podría ocurrir que el dialogo fuese complicado:

c:> hola?

“hola?” no se reconoce como un comando interno o externo, programa o archivo por lotes ejecutable.

c:> quiero escribir una carta

“quiero” no se reconoce como un comando interno o externo, programa o archivo por lotes ejecutable.

c:> apagar

“apagar” no se reconoce como un comando interno o externo, programa o archivo por lotes ejecutable.

c:> te odio

“te” no se reconoce como un comando interno o externo, programa o archivo por lotes ejecutable.

c:>

Por esta época la memoria se media en megabytes (para algunos, la mayoría lo hacíamos en kilobytes) y las pantallas empezaban a abandonar el monocromatismo (mayoritariamente eran en modo carácter, bastante parecido a como se veían en Matrix). Aún así, hubo una época aún más dura y complicada…

Hace 49 años…

20 de julio de 1969. 20:17:39 h UTC. En el centro de control de la NASA en Houston se recibe un mensaje: “Houston…aquí base Tranquilidad, el Águila ha alunizado“. El hombre acababa de llegar con éxito a la Luna. Neil Armstrong y Buzz Aldrin habían logrado alunizar con éxito en su superficie, al sur del Mar de la Tranquilidad, y a unos noventa kilómetros al este de dos cráteres casi gemelos denominados Ritter y Sabine.

La misión Apolo XI iba equipada con un sistema computerizado conocido como AGC (Apollo Guidance Computer). Si consideráis obsoleto vuestro ordenador de un gigabyte de memoria, leed a continuación. Vamos a estudiar en detalle aquel sistema.

El primer diseño del sistema AGC se remonta al año 1961. Fue realizado por el MIT (Massachusetts Institute of Technology) y el conocido como Bloque I estaba diseñado en tecnología de transistores. Poco después la tecnología avanzó, siendo posible rediseñarlo usando circuitos integrados. Así, se rediseñó el sistema, surgiendo el conocido como Bloque II, que sería el que en adelante se usaría para misiones tripuladas. El Bloque I quedó para misiones no tripuladas. Dado que la misión Apolo XI constaría de dos módulos para la tripulación (El módulo de Mando -en adelante CM- y el Módulo Lunar -en adelante LM-), iría equipado con dos ordenadores, uno para cada módulo.

Evidentemente un viaje tripulado a la Luna era una aventura peligrosa. Aunque se pueda pensar que lo ideal es llevar un sistema redundante de ordenadores, de modo que el fallo de uno no pusiese en peligro la misión, ésto no fue así. Los motivos para descartar esta opción fueron que el centro de control en Houston sería el responsable de determinar en todo momento el vector posición y dirección [3] de la nave y que equipar con dicho sistema redundante tendría un impacto en el diseño de la misión: mayor consumo de energía, mayor peso y más espacio usado. Dado que el consumo de energía era un factor determinante para garantizar el éxito (imaginaros el drama que ocurre cuando nos quedamos sin batería en el smarthphone pero en el caso de estar en el espacio y que lo que se ha quedado sin batería es el sistema de soporte vital… -alguno le preocuparía más quedarse sin conexión al Twitter-), y que el espacio era escaso, no hubo sistemas redundantes.

El Hierro

 

Los dos ordenadores montados tanto en el CM como en el LM eran iguales. Sus dimensiones eran 61 x 32 x 15,5 centímetros, pesaban 40 kilogramos y consumían 70 W. Cada ordenador constaba de 2 bandejas, cada una de ellas iba equipada con 24 módulos, cada uno de los cuales incluía dos grupos de 60 paquetes conectados. Cada uno de estos paquetes incluía 2 puertas lógicas. Podéis ver rápidamente el “enorme” número de puertas lógicas disponibles para que el ordenador realizase sus tareas…

