NNoo 13 313 3erer trimestrtrimestre 2.000 Año IVe 2.000 Año IV

En este número:

·construir una cúpula·repasando fundamentos·iniciación a la Astronomía (3)·el eclipse en Cherburgo

Galileo 13 pág 2

PUBLICIDAD

GALILEONo 13 DEL BOLETÍN DE LA

AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA VIZCAINABIZKAIKO ASTRONOMI ELKARTEA

Sede: Locales del Departamento de Cultura de laDiputación Foral de Vizcaya - Bizkaiko ForuAldundia.c/ Iparragirre 46, 5º Dpto. 4. 48012 Bilbao

Horario: Martes de 19:30 a 21:30 h.correo-e: aav_bae@mail.compág.web: http://astroclub.net/aav

Dep.Legal: BI-420-92Edicion: Mikel Berrocal

Marcial VecillaColaboran en este número:

Ander Aizpuru Jesús BilbaoCarmelo Fernández Juan A. SomavillaJosé Félix Rojas Emilo MartínezJesús Conde Julen Sarasola

Este ejemplar se distribuye de forma gratuita a los socios y co-laboradores de la AAV-BAE. La AAV-BAE no se hace respon-sable del contenido de los artículos, ni de las opiniones verti-das en ellos por sus autores. Queda prohibida la reproduccióntotal o parcial de cualquier información gráfica o escrita porcualquier medio sin permiso expreso de la AAV-BAE AAV-BAE 2.000

ÍNDICE DEL NO 13 3O TRIMESTRE 2000

PágNoticias breves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3Construir una cúpula . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .4Telescopios: Repasando fundamentos ( I ) . . . . .6Iniciación a la Astronomía ( 3 ) . . . . . . . . . . . . . .9El Eclipse en Cherburgo ( 1 ) . . . . . . . . . . . . . .12Observando el Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .16El Sol este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .17Efemérides planetarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . .18El Cielo este trimestre . . . . . . . . . . . . . . . . . . .19Ocultaciones lunares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .22Galería de imágenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .23

Galileo 13 pág 3

BREVES · INTERNET · ASTRONOMÍA · ASTRONAUTICA

UN CINTURON DE ASTEROIDESDESCONOCIDO

Mediante simulación por ordenador, los cientí-ficos han identificado lo que podría ser un cin-turón de asteroides situado muy cerca de laTierra.

El "descubrimiento" se ha hecho gracias a unasimulación por ordenador realizada por dos in-vestigadores británicos. Los asteroides perte-necerían a los restos dejados durante el naci-miento del sistema solar, hace 4.500 millonesde años.

El más conocido anillo de asteroides (y el máspoblado) es el que se encuentra entre Marte yJúpiter. Después se han encontrado otros obje-tos en trayectorias mucho más alejadas y tam-bién más próximas. Estos últimos son los quemás nos preocupan puesto que si son pertur-bados pueden llegar a aproximarse demasiadoa la Tierra e impactar contra ella, con devasta-dores resultados.

La última simulación, realizada con 20 ordena-dores personales funcionando a pleno ritmodurante cuatro meses consecutivos, indicaque, en efecto, hay una zona estable cerca dela órbita de la Tierra. La simulación ha calcula-do los movimientos de todos los asteroides co-nocidos del Sistema Solar en un período de100 millones de años. Ahora bien, 100 millonesde años es poco tiempo comparado con la edadtotal del Sistema Solar, de modo que aún que-da una duda razonable de si la existencia de loscinturones es permanente o una casualidadtemporal. Podrían simularse los movimientosde los asteroides para un período más largo,incluyendo el que ha pasado desde el naci-miento del sistema planetario, pero ello preci-saría de un funcionamiento continuado de losordenadores durante 16 años.

e

SALVAR EL ESPECTRO RADIOELECTRICOTras mas de tres años de negociaciones y pla-nificacion, los astronomos han conseguido pro-teger una valiosa parte del espectro radioelec-trico para la investigacion astronomica. Elacuerdo final fue rubricado por los 2500 dele-gados asistentes a la Conferencia Mundial deRadiocomunicaciones de Estambul, Turquia. La nueva reserva espectral cubrira todas lasfrecuencias entre 71 y 275 gigahercios, casitriplicando la porcion protegida en esta regionelectromagnetica. Estas frecuencias correspon-den a las longitudes de onda milimetricas, unade las principales areas de investigacion astro-nomica. Los servicios de radio comerciales, es-tan ya solo rozando esta region, y el nuevoacuerdo asegurara que tales servicios se per-mitan tan solo en base a principios de no in-terferencia.e

Galileo 13 pág 4

Construir una cúpulaJesús Bilbao

LA CUPULA

Debido a la incomodidady la pérdida de tiempoútil de observación mo-

tivado por la puesta en esta-ción de los telescopios, espe-cialmente para una sesión detomas de imagen, decidí reali-zar un abrigo que los mantu-viera protegidos en el interva-lo entre observaciones y paraque conservaran la alineaciónpolar.

Luego de estudiar varias al-ternativas (abrigo en forma decaseta deslizante, habitaciónde techo corredizo, y otras si-milares) decidí que el sistemaque mejor se adaptaba a mis

posibilidades era el sistema decúpula hemisférica.

Teniendo en cuenta que pre-fiero los refractores en mis ob-servaciones, y que mi meta eraproteger uno o dos montadosen paralelo de un diámetro de200 mm. y focal de 2000 mm.,dada la envergadura del ins-trumento necesitaba construiruna cúpula hemisférica de 4metros de diámetro apoyadasobre un muro de forma circu-lar de 2 metros de altura.

Los materiales debían re-querir bajo mantenimiento. Portanto elegí chapas y costillasde hierro, a pesar de que a pri-mera vista la madera parecía

ofrecer algunas ventajas: lige-reza y estabilidad térmica delrecinto protegido. Sin embar-go, necesita mucha más aten-ción debido a hallarse a la in-temperie, y su poco pesopuede ser un inconveniente encaso de vientos fuertes.

Está formada por 24 costillassiguiendo los meridianos de lamedia esfera, interrumpidas enparte por dos guías paralelasque enmarcan la ventana deobservación. Esta se componede dos partes: una de alumi-nio deslizante hacia la partetrasera de la cúpula por la quese puede ver desde el cenithasta unos 20º sobre el hori-zonte y otra parte con bisagras

Talleree

Galileo 13 pág 5

que permite ver hasta el hori-zonte. Esta última se sueleusar cerrada para eliminar elresplandor del alumbrado pró-ximo.

Las costillas están cubiertaspor chapas de hierro de 1,5 mi-límetros de espesor con formade husos, soldadas entre sí ya las costillas, de modo queforman un cascarón muy re-sistente.

El conjunto está unido a unsoporte en forma de corona cir-

cular situado sobreel muro. Seis rue-das permiten el gi-ro de ésta sobre sueje. El muro circu-lar posee una zonade rodadura ade-cuada para estefin. La parte metá-lica de la cúpulaarroja un pesoaproximado de750 kg.; se hacegirar fácilmente sinayuda de mediosmecánicos.

Varias capas depintura blanca enel exterior de lacúpula protegen alhierro del óxido eimpiden que éstase caliente duran-te el día.

LA MONTURA

En el centro del observatorioestá dispuesta una montura detipo alemán sobre una colum-na formada por un tubo de hie-rro de 220 mm. de diámetrorelleno de arena con el fin deamortiguar vibraciones, capazde soportar los instrumentoscitados y accesorios (buscador,cámaras, etc.). Dotada de se-guimiento motorizado en el ejehorario, próximamente moto-rizaré el eje de declinación con

el fin de posibilitar la informa-tización de los movimientos deltelescopio.