Cada bandeja tenía una función concreta. Así, mientras una de ellas se encargaba de incluir los circuitos lógicos, los interfaces necesarios y el control de suministro de la potencia eléctrica, la otra gestionaba la memoria, los dispositivos analógicos de las alarmas y el reloj para el procesado, con una velocidad de un megahertzio [4] (¿Te parecen ahora poco los 2 ó 3 gigahertzios que puede tener tu ordenador?). A todo esto, y con el objetivo de reducir el tamaño y peso, se añadió una unidad con un circuito dedicado exclusivamente a sumas, tales como incrementos en las direcciones de acceso a los registros, aritmética,…

El ordenador usaba para los datos un tamaño de palabra de 16 bits. Esto era novedoso respecto a los estándares de la época, que solía ser mayor, 24 bits o más. Puede ser impactante que un ordenador que iba a tomar decisiones críticas redujese el tamaño de las palabras que usase, y por lo tanto la precisión de los datos almacenados, pero el MIT tomó esta decisión por varios motivos. En primer lugar decidió que cuando fuese necesaria mayor precisión, uniría varias palabras. Por otro lado, la reducción del tamaño de la palabra simplificaba los circuitos, además de realizarse a mayor velocidad los cálculos.

El interface usado para que la tripulación pudiese interactuar con el ordenador se denominaba DSKY, e incluía una pantalla de tipo display vfd (vacuum fluorescent display, como el que usan algunos despertadores: nada de ventanitas tipo Windows, claro) y un teclado (como veis en la imagen, bastante básico, con menos teclas que una calculadora). También eran iguales tanto para el CM como el LM, y tenían una dimensión de 20 x 20 x 18 centímetros y un peso de 8 kilogramos.

En concreto, en el CM había dos DSKYs, uno en el panel principal de control y otro en la estación de navegación. Adicionalmente, en la estación de navegación existía un botón independiente del DSKY para notificar al ordenador que una estrella de referencia para la navegación había sido seleccionada.

El Bloque I fue por primera vez instalado en una nave en 1965, y posteriormente se empezó a usar el Bloque II, del que la empresa Raytheon fabricó 75, además de 138 DSKYs.

La memoria

La memoria de estos ordenadores, tal y como correspondía a la época, era escasa y era una fuente continua de problemas cara al desarrollo del software por las limitaciones que le imponía. Había dos tipos de memoria. Por un lado la borrable, que permitía modificar la información contenida, cara a manejar datos de operaciones intermedias, determinar la posición de la nave, llevar registro de las operaciones lógicas,… Y por otro lado estaba la memoria fija, que no se podía cambiar y que contenía los programas, y por lo tanto no se modificaba durante la misión.

En el diseño original, el MIT incluyó una memoria fija de 4096 palabras y una memoria borrable de 256 palabras. En 1963 se incrementó a 10240 palabras la fija y 1024 la borrable. Finalmente, cara a la misión del Apolo XI y ante las necesidades que se observaban para incrementar la seguridad, se aumentó hasta 36864 palabras la fija y 2048 la variable. ¿Ahora te parece poco 1 gigabyte de memoria para escribir una carta, cuando el Apolo XI para llegar a la Luna incluía en cada ordenador únicamente 76 kilobytes entre ambas memorias (Casi 14000 veces menos de memoria)? Conviene recordar que una SIM de teléfono móvil típica, donde almacenamos el PIN y nuestra agenda tiene 64 kilobytes. O sea, que estos ordenadores tenían poco más de memoria que un SIM de teléfono…

La memoria estaba construida en núcleos de ferrita, aunque la memoria fija tenía un diseño diferente. Mientras que en la memoria borrable, cada núcleo contenía únicamente un bit, la fija cada núcleo constaba de 64 espiras, que le permitían almacenar 4 palabras.

El “Windows” que viajaría a la Luna

El sistema operativo del AGC era un sistema basado en interrupciones por prioridad, de modo que siempre ejecutaba la tarea de máxima prioridad en la cola de tareas pendientes. Era capaz de manejar varias tareas simultáneamente y disponía de dos colas de tareas que lo alimentaban. Por un lado la parte correspondiente a la cola ejecutiva era capaz de ejecutar siete tareas a la vez y estaba destinada a las tareas más críticas y la pantalla del DSKY. Revisaba cada 20 milisegundos en la cola nuevas tareas que atender y si no encontraba ninguna, una tarea ficticia, conocida como DUMMY JOB se ejecutaba en modo continuo hasta la llegada de una nueva.

Por otra parte, la parte correspondiente a la cola de lista de espera se destinaba para tareas cortas que no requiriesen más de 4 milisegundos de tiempo. Si dicho tiempo se superaba, la tarea era enviada a la cola ejecutiva.

Un lenguaje de programación avanzado para la época

Una aventura como la conquista de la Luna hizo que se invirtiesen grandes cantidades de recursos. En aquella época, el lenguaje más empleado era el lenguaje ensamblador. El lenguaje ensamblador es un lenguaje de nivel superior al lenguaje máquina, en el cual se introduce directamente los datos interpretables por el ordenador. Este lenguaje era bastante más claro para el programador que el máquina, pero aún así, la NASA consideró que recaía demasiada responsabilidad en los programadores, cara a como interactuarían los programas con el ordenador diseñado por el MIT. Para simplificar la tarea, a la vez que reducir los posibles errores, el MIT desarrollo un lenguaje de más nivel, cuyos programas eran interpretados en tiempo de ejecución (se traducían a lenguaje máquina en el mismo instante en que se iban a ejecutar, no antes). Eran más lentos que los programas desarrollados en ensamblador, que no se necesitaban interpretación, pero el MIT logró el código ocupase menos, logrando ahorrar espacio al desarrollar los programas. Recordemos que había poca memoria y no se podía malgastar.

En este nuevo lenguaje, las instrucciones tardaban de media dos ciclos en ejecutarse (sobre 24 milisegundos). El MIT incluyó un total de 128 instrucciones en el lenguaje, frente a las 11 que existían únicamente en el ensamblador (por ejemplo para sumar se usaba la instrucción ADD, y para multiplicar, se repetía las veces necesarias la instrucción ADD).

Los programas que se crearon se denominaron COLOSSUS para el instalado en el CM y LUMINARY para el instalado en el LM. en concreto, el COLOSSUS fue empleado por primera vez en 1968, en la misión Apolo VIII.

A medio camino entre la Tierra y la Luna no es buen lugar para que el “Windows” de tu nave espacial dé un “pantallazo azul“. Dado que el software tenía que ser capaz de actuar ante posibles fallos y cuelgues, la programación incluía un programa encargado del reinicio del sistema. Los fallos más probables eran los fallos en el reloj (y por lo tanto la no correcta ejecución de las instrucciones, que se ejecutaban a golpe de ciclo del reloj), de alimentación eléctrica, en el sistema del control de interrupciones o en la gestión de la cola ejecutiva (que dejase de buscar nuevas tareas).

Cuando ocurría un fallo, el programa limpiaba registros, datos de salida y las alertas, y reiniciaba el sistema apuntando a una dirección de memoria concreta. A partir de dicha dirección, y siguiendo en orden creciente, se iba encontrando una secuencia de programas para dejar operativo de nuevo el sistema. Uno de los momentos en que se empleó dicho programa fue durante el alunizaje del Apolo XI.

Se calcula que de media una misión completa a la Luna requería de 10.500 pulsaciones por parte de los astronautas. Puede parecer poco, pero dada la complejidad del sistema (a bordo iba un extenso manual de uso pues el sistema incluso con experiencia,  no era nada intuitivo -no tenían tecla de F1 ni Google para solucionar un error-) y el propio diseño del DSKY, suponía un enorme esfuerzo para la tripulación.

 

Es sorprendente ver como tres hombres lograron llegar hasta la Luna con unos ordenadores que eran poco más que las actuales calculadoras de bolsillo… y nos quejamos de que nuestros ordenadores, tablets o smarthphones son una birria.