El eje horario, de un diáme-tro de 85 mm. descansa sobrerodamientos a bolas. El eje po-lar tiene también un diámetrode 85 mm. El conjunto esarrastrado mediante coronadentada (360 mm. de diáme-tro, 360 dientes) y tornillo tan-gencial. Un motor sincrónico a220 V. mueve el conjunto. Elpeso total de la montura másla óptica es aproximadamente500 Kg.

INSTRUMENTAL

Tras construir varios objeti-vos de distinto diámetro y ge-ometría, actualmente obser-vo mediante refractor provistode un objetivo triplete de 200mm. de diámetro y 2000 mm.de focal. Como guía o toma deimágenes de gran campo utili-zo un refractor de 186 mm. dediámetro a f 5.

Próximamente pienso reali-zar ligeras modificaciones enla montura con el fin de aco-modar en ella dos refractoresgemelos de 220 mm. para usaruno en visual y otro fotográfi-co sobre el mismo campo, obien para observar visualmen-te con ambos simultáneamen-te .

Galileo 13 pág 6

Telescopios: Repasando fundamentos (1)Ander Aizpuru

LA ELECCIÓN DEL AUMENTO

EN EL TELESCOPIO

¿Cuál es el máximo y el míni-mo aumento que podemos conse-guir en un telescopio?. Esto de-pende de una serie de factoresentre los que cabe destacar laabertura y diseño óptico del te-lescopio, los oculares, las condi-ciones atmosféricas, el tipo y ta-maño del objeto que sé estaobservando y lógicamente, la agu-deza visual del aficionado. Todosellos juegan un papel importantey determinan el aumento más efi-caz en el momento de la observa-ción.

NUESTRA VISTA

Los ojos son una verdadera obrade ingeniería. Tenemos un iris yun enfoque automático, un crista-lino asférico y una visión estere-oscópica.

Algunas personas tienen defec-tos visuales, siendo el más fre-cuente el astigmatismo, que sólose puede corregir con gafas o uti-lizando solamente la pequeña áreacentral de la pupila del ojo. Paraver un ejemplo, haz una abertu-ra en forma de diamante apre-tando juntos los dedos índice ypulgar de cada mano. Cuanto másaprietes, más pequeña será laabertura. Ahora acerca la aber-tura al ojo. Probablemente verásalguna mejora en la definición yprofundidad de campo. (Tal vez re-sultaría un poco extraño en un res-taurante, pero funciona muy bienpara leer el menú si has olvidadolas gafas.).

Los que padecen de miopía o hi-permetropía puede simplementequitarse las gafas cuando utilizanun telescopio, dado que se pue-de enfocar el instrumento paracompensar los defectos. Los pe-

queños fragmentos de polvo queflotan en el ojo pueden resultarproblemáticos al utilizar aumen-tos muy elevados pues su visibili-dad se acentúa.

NUESTROS TELESCOPIOS

Podríamos decir a grandes ras-gos que los factores más impor-tantes a tener en cuenta son seis.

El aumento, y con ello quiero de-cir el aumento angular. Vemos eluniverso en términos de ángulos.Un telescopio con 50 aumentoshará que el disco de la Luna, cu-yo tamaño angular es de ½ gra-do, parezca tener 25º.

Para conseguir aumentos bajos,utilizaremos oculares con focaleslargas; y cortas para grandes au-mentos. Existen unos accesoriosque nos permiten variar el au-mento sin necesidad de cambiarde ocular. Por un lado tenemos laslentes telecompresoras que dis-minuyen la distancia focal efecti-va de algunos telescopios, pro-porcionando un menor aumento.Por el contrario las lentes Barlowpermiten que un telescopio de dis-

tancia focal corta pueda conseguiraumentos sorprendentemente al-tos.

Pero ¡cuidado!: es posible queno queramos tantos aumentos. In-tentar conseguir 600 aumentoscon un telescopio de 60mm de diá-metro no tiene sentido puesto queno veríamos absolutamente nada.

La Relación Focal (F) tiene pocaimportancia para la observación.Un telescopio "rápido" tiene unadistancia focal corta y un campogrande. "Rápido", sin embargo, esun término usado frecuentemen-te en fotografía (un telescopio aF/5 puede hacer fotos con untiempo de exposición cuatro vecesmás corto que un instrumento aF/10). Los telescopios bien dise-ñados y con la misma aberturapueden ser rápidos o lentos, y am-bos conseguirán la misma lumi-nosidad y resolución.

Mucha gente que utiliza prismá-ticos lo sabe. Mientras que aber-tura, aumento y pupila de salidason especificaciones claves paraprismáticos, los fabricantes no dannunca la relación focal del objeti-vo pues nada tiene que ver con laluminosidad visual de la imagen.Los fotógrafos tienen más dificul-tad en entender este concepto,porque en su experiencia cuantomenor es la relación focal, más lu-minosa es la imagen.

El campo angular o real es elárea de cielo que vemos a travésdel ocular. Se determina dividien-do el diámetro del diafragma (elanillo del ocular que define los lí-mites del campo) por la distanciafocal del telescopio. Su valor tam-bién viene dado por el cociente en-tre el campo aparente y los au-mentos. Por ejemplo, si nuestrotelescopio tiene una distancia fo-cal de 1000mm y 40º de campoaparente, observaremos un área

Observaciónee

Cuántas veces miramospor el ocular y decimosno ver nada. Cuántas veces vemosalgo, pero no es todo loque podemos ver. Y lo que es más preo-cupante, cuánto dinerogastamos innecesaria-mente en la creencia deno poseer el materialadecuado.

Galileo 13 pág 7

del cielo de 0,4º=24'.

Oculares con focales largas pue-den utilizar el limite del cilindro co-mo diafragma. Por esta razón losde 2'' (pulgadas) pueden tenercampos reales mucho más gran-des que los de 1 1/4''. El diáme-tro interior de un cilindro típico de2'' es 1,7 veces más grande, loque significa un área tres vecesmayor. Muchos oculares tienendiafragmas que se pueden medircon un calibrador. Otros lo tienenentre elementos del ocular, lo quedificulta por determinar el camporeal.

Si desconocemos el campo apa-rente o el tamaño del diafragma,podemos averiguar el campo an-gular por el desplazamiento de lasestrellas a través del telescopio.Para ello debemos apuntar a unaestrella cercana al ecuador celes-te y, con el motor apagado, cal-cular el tiempo (t) que tarda unaestrella en cruzar por el centro delcampo. Como las estrellas situa-das en el ecuador parecen mo-verse a 15 segundos de arco porminuto, solo hay que multiplicarel tiempo (t) por 15 para conocerel campo real en minutos de arco.

Un sistema que nos puede darun valor aproximado es observarel campo que vemos a través delocular y dividirlo por el aumento.El resultado no llega a ser exactodebido a que las lentes que com-ponen el ocular son esféricas.

Campo aparente es el círculo ro-deado de una zona negra (dia-fragma) que vemos a pleno díacuando miramos por el ocular. Sitienes dos oculares y quieres sa-ber cual tiene el campo aparentemás grande, mira a través de losdos como si fuesen prismáticos.Colócalos para que los círculos decampo se solapen y será eviden-te cual de los dos es mayor.

Pupila de salida es la imagen delobjeto formada por el ocular. Secalcula dividiendo el diámetro delobjetivo por el aumento que nosproporciona el ocular. Los fabri-cantes de prismáticos especificanindirectamente la pupila de salidaal indicar el aumento y la abertu-ra. La relación focal (F) tambiénnos permite conocer su valor. Porejemplo, si utilizamos un ocular de35mm de distancia focal con untelescopio a F/5, la pupila de sali-da será de 7mm.

La resolución o poder separadorse puede definir como la capaci-dad de un telescopio para disociardos puntos muy próximos óptica-mente entre sí.