Referencias

Sobre la misión Apolo XI:

– “Computers in Spaceflight: The NASA Experience“. NASA

– “Apollo missions website“. NASA

– “Apollo 11 Image Gallery“. NASA

– “Los lugares donde alunizaron las misiones Apolo por LRO“. Vega 0.0

– “Aniversario de la llegada del Apolo 11 a la Luna“. Vega 0.0

– “20 de Julio“. Cronología Astronómica

– “Exploración del espacio“. Varios. Ed. Orbis

Sobre la arquitectura del hardware de los ordenadores:

– “Estructura y tecnología de Computadores“. Dormido/Canto/Mira/Delgado. Ed. Sanz y Torres

– “Electrónica digital“. Mira/Delgado/Dormido/Canto. Ed. Sanz y Torres

– “How Moore’s Law Works“. howstuffworks.com

Sobre los sistemas operativos y lenguajes de programación:

– “Sistemas operativos: teoría…“. Aranda/Canto/de la Cruz/Dormido/Mañoso. Ed. Sanz y Torres

– “Lenguajes ensambladores“. Varios. Ed. Paraninfo

– “Lenguajes de programación: diseño e implementación“. Zelkowitz. Ed. Prentice Hall

Notas

[1] Un byte está formado por 8 bits (aunque puede estarlo también por 7). Un bit es la unidad básica de la información, pudiendo valer 0 ó 1. Un kilobyte son 1024 bytes. Un megabyte son 1024 kilobytes. Un gigabyte son 1025 megabytes. Una palabra (word) equivale generalmente a 2 bytes.

[2] Hardware hace referencia a la parte física del ordenador (principalmente CPU o unidad central de proceso, memoria, discos, unidades de entrada/salida y perifericos -impresoras, teclados, ratones, pantalla,…-), mientras que dentro del software quedaría incluido el sistema operativos, los programas y los datos.

[3] el vector posición viene dado por unas coordenadas donde situar un objeto respecto a un origen seleccionado, mientras que el vector dirección nos determina la dirección hacia donde se desplaza un objeto en relación a un origen dado.

[4] Un hertzio (Hz) equiva a un ciclo completo. Un kilohertzio (KHz) son 1000 hertzios. Un megahertzio (MHz) son 1000 kilohertzios. Un gigahertzio (GHz) son 1000 megahertzios. La unidad central de proceso usa un reloj que le marca en ciclos (hertzios) el procesado.

Esta entrada participa en Edición LIV del Carnaval de la Física cuyo blog anfitrión es El Tao del Física.

 

Los mares de la Luna y su historia

Astronomía

Por Fran Sevilla

 

Si observamos una noche cualquiera al satélite de nuestro planeta observaremos fácilmente sobre su superficie áreas más oscuras. Estas extensas regiones de la Luna son denominadas marias o mares. A pesar de su nombre, nada tienen que ver con los mares y océanos terrestres. Algunos de estos mares son muy extensos. Por ejemplo, el mare Imbrium se extiende unos 1.500 kilómetros. En la imagen superior los encontraréis identificados.

Los datos obtenidos a partir de muestras traídas por las misiones Apolo muestran que estas cuencas están cubiertas de lava oscura. El bombardeo asociado a las últimas etapas de formación de la Luna fue tan enérgico que el cuerpo estaba fundido hasta profundidades de varios cientos de kilómetros, formando un océano global de magma. Los materiales con menor densidad ascendieron hacia la superficie mientras que los más densos se hundieron. La tierras altas (que las puedes identificar donde no hay mares) contienen restos de estas tempranas rocas de baja densidad.

Este océano se enfrió entre hace 4.600 y 4.400 millones de años creando una superficie con materiales de baja densidad y pobres en hierro. Algunas de las rocas que formaron las tierras altas, conocidas como anortositas han sido datadas de hace 4.600 a 4.100 millones de años y fueron creadas a partir de magma creado en el interior lunar. Otras, conocidas como breccias y formadas a partir del ensamblado de rocas preexistentes a causa de impactos, están datadas entre hace 3.900 y 3.800 millones de años. Esto sugiere que en dicho periodo ocurrió alguna clase de cataclismo responsable de gran parte de la craterización de dichas tierras altas.

Este evento, conocido como el Bombardeo Intenso Tardío y que afecto a todo el Sistema Solar, dejó sobre la superficie cicatrices de enormes dimensiones, como el mare Nectaris (hace 3.920 millones de años) o el mare Imbrium (hace 3.850 millones de años). Justamente con la creación del mare Imbrium arrancó un nuevo periodo geológico en la Luna, denominado el periodo Ímbrico.

Se cree que tras la finalización del proceso de craterización exterior a causa de este bombardeo, comenzó un proceso interno de generación de calor como consecuencia del decaimiento radiactivo de elementos como el uranio o el torio, causando un periodo de vulcanismo comprendido entre hace 3.900 y 3.200 millones de años. Una vez finalizado se enfrío la superficie. Durante este proceso se rellenaron los mares y ante nuevos impactos (se estima que incluso hace tan sólo 1.000 millones de años) creadores de nuevas cuencas, el calor ocasionado causaba el afloramiento de lava dentro de las cuencas y que se esparcía cubriéndola antes de solidificarse. Esta forma “suave” de aflorar la lava fue la responsable de no ver las formas volcánicas clásicas observadas en la Tierra.

Sin embargo, esta actividad es la observada en la cara visible de la Luna. En la cara oculta las corteza lunar tiene mayor grosor y por lo tanto la lava tenía mayor dificultad para aflorar y formar mares. Tras el violento periodo inicial la Luna se enfrió y dado que es un cuerpo sin atmósfera que erosione la superficie, hoy en día podemos ser testigos indirectos de aquellos remotos tiempos.

 

Eclipse de Luna del 27 de julio de 2018: Guía completa para su observación

Astronomía

Por Fran Sevilla

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

 

El próximo 27 de julio la Luna se deslizará tras la sombra proyectada por la Tierra al espacio produciéndose un eclipse lunar.

Los eclipses de Luna, a diferencia de los de Sol, que solo pueden observarse en un lugar reducido del planeta, pueden contemplarse en aquellos lugares en los que la Luna se encuentra sobre el horizonte en las horas en las que se produce la ocultación.

La atmósfera terrestre tiene una influencia vital en los eclipses. Si la atmósfera no existiese, en cada eclipse total de Luna ésta desaparecería completamente (cosa que sabemos que no ocurre). La Luna totalmente eclipsada adquiere un color rojizo característico debido a la luz refractada por la atmósfera de la Tierra. Para medir el grado de oscurecimiento de los eclipses lunares se emplea la escala de Danjon que comentaremos posteriormente.​

 

Antes de ofreceros los datos de observación de este eclipse, vamos a recordar cómo se produce este fenómeno y en qué detalles nos podemos fijar para optimizar su observación.

¿Cómo se produce un eclipse de Luna?

La experiencia diaria nos demuestra que si un objeto oscuro se interpone entre nosotros y un foco de luz, dicho objeto arrojará una sombra. Nosotros mismos, cuando caminamos al aire libre un día soleado arrojamos una sombra al suelo.

 

En un eclipse de Luna, lo que ocurre es que nuestro satélite se adentra en esa sombra proyectada por la Tierra.

¿Por qué no se produce un eclipse de Luna todos los meses?

 

A la Luna le toma aproximadamente un mes orbitar alrededor de la Tierra. Si la Luna orbitara en el mismo plano que la eclíptica – el plano de órbita de la Tierra alrededor del Sol – tendríamos dos eclipses todos los meses. Habría un eclipse lunar cada luna llena. Y, dos semanas después, habría un eclipse solar durante la nueva luna.