Tradicionalmente, los fabrican-tes de telescopios utilizan el limi-te de Dawes. Durante el siglo XIXen Inglaterra, un pastor llamadoWilliam R Dawes observó con pe-queños refractores y encontró que

LAS FÓRMULAS DE LOS TELESCOPIOSaumentos = distancia focal del telescopio = diámetro del objetivo

distancia focal del ocular pupila de salida

campo angular = diafragma del ocular = campo aparentedistancia focal del telescopio aumentos

pupila de salida = diámetro del objetivo = distancia focal de ocularaumentos relación focal (f)

resolución práctica = 300 relación focal = distancia focaldiámetro del objetivo diámetro del objetivo

resolución teórica = 114 luminosidad = diámetro del objetivodiámetro del objetivo 7mm

Galileo 13 pág 8

1. Una pupila de salida de 7mm proporciona elmínimo aumento. ¡NO! Con un refractor noexisten límites en cuanto al tamaño de la pu-pila. En los reflectores el límite lo imponela obstrucción del secundario. Si bien unapupila de salida de 7mm, por coincidir con ladel ojo, proporciona las vistas del cielo pro-fundo más luminosas, eso no quiere decirque sean las mejores. Aumentos mayoresrevelarán más detalles, mantendrán el con-traste y mostrarán estrellas más débiles.

2. Las pupilas de salida superiores a los 7mmmalgastan luz y resolución. En los refracto-res, sí se pierde abertura, pero el aumentoes tan bajo que esta perdida tiene poca im-portancia. La luminosidad y la resolución dela imagen son las mayores posibles para eseaumento. Con reflectores sin embargo, siexiste una perdida de luz, pero principal-mente porque el punto negro en la pupila,causado por la obstrucción secundaria, sevuelve más grande.

3. Los telescopios de focales cortas muestranlas imágenes más luminosas.

Esto es un concepto erróneo. En fotografíauna focal corta significa imágenes más lu-minosas y exposiciones más cortas para ob-

jetos muy extensos. Pero los telescopios conidénticas aberturas y aumentos tienen la mis-ma luminosidad, aunque la relación focal (F)sea distinta.

4. Telescopios con una relación focal alta pro-porcionan imágenes más contrastadas. Tan-to refractores como reflectores, si son debuena calidad, apenas mejoran los contras-tes sea cual sea su F.

5. El máximo aumento útil es de 2x por cadamilímetro de abertura. Esto depende del ta-maño del telescopio, pues cuanto mayor sea,más le afectarán las condiciones atmosféri-cas. Para telescopios pequeños el máximoaumento es de 2x por cada milímetro deabertura. Para los grandes es de 0,8x a 1,2x.

6. Las lentes de Barlow dan una mala calidadde imagen. Eso era cierto cuando las Barlowse fabricaban con cristal de bajo índice. Lasnuevas lentes mejoran los resultados de losoculares reduciendo el astigmatismo en losbordes del campo. Además, una Barlow re-duce la relación focal efectiva del objetivo,lo que permite utilizar oculares de distanciafocal más larga para observaciones con gran-des aumentos.

MITOS COMUNES SOBRE LOS TELESCOPIOSExisten muchos mitos -o, si lo prefieren, conceptos erróneos- entre los aficionados.

podría distinguir los componentesde estrellas dobles débiles conmagnitudes iguales cuando su se-paración era igual a 114 segundosde arco dividido por la abertura deltelescopio en "milímetros". Por su-puesto esto solo sirve de referen-cia, dado que telescopios de dis-tintos tamaños dan resultadosdiferentes. Además, la resoluciónes peor cuando las estrellas do-bles tienen componentes de mag-nitudes distintas.

El límite de Dawes no es válidopara la observación de detallesplanetarios con diferentes con-trastes. Tampoco tiene en cuentael hecho de que los telescopios conaberturas superiores a los 225mm(9 pulgadas) casi nunca puedenconseguir una resolución de 1/2segundo de arco debido al mal se-eing atmosférico. También, si laresolución a simple vista es de 1'

(para personas con buena vista),solo necesitas un aumento de 120para ver el límite de resolución im-puesto por la fórmula de Dawes opor la atmósfera. En la práctica,un aumento dos o tres veces su-perior es más cómodo. Aunque enprincipio es posible cualquier au-mento, es difícil obtener buenosresultados cuando estos superanlos 300 ó 500 (según sea la aber-tura del telescopio).

Para evitar llevarnos una desilu-sión, es conveniente utilizar unaconstante que se adapte mejor alas condiciones atmosféricas quenormalmente estamos acostum-brados (con ciertas turbulencias).Para determinar en este caso laresolución práctica dividiremos lanueva constante cuyo valor es de300 por la abertura de nuestro te-lescopio.

La luminosidad es la cantidad de

luz que puede recoger un telesco-pio. Cada telescopio tiene su pro-pia luminosidad intrínseca, de mo-do que para conocer la diferenciade un telescopio respecto a otro,dividiremos el cuadrado de susaberturas. Por ejemplo, si compa-ramos un telescopio de 70mm dediámetro con la pupila de 7mm,tendremos que la luminosidad delinstrumento es 100 veces mayor.Esto significa un aumento en 5magnitudes; dado que a simplevista podemos ver estrella hastala 5ª y 6ª magnitud, el telescopionos permitirá observar hasta lamagnitud 10 o la 11, siempre ycuando las condiciones atmosféri-cas sean excelentes. Ello dará unaidea de las estrellas mas débilesque podemos observar. Este valores en realidad algo menor pues-to que no tiene en cuenta la per-dida de la luz provocada por laslentes.

Galileo 13 pág 9

Iniciación a la Astronomía (3)Juan A. Somavilla

El contenido de esta terce-ra entrega, persigue variosobjetivos para el desarrollo

del aficionado astrónomo. En elinicio de la disciplina, el amateurdebe adquirir costumbres y há-bitos referente a la observación,que le permitan avanzar en losconocimientos del Universo.

Ordenar y planificar las obser-vaciones con los medios disponi-bles, rinde los frutos esperados,salvo excepciones. En la actua-lidad se realizan muchas obser-vaciones del Cielo, pero si ex-ceptuamos las contemplativas,del resto se obtienen porcenta-jes elevados de calidad observa-cional.

Muchas veces durante nuestravida, los aficionados a la Astro-nomía nos asomamos a ella dedos formas. Una, saltando de as-tro en astro, de constelación enconstelación, vagando sin rumboy disfrutando de la belleza quenos brinda el Firmamento. Otra,cuando buscamos en la observa-ción, objetivos concretos a estu-diar. Por ejemplo, el estudio yevolución del sistema planetario,el estudio de las curvas de luz delas estrellas variables, la medi-ción de los sistemas dobles este-lares, las observaciones diariasen la evolución de las manchassolares, la fotografía y la obser-vación lunar, el reconocimientode los cúmulos estelares, etc.

La realización de estos traba-jos no se pueden improvisar, siqueremos resultados. Muchas ob-servaciones fracasan por no pla-nificarlas. Esto no quiere decirque, cuando se realizan obser-vaciones serias y planificadas, elaficionado no disfruta. Todo locontrario, el aficionado siente querealiza algo importante, puestoque, verifica datos ya realizadosy los confirma, otras aporta nue-vos parámetros que sirven de

apoyo como referencia a los ob-servatorios profesionales.

Sin profundizar en los detalles,expongo la dinámica que se uti-liza en las observaciones. No bus-co implantar unas reglas patro-nes, porque cada aficionadoavanzado basado en su propiainstrumentación, utiliza las pro-pias como resultado de la expe-riencia. Pero si repasaremos unasreglas generales elásticas, queayuden a superar dificultades ycometer los mínimos errores.

De aquí se deduce una reglabásica en toda observación. El es-tudio de cualquier objeto celes-te, nos obliga a reunir previa-mente toda la información queesté a nuestro alcance, sobre él.Es decir, su situación en el Fir-mamento en la hora y día de suobservación, características físi-cas, su hora exacta del paso pornuestro meridiano local, instru-

mento con el que se puede ob-servar y verificación del funcio-namiento correcto del mismo.