Pero la órbita de la Luna tiene una inclinación de aproximadamente 5 grados con respecto a la órbita de la Tierra. La Luna interseca la eclíptica dos veces por mes en puntos llamados nodos. Cuando la Luna se dirige de sur a norte en su órbita, se le llama nodo ascendente. En cambio, si la Luna se dirige de norte a sur en su órbita, se le llama nodo descendente. Cuando la luna llena o la luna nueva está perceptiblemente cerca de uno de estos nodos, entonces un eclipse no solamente es posible, sino inevitable.

Los nodos se mueven todos los meses unos 30 grados hacia el oeste (en el sentido de las agujas del reloj) con respecto a las fases de la Luna. Por lo tanto, la Luna nueva y la Luna llena no van a realinearse nuevamente con los nodos, sino hasta en aproximadamente, seis meses.

¿Por qué dura más tiempo la totalidad de un eclipse lunar que de un eclipse solar?

 

 Los eclipses se producen porque la Luna, que se encuentra a unos 384.000 km de la Tierra, entra en el cono de sombra terrestre, cuya longitud es mucho mayor —1.384.584 km—. A la distancia que se encuentra la Luna de la Tierra, el cono de sombra tiene un diámetro de 9.200 km, mientras que el diámetro la Luna es de 3.476 km. Esta gran diferencia provoca que dentro del cono de sombra entren 2,65  Lunas, y en consecuencia, los eclipses permanezcan en su fase total durante un tiempo prolongado.

Para un observador que estuviera situado sobre la superficie de la Luna, un eclipse penumbral sería un eclipse parcial de Sol. Análogamente, si el observador se encontrara dentro del cono de sombra de la Tierra, no podría ver a la estrella, de modo que para él se estaría produciendo un eclipse total de Sol.

¿Qué tipos de eclipse de Luna existen?

 

 En promedio, los eclipses lunares se producen alrededor de dos veces al año, pero no todos ellos son totales. Existen tres tipos de eclipses:

Un eclipse penumbral se produce cuando la Luna pasa a través de la pálida periferia de la sombra de la Tierra. Es tan sutil que los observadores del cielo con frecuencia no notan que está ocurriendo un eclipse.

Un eclipse parcial es más dramático. La Luna se sumerge en el centro de la sombra de la Tierra pero no en su totalidad; de modo que únicamente se oscurece una fracción de la Luna.

Un eclipse total es el mejor de todos; tiene lugar cuando toda la Luna queda en sombras. La cara de la Luna se torna roja como el atardecer durante una hora o más, mientras el eclipse se desarrolla lentamente.

Por lo general, los eclipses lunares no tienen un orden en particular. A un eclipse parcial puede seguirle uno total, y luego otro penumbral, etc. Puede suceder cualquier cosa. En ciertas ocasiones, sin embargo, la secuencia es más ordenada. Cuando cuatro eclipses lunares consecutivos son todos totales, la serie se llama tétrada.

¿Cómo determinamos la duración de un eclipse lunar?

La duración de un eclipse lunar es determinada por sus contactos, que son las etapas claves del fenómeno. En un eclipse total, los contactos medidos son:

    -P1 (Primer contacto): Comienzo del eclipse penumbral. La Luna toca el límite exterior de la penumbra terrestre.

    -U1 (Segundo contacto): Comienzo del eclipse parcial. La Luna toca el límite exterior de la umbra terrestre.

    -U2 (Tercer contacto): Comienzo del eclipse total. La superficie lunar entra completamente dentro de la umbra terrestre.

    -Máximo del eclipse: Etapa de mayor ocultación del eclipse. La Luna está en su punto más cercano al centro de la umbra terrestre.

   -U3 (Cuarto contacto): Fin del eclipse total. El punto más externo de la Luna sale de la umbra terrestre.

    -U4 (Quinto contacto): Fin del eclipse parcial. La umbra terrestre abandona la superficie lunar.

    -P2 ó P4 (Sexto contacto): Fin del eclipse penumbral. La Luna escapa completamente de la sombra terrestre.

Lógicamente, los 7 valores solo aparecen en los eclipses totales; en un eclipse parcial, U2 y U3 no se presentarán; y en un eclipse penumbral, U1, U2, U3 y U4 no serán tampoco medidos.

La mayor duración posible de un eclipse, es decir, la mayor diferencia entre P1 y P2, es de aproximadamente 6 horas.

La distancia entre la Luna y la Tierra varía constantemente debido a la ligera excentricidad de la órbita lunar. La distancia máxima que puede separar ambos cuerpos celestes se denomina apogeo, y es de 406.700 km. La distancia mínima posible es de 356.400 km, denominada perigeo. La distancia que separa la luna y la Tierra existente durante el eclipse afecta la duración del mismo. Cuando la Luna se encuentra cerca de su apogeo, su velocidad orbital es la menor posible. El diámetro de la umbra no decrece apreciablemente entre en perigeo y apogeo, ya que los límites de la umbra son casi paralelos entre si (esto se debe a la enorme distancia que separa a la Tierra del Sol). Por lo tanto el eclipse más duradero posible será aquel que ocurra durante el apogeo.

¿De qué color se ve la Luna durante un eclipse?

 

Hay que recalcar que en la fase penumbral, a simple vista es casi imposible distinguir el fenómeno. Por lo que si vivís en zonas donde sólo se presenta el eclipse en esta modalidad, prácticamente sólo podréis apreciar la disminución de luz con medios ópticos.

Pero si vivís en las áreas donde la Luna atravesará la umbra, notaréis como nuestro satélite presenta diferentes tonalidades rojizas. Para medir este enrojecimiento, el astrónomo francés Danjon introdujo una escala de 5 grados de luminosidad en los eclipses totales de Luna, de acuerdo al siguiente baremo:

L = 0

Eclipse muy oscuro, siendo los detalles lunares casi invisibles, especialmente en la mitad de la totalidad.

L = 1

Eclipse oscuro, con coloración gris o parda, siendo los detalles lunares visibles con dificultad.

L = 2

Eclipse de color muy rojizo (orín) con una parte central de la sombra muy oscura, y un borde externo umbral brillante.

L = 3

Eclipse de color rojo ladrillo, generalmente con una sombra brillante ó borde amarillento.

L = 4

Eclipse de color amarillo brillante ó naranja, con un borde de la sombra azulado muy brillante.

Otro fenómeno del que podéis percataros es  que dependiendo del lugar por el que la Luna atraviese el cono, un polo de nuestro satélite mostrará un tono rojizo más brillante que el otro.

¿Dónde se puede observar el eclipse?

En la ilustración inferior se muestran las zonas en las que es visible el fenómeno. En gris, las zonas que no observarán el eclipse; en blanco, las que si lo verán; y en celeste, las regiones que podrán ver el eclipse durante la salida o puesta de la Luna.En la Península Ibérica, la Luna saldrá del horizonte eclipsada, por lo que es posible que en un primer instante, si el eclipse es oscuro, nos cueste localizarla en el cielo.

 

En la animación inferior podéis apreciar una simulación del eclipse.

Fuente: Wikipedia

 



¿Cuándo se produce este eclipse? ¿A qué hora puedo observarlo?

Los diferentes contactos se producirán a las siguientes horas (horario universal)P1 = 17:14:49 UT

U1 = 18:24:27 UT

U2 = 19:30:15 UT

U3 = 21:13:12 UT

U4 = 22:19:00 UT

P4 = 23:28:37 UT

En la tabla inferior se indica cómo adaptar el horario universal al horario local de diferentes países.

La duración de las diferentes fases del eclipse será:

Penumbral: 06h 13m 48s

Umbral = 03h 54m 32s

Total = 01h 42m 57s

En esta web pueden consultarse horarios más detallados para el eclipse en diferentes localidades y países.

¡Mucha suerte en la observación!