La situación del astro en el Fir-mamento, hace referencia a lascoordenadas ecuatoriales en lasque se encuentra, dando su po-sición exacta en la esfera celes-te. Estas aparecen con dos rese-ñas: A.R (ascensión recta) y D(declinación). A.R viene expre-sada en horas, minutos y segun-dos y D se expresa en grados,minutos y segundos. (Ver figura1).

Utilizando el Planisferio Celes-te del que hemos hablado en an-teriores capítulos, podemos bus-car el astro con estos dos datos.1º posicionando el mes el día yla hora en que se observa.

2º buscar en los paralelos alecuador celeste la A.R (horas, mi-nutos, etc.) y en los meridianos

Divulgaciónee

figura 1

Galileo 13 pág 10

la D (grados, minutos, etc.). (Verfigura 2).

Las características físicas delobjeto a observar, son aquellasque nos hablan de su magnitud,tipo de astro, su tamaño aparenteen el firmamento y otros datosespecíficos. Estos datos vienenpublicados en las Efemérides deinfinidad de Observatorios profe-sionales que se publican anual-mente, también aparecen en re-vistas especializadas deAstronomía y en las publicacio-nes de las Asociaciones astronó-micas. En muchas de las WWWde Astronomía y Astrofísica ins-taladas en la Red, suministran in-formación sobre cualquier obje-to celeste, entre ellas, nuestrapágina lo confirma.

El paso por el meridiano local.Allí donde se sitúe el observador,existe, aunque no esté dibujadoen ningún mapa celeste, un me-ridiano, que partiendo del PoloNorte o del Polo Sur, pasa, porencima de nuestras cabezas ycorta el horizonte. A esta líneaimaginaria se le llama meridianolocal del observador.

Los astros salen por el Este ysegún avanzan, ascienden, al-canzando su máxima altura alcortar ésta línea imaginaria y co-mienzan a descender, hasta ocul-tarse por el Oeste. De modo que,en su máxima altura sobre el ho-rizonte es cuando las condicionesde observación son las mejores,por dos aspectos fundamentales:uno por comodidad en la visuali-zación y dos porque hay más po-sibilidades de estabilidad térmi-ca de las capas atmosféricas, queposibilitarán observar los objetoscon bajas turbulencias y por tan-to, mejor estabilidad en las imá-genes.

Es conveniente comenzar lasobservaciones antes de que cul-minen su paso los objetos por elmeridiano local, para así aprove-char las mejores horas de la no-che y evitar perseguir al objetocuando comienza a descenderhacia su puesta.

El cuaderno de campo. Esta he-rramienta es imprescindible, ade-

más de todos los informes quehacen referencia de los objetos aobservar. No se tiene mucha cos-tumbre en la mayoría de aficio-nados de anotar en un cuader-no de campo todo lo que se vey las incidencias de una jornadade observación, aunque cada vezse tiene más en cuenta.

Si observamos detalles plane-tarios, características lunares, dis-tribución de las estrellas com-prendidas en los cúmulosestelares, dibujo de las manchassolares y anotación del nº deWolf, etc., nos exige la estrictaanotación y dibujo de los datosobservados. De hecho, las Aso-ciaciones astronómicas, disponende Reportes (hojas gráficas es-pecíficas para la anotación del es-tudio planetario, heliofísico y deCielo profundo), en las cuales elobservador data y verifica los re-sultados de las observaciones re-alizadas. De esta forma el aficio-nado dispone de una base dedatos que le permite el segui-miento y estadística evolutivaparticular.

La instrumentación. La totali-dad de los aficionados tenemosmuy claro que objetos estelaresy planetarios, no deben obser-varse y registrar con un solo yúnico instrumento. El tamañoaparente y la magnitud del obje-to, determinan el instrumento óp-

tico adecuado para su observa-ción.

El aparato óptico que mayorcampo abarca en el firmamentoes, el prismático, y en el regis-tro observacional es la cámara fo-tográfica con sus distintos obje-tivos fotográficos.

Los prismáticos de 7 x 50, 10x 50 y 11 x 80, son idóneos pa-ra obtener detalles lunares, so-bre todo en cuartos (creciente ymenguante), así como los come-tas brillantes y cúmulos estela-res abiertos del tipo de las Ple-yades, Hiades y cúmulos de la VíaLáctea.

El método de anotación y di-bujo afianza al aficionado en:

· Asegurarse de lo que está vi-sualizando.

· Retener en la memoria las es-tructuras estelares y lunares.

· Disponer de un archivo de con-sulta.

Se debe utilizar siempre una luzroja a la hora de anotar y leer in-formación durante el transcursode la observación para evitar quenuestros ojos pierdan sensibili-dad y perder tiempo hasta nue-va adaptación visual si se utilizaluz blanca.

figura 2

Galileo 13 pág 11

El registro fotográfico sin se-guimiento. Mucho se ha escritosobre este tema. Trataré de norepetirlo pero si tocar pequeñasnociones para abrir el camino alos iniciados.

Lo mismo que los prismáticos,la cámara fotográfica debe es-tar bien apoyada y sujeta al trí-pode. La mínima variación de al-tura, deslizamiento lateral ypequeñas vibraciones, echará portierra las tomas realizadas.

Las cámaras fotográficas lla-madas reflex, son las más ade-cuadas para el registro fotográ-fico en la Astronomía, puesto queel campo observado se realiza através del propio objetivo que endefinitiva es lo que la cámara vaa registrar. También permiten uti-lizar un cable disparador, evitan-do con ello vibraciones transmi-tidas al accionar el botón dedisparo. Las del tipo manual y se-miautomáticas disponen de unagama de tiempos de exposición,selector de las distintas sensibi-lidades de películas y control va-riado de diafragma permitiendoal operador seleccionar las tomasy un mecanismo importante, co-mo es la posición de disparo lla-mada B, que permite realizar ex-posiciones de tiempo, tanto comose desee.

Estas cámaras están dotadasen su base de un agujero rosca-do ( ¼” Whitworth) universal,que coincide su rosca con el tor-nillo incorporado en el cabezal deltrípode. Debemos asegurar la fi-jación perfecta del acoplamientotrípode-cámara.

Las películas fotográficas de usocorriente para este tipo de regis-tros son las de media y alta sen-sibilidad,(400 a 3200 Iso), tantosi se utilizan en blanco y negrocomo para papel color o diaposi-tivas. Los objetivos más usadosvan desde el de 50 mm(el que seadquiere al comprar la cámara),hasta el 200 mm de focal.

Teniendo en cuenta que reali-zamos fotografía sin contrarres-tar la rotación de la Tierra (sinseguimiento motorizado y tam-poco manual), existe un límite de

tiempo de exposición, que varíaen función del objetivo utilizadoy de la altura sobre el horizonteen que se encuentra la región oel objeto a fotografiar.

Con un objetivo de 50 mm. ypara registrar desde el Zenit (elpunto encima de nuestra cabe-za), hasta la región del Polo Nor-te Celeste (estrella Polar), eltiempo de exposición esta com-prendido entre los 27 y 20 se-gundos. Si queremos registrar lazona comprendida desde el Zenithasta el horizonte, el tiempo deexposición es menor de 20 se-gundos. Utilizando un objetivo de200 mm., obliga a reducir eltiempo de exposición entre 6 y 4segundos.

Hay muchos aficionados queusan la apertura total de los ob-jetivos, es decir el diafragma dela cámara totalmente abierto. Es-te sistema permite recoger másluz de las estrellas, pero también,entra en registro los defectos re-siduales de las ópticas de los ob-jetivos más corrientes. En los ex-tremos del campo que recogenlos objetivos, no son planos y elcromatismo aparece con más in-tensidad. Las estrellas dejan ras-tros, no siendo puntuales, se pro-ducen reflejos internos en losobjetivos y los colores no son re-ales.