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


Retransmisión en directo del Eclipse Total de Luna del próximo 27 de julio

Astronomía

Por Fran Sevilla

Desde @sky_live_tv nos han informado de que un grupo de observadores viajará a Namibia para contemplar y transmitir en directo el próximo eclipse de Luna.

En su página web podéis encontrar información, tanto de los horarios del evento como de la retransmisión, así como de una explicación sobre este fenómeno.

La cita es el próximo Viernes 27 de julio a las 18:20 UT (19:20 hora local en Canarias, 20:20 horas en la Península Ibérica,  20:20 CEST, 20:20 hora local en Namibia).

También os recomendamos visitar sus otros trabajos de una belleza impresionante en este enlace.

El fenómeno será retransmitido en directo y desde Namibia, el día 27 de julio,  a través del canal sky-live.tv con la colaboración del proyecto europeo STARS4ALL y del Observatorio de altas energías HESS.

Crédito: https://www.flickr.com/photos/starryearth/9349985371/in/album-72157643279206743/

Primeras imágenes del eclipse de Luna, con móvil

Astronomía

Por Fran Sevilla

Finalmente ayer Verónica Casanova y yo logramos llegar a tiempo a Ciguñuela (Valladolid) para observar el eclipse de Luna, y a pesar de las nubes que se formaron a primera hora de la tarde, el cielo se quedo limpio a partir de las 8 de la tarde.

Fue una magnífica experiencia, un hermoso eclipse, con un brillante Marte próximo. Con la maravillosa compañía de Verónica y mis padres.

De momento no hemos descargado las fotografías de la cámara, pero os compartimos primero las imágenes tomadas con el móvil, bien directamente del visor de la cámara o a pulso por el ocular del telescopio.

 

Dibujo: Grito de Munch

Dibujo

Por Fran Sevilla

Otro dibujo realizado con pasteles en papel A5, el grito de Munch, para una tarde de lluvia y televisión insoportable…

 

Dibujo: Eclipse de Luna. 27 de julio de 2018 a las 22:40

AstronomíaDibujo

Por Fran Sevilla

Ayer, además de fotografías, aproveché para hacer algunos dibujos del eclipse de Luna. Este fue realizado a las 22:40 con pasteles con papel negro A4.

A través de un Meade ETX90 a 48 aumentos.

 

Dibujo: Hojas

Dibujo

Por Fran Sevilla

Dibujo de unas hojas de árbol, realizado durante una tarde de lluvia y televisión insoportable, con pasteles sobre papel A5.

 

Dibujo: Eclipse de Luna. 27 de julio de 2018 a las 23:05

AstronomíaDibujo

Por Fran Sevilla

Otro dibujo de los que realicé del eclipse de Luna del pasado sábado 27. Fue realizado a las 23:05, con pasteles sobre papel negro A4. Telescopio Meade ETX90 a 48 aumentos.

 

Rayo verde desde Donosti

Astronomía

Por Fran Sevilla

Nunca había sido capaz de observar el fenómeno del rayo verde, pero en compañía de Verónica Casanova, pude observarlo dos días seguidos, el 23 y 24 de julio. Fue desde San Sebastián, gracias a que el Sol se pone sobre el mar y el horizonte está libre de obstaculos. No fueron muy intensos, pero desde luego, muy contento de haber logrado observalos.

Se incluyen dos fotografías de la puesta de Sol del día 24, y un vídeo, aunque en el vídeo apenas se distingue. Únicamente teníamos un móvil para registrar el fenómeno.

 

Fotografía publicada en Sky & Telescope

Astronomía

Por Fran Sevilla

Gran alegría al ver que Sky & Telescope ha usado en uno de los artículos de su web mi fotografía de Vega tomada el 22 de septiembre de 2017 (ver artículo “Póker de estrellas. 22 de septiembre de 2017“), y que es la imagen de portada esta página web.
Este es el enlace: https://www.skyandtelescope.com/observing/stargazers-corner/wandering/

 

 


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