A mi entender no se debe fo-tografiar el Cielo con apertura to-tal, sino cerrar varios pasos eldiafragma de la cámara, para evi-tar los errores antes menciona-dos. Mayores tiempos de exposi-ción que los arriba indicadossuponen la aparición en el regis-tro fotográfico de trazas estela-res, las estrellas no se registrancomo puntos sino como rayitascontínuas.

La fotografía astronómica esuna sesión de observación y co-mo tal hay que anotarla. Se re-gistra el día y la hora en T.U(tiempo universal). Se debe ano-tar el lugar desde donde se rea-liza y sus coordenadas geográ-ficas (latitud y longitud). Hay queregistrar en el parte de observa-ción fotográfico el objetivo utili-zado, tiempo de exposición, dia-

fragma utilizado, marca y tipo depelícula (Iso) utilizada. Convieneanotar la altitud del lugar de ob-servación y las incidencias at-mosféricas.

Todos estos datos ayudan a se-leccionar las mejores imágenesy son básicos para determinar laposición de los objetos registra-dos. Lo mismo ocurre con el tipode película utilizada, puesto que,conoceremos la respuesta que daen las condiciones en que se hanrealizado las tomas. Se han per-dido grandes trabajos de foto-grafía, por no disponer de los da-tos específicos, por no haber sidoregistrados.

Se puede profundizar en estastécnicas de registro fotográfico,hasta tal punto que, daría pie, acomponer un libro. En las librerí-as especializadas, hay muchostextos sobre el tratado de la As-trofotografía, repetir lo que enellos se dice sobrepasaría el res-peto de los autores. Además en-tiendo que, el aficionado se hacecon la experiencia y rodaje. Deenorme utilidad es la consulta enlas Asociaciones de Astronomía alos socios más experimentadosen este campo. Mi deseo con es-ta 3ª entrega es que sirva de ba-se, despierte vuestra pericia y ha-bilidad y os evite cometer losmínimos errores al comienzo delplacer que supone registrar aque-llo que estamos observando.

Como veis, los prismáticos, elaparato óptico quizás más bara-to y al alcance de los aficionados,tiene su campo de aplicación, yseguirá siendo la herramienta de“pecho”, como yo la llamo, paradisfrutar con las maravillas delFirmamento. La cámara fotográ-fica es el “apoyo y guarda” denuestros ojos. Anotar lo que sefotografía, donde, como y cuan-do, plasmará ese viaje por las es-trellas, sin salir del planeta ma-dre, la Tierra.

¡¡ Feliz observación!!

Galileo 13 pág 12

El eclipse de Sol 11/8/99 en Cherburgo (1)Julen Sarasola

Tres años con un Proyecto Educa-tivo Europeo sobre Astronomia

Me gustaría que éstaexperiencia interdisci-plinar que aquí pre-

sento sirviera para abrir, ennuestra revista, una nuevaserie de artículos relaciona-dos con la didáctica de lasciéncias, en una dimensiónmás amplia que la que el au-la ó el propio laboratorio nospodría ofrecer en un principio.

Existe, dentro del ProgramaSocrates, de la ComunidadEuropea, una asignación eco-nómica para que los centrosde Secundaria que lo deseenpuedan participar, bien comoasociados ó coordinadores, enlos llamados Proyectos Edu-cativos Europeos (PEE).

En nuestro caso, son ya tresaños los que con el proyecto"La Astronomía en los centrosde Secundaria europeos" unpequeño grupo de profesoresy alumnos de cuatro centros(la Videregaende Skole -deTromso, Noruega-, el LycéeVictor Grignard -de Cher-bourg, Francia-, el DulwichCollege -de London, Inglate-rra- y el Txorierri B.H.I. -deDerio, Euskadi-) llevamos acabo un proyecto de astrono-mía que trata de saber álgomás, de lo que los libros detexto nos cuentan, acerca denuestra estrella el Sol y la in-fluencia que éste ejerce sobrenuestro planeta Tierra.

Sin tenerlo programado, ydespues de tres años de in-tercambios y trabajo en cadacentro, nos enteramos queéste verano seremos testi-gos, ¡solo a 1.000 km de ca-sa¡, de un eclipse total de sol,un buen colofón para termi-nar ésta primera andadura denuestro proyecto. Brevemen-te os comento lo que duranteéste periodo de tiempo, y conla ayuda económica europea,hemos realizado.

En un principio los centrosparticipantes nos conocimosen una convocatoria de laE.S.O....!no¡, no es lo que es-taís pensando, se trata delObservatorio Sur Europeo(European Southerm Obser-vatory) que varios Estadosmiembros de la C.E. tienen enla Silla, cumbre de la cordille-ra andina chilena, a los piesdel desierto de Atacama.

Su sede operativa se en-cuentra en Garching (Mu-nich,Alemania) y uno de susempeños, además de la in-vestigación astronómica, es lade extender la Cultura Cientí-fica y Tecnológica, en particu-lar el interés por conocimien-to del Universo, entre lajuventud estudiantil de todaEuropa.

Pues bién, los proyectospremiados, de cada país par-ticipante, tuvieron la oportu-nidad de viajar a Garching yallí conocer "en vivo" cómo es

el trabajo de investigación as-tronómica. Una semana deconvivencia con astronomosprofesionales te da una medi-da del trabajo de investiga-ción en ésta materia: la bibli-koteca, la base de datos, losmapas del cielo, los progra-mas informáticos para el tra-tamiento de miles de datosque surgen en una noche deobservación, la noche "mági-ca" de observación, la cafete-ra en cada rincón, el taller pa-ra el diseño y construcción decada parte del experimento(cámaras CCD, filtros, orde-nadores, redes de difracción,etc...), las comidas en el co-medor del centro de investi-gación Max Planck, que estámuy cerquita de la ESO, conlo más selecto de la investiga-ción en Física de Europa yresto del mundo, sus beca-rios, investigadores, etc...alláte encunetras con japoneses,alemanes, franceses, belgas,españoles, etc...todos igualeshaciendo cola para coger labandeja e ir eligiendo el platoque más te gustaría comer, yaque tienes opción entre va-rios,....

Fué en éste contexto, privi-legiado para un profesor deSecundaria (¡qué pena queuno no domine el inglés¡, enmi bachillerato solo teniamosfrancés...aunque gracias a élme he podido manejar porEuropa) y para dos de susdiscípulos, Jon y Aritz, en el

Divulgaciónee

Luna Tierra

Sol

Galileo 13 pág 13

que entramos en contacto conotros profesores y profesoras,sus alumnos y alumnas, deDinamarca, Suecia, Inglate-rra, Noruega, Italia, Grecia,Portugal, Francia, etc... y deahí la idea del PEE sobre As-tronomía. Era otoño del año1.995. El proyecto lo comen-zamos en primavera de1.996. Los proyectos Come-nius (acción en la que se des-arrolla un PEE) de Socrateshan tenido una duración má-xima ronovable de tres años,y fué éste pasado curso cuan-do lo finalizamos. Ahora, nue-vamente, hemos vuelto a so-licitar a la Agencia NacionalSocrates, en Madrid, un nue-vo PEE, basado en la ense-ñanza de la Astronomía, bajoel título: "El clima, la conta-minación lumínica y la ionos-fera", al que espero se incor-poren nuevos alumnos yalumnas amantes de las Cien-cias, de la Astronomía.

Descrito el contexto de lospreámbulos, paso a relatarprimero brevemente los pre-parativos a lo largo de todo elmés de julio, luego el viaje aCherburgo, la observación dela totalidad (así llamada,puesto que durante esos es-casos 100 segundos el Soldesaparece totalmente detrásde la Luna) y finalmente lasconclusiones.

Un eclipse total de Sol sobre laTierra

Un eclipse total y puntual deSol no es un acontecimiento

extraño en nuestro planeta.Sí lo es, en cambio, en cual-quier otro lugar del sistemasolar, incluido la Luna, ya quelos tamaños aparentes de susatélite y del Sol, solo vistosdesde la Tierra, son similares(aspecto éste en absoluto ca-sual, ya que si hay vida en laTierra, y vida inteligente consuficiente tecnología para ob-servar, interpretar y registrarun eclipse total de su estrella,lo es por su peculiar posicióncon respecto a ella).

Esto origina que cada dosveces al año, en algún lugarde la Tierra (ó en sus proxi-midades), la sombra de la Lu-na, proyectada por el Sol so-bre una pequeña franja de lasuperficie terrestre de no másde 100 km de espesor, avan-ce de oeste a este a una velo-cidad de unos 2.500 km/h,durante el tiempo en el quelos tres astros permanecenperfectamente alienados, esdecir unas seis horas, y pro-duciendo una oscuridad so-brecogedora a pleno día enlos lugares que caen dentrode la trayectoria umbral deunos 15.000 km de longitud.

Y es que la rapidez a la quegira la Tierra hacia el este de-bería de provocar que lasombra lunar casi puntual(un disco de no más de 50 kmde radio) se desplazara so-bre la superficie terrestreaparentemente hacia el oes-te, sinembargo debido a quela Luna (y su propia sombra)también se desplazan hacia el

este (como lo hacen casi to-dos los astros), pero más rá-pidamente, el resultado es elcontrario (de oeste a este).

Un pequeño cálculo nos lle-va a la conclusión de que si-tuados en un punto fijo de és-ta franja de la totalidad ( Sol100% eclipsado), solo dispo-nemos de 100 km /2.500km/h = 1/25 de hora,es decir no mucho más de100 segundos para realizar laobservación y un montón deexperimentos (en Cherbour-go, Normandía- Francia, adonde nos desplazamos, ydonde el centro del disco lu-nar, algo mayor que el solaren la fecha del eclipse, 11 deagosto de 1.999, pasaba lige-ramente desplazado del cen-tro del solar, tuvimos totali-dad desde las 12:16:10 hastalas 12:17:45, es decir solo 95segundos)

Trabajando durante todo el mesde Julio

Entonces, un pequeño gru-po de veintitrés entusiastasde las estrellas, doce alumnosy once profesores nos pusi-mos a diseñar lo que seríanlos experimentos a realizardurante la fase de la totalidaddel eclipse.

Pensamos que el Lycée Vic-tor Grignard de Cherbourg,con el que ya llevábamos unarelación "astronómica" de va-rios años dentro de los pro-gramas europeos Socrates, yque además "caía" dentro dela franja de la totalidad, era el

TOTALIDADEclipse cortoEclipse largo

PARCIALIDAD

Galileo 13 pág 14

lugar ideal para la observa-ción, teniendo en cuenta quela dificultad del mal tiempo("Los paraguas de Cherbur-go"....ó sea un 50% de pro-babilidad de cielos cubiertosen esa fecha) se compensabacon la relativa proximidad a

nuestro centro: el IES TXO-RIERRI BHI de Derio está porcarretera a 1.000 km deCherbourgo. La otra posibili-dad era ir a Turquía (lo queencarecía mucho el viaje, te-ned en cuenta que ibamoscon alumnos y alumnas) ...

Luego, una vez de vuelta, yviendo los resultados, creoque acertamos.

Finalmente éste cuadro fué elque preparamos para el plánde observación:

Experimento

(nº)

Instrumento

Objetivo

Sistemadetector

Oculares

X aumentos

Película

CintaResponsable

Protuberanciassolares (1)

Telescopio Celestrónnegro y seguimiento

ecuatorial750 mm F150 mm Ø

F/D = 5

Cámara fotográfic.FotómetroDisparadormecánico

6 mmX 125

400 ASAJulen

Eclipse en general(2)

Telescopio Edmun rojode base esférica

445 mm F108 mm Ø

F/D = 4

Observaciónvisual

28 mm18 mm12 mmX 16X 25X 37

RetinaMatxalen

AneKattalin

Tiempos de loscuatro contactos

(3)

Telescopio Dobson gris750 mm F150 mm Ø

F/D = 5

Video-cámaraVHSPanasonicZoom elec.

25 mm X 30Zoom X 106-60 mm F37 mm ØF/D = 1,6

Cinta VHS

PilareXabierMaiderNerea

Corona solarexterior (4)

Teleobjetivo yseguimiento ecuatorial

montado sobre elCelestrón)300 mm F

56 mm Ø F/D = 5,4

Cámarafotográfic.FotómetroDisparadormecánico X 6

Julen

Cielo estrelladocon planetas.

Experiencias 8, 9 ,10, 11 y 12.Ambiente de

obser- (5)Vación

Gran angular70 28mm F15-35-8 mm ØF/D4,6-1,4-3,5

Cámara fotográfic.FotómetoAutomáticMotorDispa.Elec

X 1,4X 1

X 0,5

100 ASAAnabel

Proceso deleclipse en general.Experiencias 8, 9,

10, 11 y 12.Ambiente (6)

De observación

VideocámaraZoom digital

4,1 74 mm F37 mm ØF/D = 1,4

VideocamaraSony CCD

Zoom electriX 18

Zoom digitalX 72

Cinta 8mmJon

Radioemision(MHz) del campo

magnético solar yradiorreflexión(KHz

) en la ionosfera(7)

Radiotelescopioformado por un

receptor de radio conantena orientable

Auriculary Osciloscopio

-------------Cinta magneto-

fónicaSalvaItziar

ArantxaMikel

Tamaños yposición de los

discos solar y lunarpara un posterior

paralaje (8)

Cámara oscura solarde 2,5 m.

Pantallatraslúcidapapel mili.

Aplicar el“Teorema de

Tales”Papel

vegetal

MaiteAinaraNaroaJone

Temperatura,luminosidad y

magnetosfera local(9)

Termohe(NTCTermómet (HgFotómet(LDR)Magnetógrafo

EscalasdigitalesEscala HgCirculoºdo

-------------

Cuadernocuadricu-lado

notas

JosemariAbdera

Bandas desombra.

Biorreacción aleclipse (10)

Fachada claraorientación Sur

Sobre ellaObs. visual -----------

Anotar loobservado

EduardoPedro

Observacióndirecta filtrada, ó

con luz polarizadaó del espectro

solar (11)

Gafas-filtroPolarizadores

Espectroscópio

RetinaTodos los detectores -------------

RetinaPeliculaCinta......

Encarni

Galileo 13 pág 15

La expedición y los experimentos

Un eclipse total de sol esuna buena experiencia de la-boratorio para que nuestrosalumnos y alumnas pongan aprueba los conocmientos teo-ricos adquiridos, no sólo enclase de Taller de Astronomía(materia optativa en la ESO),sino también en Física (OpticaGeométrica, Campo Gravita-torio, Electromagnetismo,etc...), Antropología (creen-cias sobre los fenómenos ce-lestes), etc..

También tiene otro compo-nente didactico interesante yes el que te tienes que despla-zar con tu grupo de alumnos alpais donde ocurre tal fenóme-no astronómico, conviven conotros jóvenes de otros paises,etc...Finalmente, y para el pro-fesorado implicado en una"movida" de éstas, es una sa-tisfacción el poder coordinarsecon otros centros de secunda-ria europeos, que hacen las ob-servaciones complementariasdesde su localidad y te envian

datos por internet para poderhacer los cálculos astronómi-cos, ésto compensa todos otrosinconvenientes (por ejemplo,para realizar un "paralaje lu-nar" y poder calcular las dis-tancias de la Tierra a la Luna yal Sol en el momento en quese produce el eclipse, se nece-sita otro observatorio en lafranja de sombra distanciadodel de tu centro escolar unoscientos de kilómetros, cuantosmás mejor pues se cometemenos error).

Eclipse desdeMunich 12:40:00

Grupo del EuropeanSouthern Observatory

(E.S.O. Garching)

Grupo de Txoriherri BHI(Cherburgo-Normandia)

Eclipse desdeCherburgo12:16:10

D

H

WE

OCULTACIONES RASANTES VISIBLES DESDE BILBAOEl mes de Julio se producirán dos ocultaciones rasantes ob-servables desde nuestra zona:Día 9: a las 21h30m UT estrella mag=7,1. La línea pasa cercade Bilbao.Día 27: a las 03h15m UT estrella mag=7,8. La línea pasa porVitoria y el sur de Donosti.Para más información consultar la pagina de ocultaciones eneste número.

Galileo 13 pág 16

Observando el SolEmilio Martinez

Observaciónee

0

50

100

150

200

250

1 6

11

16

21

26

31 5

10

15

20

25

30 4 9

14

19

24

29 4 9

14

19

24

29 3 8

13

18

23

28 3 8

13

18

23

28

0

50

100

150

200

250

300

jul ago sep oct nov

media

min

max

max sabadell

Nº de Wolf: Jul - Dic 1999

Los valores que se han alcanzado en este semestre son bastante elevados como co-rresponde al camino ascendente del ciclo, observándose cierto decaimiento al finali-zar cada trimestre, si bien se observa un pequeño incremento trimestral paulatino.

Galileo 13 pág 17

OCTUBRE Máximo: 225 día 28

Este mes se ha caracterizado por un amplio des-arrollo de grupos de manchas que se distribuyen porprácticamente todo el disco solar , formando así mis-mo grandes extensiones de grupos, dándose el casode que a la hora de valorar el número de grupos quese muestran en el disco solar las dificultades sonenormes siendo así que los índices en los días demayor actividad presentan bastante disparidad se-gún los documentos que se comparen Sabadell,parael día 14:182; Tribuna Universo:206 y nuestros da-tos: 209.

Noviembre Máximo 244 día 12

En Noviembre la actividad se mantiene como en elmes anterior sobre todo en el tercio medio donde sealcanzan los máximos valores de estos meses , de-creciendo un tanto al finalizar el mes.

Diciembre Máximo 130 día 13

Diciembre parece tomarse un pequeño descanso co-mo los ciclistas en los falsos llanos de las escaladas

Dado que como resaltan los responsables de las pu-blicaciones mencionadas en el mes de octubre, ladisminución en los índices máximos y medios de losmeses anteriores, es bastante pronunciado, bastecomparar los índices de referencia ,anteriores en ca-si un 40%

El Sol este trimestre

Efeméridesee

Los PlanetasEfemérides obtenidas mediante un programa de José Félix Rojas

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

1/07 2451726.50 7h15m30.3s +18°31'53.3" 0.568980 5h32m 12h46m 20h01m 11.87"16/07 2451741.50 6h44m09.9s +18°33'18.9" 0.649508 4h01m 11h17m 18h34m 10.12"31/07 2451756.50 7h21m09.3s +20°56'30.6" 0.962688 3h29m 10h58m 18h27m 6.80"15/08 2451771.50 9h11m45.6s +17°46'45.7" 1.290141 4h36m 11h51m 19h04m 5.15"30/08 2451786.50 11h04m57.1s +7°24'35.5" 1.370661 6h13m 12h44m 19h14m 4.91"14/09 2451801.50 12h35m10.5s -4°01'07.3" 1.286793 7h27m 13h15m 19h01m 5.26"29/09 2451816.50 13h50m41.1s -13°38'04.0" 1.112736 8h21m 13h30m 18h39m 6.12"

1/07 2451726.50 7h04m48.7s +23°26'05.6" 1.724392 5h00m 12h40m 20h20m 9.68"16/07 2451741.50 8h23m32.2s +20°37'57.2" 1.700432 5h33m 12h59m 20h25m 9.82"31/07 2451756.50 9h38m19.9s +15°38'45.8" 1.663892 6h11m 13h15m 20h18m 10.04"15/08 2451771.50 10h48m56.6s +9°04'57.4" 1.615463 6h49m 13h26m 20h03m 10.35"30/08 2451786.50 11h56m39.3s +1°37'06.5" 1.556582 7h26m 13h35m 19h42m 10.75"14/09 2451801.50 13h03m35.9s -6°04'29.6" 1.488323 8h03m 13h43m 19h21m 11.24"29/09 2451816.50 14h12m05.2s -13°19'18.5" 1.412177 8h41m 13h52m 19h02m 11.86"

1/07 2451726.50 6h42m18.7s +23°57'07.1" 2.609579 4h34m 12h16m 19h58m 3.59"16/07 2451741.50 7h25m11.8s +22°57'37.9" 2.620300 4h23m 12h00m 19h37m 3.57"31/07 2451756.50 8h06m47.5s +21°18'11.2" 2.618228 4h13m 11h42m 19h11m 3.58"15/08 2451771.50 8h46m54.9s +19°04'08.4" 2.602380 4h04m 11h23m 18h42m 3.60"30/08 2451786.50 9h25m32.8s +16°21'21.6" 2.572415 3h56m 11h03m 18h09m 3.64"14/09 2451801.50 10h02m46.7s +13°15'52.8" 2.527698 3h47m 10h41m 17h34m 3.71"29/09 2451816.50 10h38m48.8s +9°53'33.7" 2.468269 3h37m 10h18m 16h57m 3.80"

1/07 2451726.50 3h52m37.3s +19°21'27.6" 5.742413 2h06m 9h25m 16h45m 34.29"16/07 2451741.50 4h05m02.6s +19°57'02.8" 5.583421 1h17m 8h39m 16h01m 35.26"31/07 2451756.50 4h16m10.4s +20°25'32.7" 5.394791 0h26m 7h51m 15h15m 36.49"15/08 2451771.50 4h25m35.6s +20°47'02.3" 5.183547 23h31m 7h01m 14h27m 37.98"30/08 2451786.50 4h32m52.4s +21°01'49.2" 4.958768 22h38m 6h10m 13h37m 39.70"14/09 2451801.50 4h37m33.3s +21°10'10.5" 4.731441 21h43m 5h15m 12h43m 41.61"29/09 2451816.50 4h39m16.0s +21°12'24.7" 4.514634 20h46m 4h18m 11h46m 43.61"

1/07 2451726.50 3h39m19.5s +17°26'13.0" 9.865682 2h01m 9h12m 16h23m 16.77"16/07 2451741.50 3h45m24.2s +17°44'34.7" 9.678299 1h07m 8h19m 15h31m 17.10"31/07 2451756.50 3h50m27.4s +17°58'26.0" 9.459480 0h12m 7h25m 14h39m 17.49"15/08 2451771.50 3h54m14.7s +18°07'30.3" 9.219912 23h12m 6h30m 13h44m 17.95"30/08 2451786.50 3h56m34.1s +18°11'40.6" 8.972458 22h15m 5h33m 12h48m 18.44"14/09 2451801.50 3h57m16.3s +18°10'55.1" 8.731641 21h17m 4h35m 11h49m 18.95"29/09 2451816.50 3h56m18.7s +18°05'26.6" 8.513032 20h17m 3h35m 10h49m 19.44"

1/07 2451726.50 21h31m47.4s -15°24'15.1" 19.160900 21h59m 3h06m 8h08m 3.66"16/07 2451741.50 21h29m58.6s -15°33'24.1" 19.024649 20h59m 2h05m 7h07m 3.68"31/07 2451756.50 21h27m47.9s -15°44'04.7" 18.947248 19h59m 1h04m 6h05m 3.70"15/08 2451771.50 21h25m27.1s -15°55'18.0" 18.934777 18h58m 0h02m 5h03m 3.70"30/08 2451786.50 21h23m09.2s -16°06'01.7" 18.988447 17h58m 22h57m 4h01m 3.69"14/09 2451801.50 21h21m06.9s -16°15'17.2" 19.105283 16h57m 21h56m 2h59m 3.67"29/09 2451816.50 21h19m31.9s -16°22'14.6" 19.277395 15h57m 20h56m 1h58m 3.63"

1/07 2451726.50 20h32m46.4s -18°35'34.2" 29.200115 21h14m 2h07m 6h56m 2.29"16/07 2451741.50 20h31m14.0s -18°41'14.4" 29.117769 20h14m 1h06m 5h55m 2.30"31/07 2451756.50 20h29m34.8s -18°47'17.2" 29.099386 19h14m 0h06m 4h54m 2.30"15/08 2451771.50 20h27m57.2s -18°53'12.8" 29.146681 18h13m 23h01m 3h53m 2.30"30/08 2451786.50 20h26m29.4s -18°58'32.2" 29.256544 17h13m 22h01m 2h52m 2.29"14/09 2451801.50 20h25m19.1s -19°02'49.7" 29.422086 16h14m 21h00m 1h51m 2.28"29/09 2451816.50 20h24m32.5s -19°05'45.0" 29.632260 15h14m 20h01m 0h51m 2.26"

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

Planeta

Mercurio

Venus

Marte

Jupiter

Saturno

Urano

Neptuno

Galileo 13 pág 19

Efeméridesee

El cielo este trimestreJulio 1/7/2000 00:00 UT

Galileo 13 pág 20

Efeméridesee

El cielo este trimestreAgosto 1/8/2000 00:00 UT

Galileo 13 pág 21

Efeméridesee

El cielo este trimestreSeptiembre 1/9/2000 00:00 UT

Galileo 13 pág 22

Efeméridesee

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

Ocultaciones LunaresPara los meses de julio, agosto y setiembre 2000

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

04-07-2000 20:15:48 D D 98832 14913 7.7 09h53m48.083s +14°44'19.94" 13%+ 126 105.6104-07-2000 21:22:48 D D 98854 14976 7.4 09h56m37.068s +14°43'26.66" 13%+ 78 57.2706-07-2000 22:58:11 D D 119061 17701 6.6 11h49m07.360s +05°10'59.32" 33%+ 128 104.2008-07-2000 21:18:51 D D 139322 19358 6.8 13h24m26.889s -04°18'34.13" 54%+ 181 158.9209-07-2000 21:31:44 D D 139794 20105 7.2 14h13m19.782s -08°26'42.43" 64%+ 31 11.7109-07-2000 23:33:08 D D 139834 20148 6.5 14h16m49.882s -08°53'05.89" 64%+ 66 46.7409-07-2000 23:49:50 D D 139847 20162 6.6 14h17m23.786s -09°01'23.74" 65%+ 88 68.9610-07-2000 22:33:01 D D 158994 20890 7.7 15h03m09.517s -12°51'28.92" 73%+ 69 53.6112-07-2000 00:03:15 D D 159563 21797 4.1 15h53m51.254s -16°43'45.91" 82%+ 111 100.4914-07-2000 22:15:48 D D 186721 25158 7.3 18h22m12.370s -22°14'14.23" 98%+ 58 62.2616-07-2000 02:58:00 D D 187992 26811 5.6 19h20m40.421s -22°24'00.71" 100%+ 109 118.2118-07-2000 04:40:05 R D 164087 29213 7.0 21h02m47.271s -19°14'43.39" 98%- 248 265.9019-07-2000 01:19:51 R D 164651 30066 7.6 21h47m30.709s -16°45'31.68" 95%- 283 304.0519-07-2000 02:55:16 R D 164686 30114 6.4 21h50m14.918s -16°50'28.60" 94%- 201 222.1019-07-2000 22:43:46 R D 165149 30771 7.7 22h32m11.164s -13°35'38.87" 90%- 293 315.8220-07-2000 22:13:11 R D 146635 31467 5.0 23h18m59.246s -09°36'26.43" 83%- 319 343.0620-07-2000 23:51:55 R D 165651 31514 7.7 23h21m52.411s -09°45'28.70" 83%- 215 239.5522-07-2000 00:31:57 R D 128621 150 5.8 00h10m20.209s -05°14'44.28" 74%- 202 225.9926-07-2000 01:55:45 R D 93487 4575 6.9 03h33m21.621s +13°46'56.71" 32%- 291 304.2326-07-2000 04:12:41 R D 93532 4696 6.7 03h39m17.453s +13°53'29.20" 31%- 166 178.8127-07-2000 03:15:20 R D 94019 5895 6.7 04h35m02.527s +17°12'02.41" 21%- 175 182.7301-08-2000 20:12:57 D D 99133 15655 7.8 10h27m16.616s +12°26'42.40" 4%+ 89 66.4704-08-2000 21:16:22 D D 139174 19126 7.8 13h08m30.337s -02°40'44.41" 28%+ 136 113.7208-08-2000 22:51:47 D D 159918 22350 4.2 16h27m03.051s -18°27'21.74" 68%+ 42 34.0509-08-2000 21:16:02 D D 185190 23267 7.7 17h14m55.159s -20°58'08.13" 76%+ 134 131.5010-08-2000 21:51:30 D D 186291 24609 7.5 18h06m51.667s -22°02'43.62" 84%+ 57 58.9910-08-2000 23:04:32 D D 186348 24676 7.9 18h08m47.044s -22°09'34.10" 84%+ 82 84.1611-08-2000 00:21:18 D D 186410 24754 7.8 18h10m46.283s -22°14'18.55" 85%+ 102 105.1611-08-2000 19:38:21 D D 187445 26081 5.0 18h55m09.435s -22°40'10.26" 90%+ 122 129.1011-08-2000 21:50:11 D D 187519 26177 6.1 18h58m27.125s -22°31'39.43" 90%+ 80 87.6312-08-2000 00:18:58 D D 187584 26267 6.3 19h01m40.046s -22°41'36.46" 91%+ 141 148.7315-08-2000 02:56:23 D D 164534 29896 7.3 21h37m58.701s -17°12'21.01" 100%+ 63 83.7815-08-2000 21:01:13 R D 164979 30544 7.2 22h16m58.573s -14°39'10.34" 99%- 310 332.5916-08-2000 00:23:38 R D 165019 30610 7.8 22h21m35.731s -14°27'09.98" 99%- 255 277.4617-08-2000 04:07:17 R D 146587 31397 7.6 23h14m44.121s -09°41'03.31" 96%- 294 318.4418-08-2000 02:01:59 R D 147017 32163 6.6 23h59m42.680s -05°53'20.54" 92%- 239 263.1318-08-2000 02:42:55 R D 147033 32192 7.7 00h01m09.355s -05°52'13.19" 92%- 197 221.2018-08-2000 02:48:43 R D 147032 32190 7.8 00h01m04.788s -05°49'51.55" 92%- 209 233.2019-08-2000 22:39:49 R D 109934 2107 7.0 01h30m40.136s +02°53'04.50" 79%- 225 246.9820-08-2000 23:28:23 R D 110493 3189 7.4 02h21m33.518s +07°45'16.18" 69%- 232 250.6521-08-2000 02:14:15 D B 110543 3322 4.3 02h28m11.071s +08°27'43.81" 68%- 98 116.8921-08-2000 03:14:25 R D 110543 3322 4.3 02h28m11.072s +08°27'43.81" 68%- 204 222.0621-08-2000 04:42:46 R D 110566 3361 7.0 02h29m36.793s +09°00'30.24" 67%- 274 292.0222-08-2000 02:11:16 R D 93375 4297 7.8 03h18m16.502s +12°49'30.37" 57%- 270 284.6023-08-2000 00:31:57 R D 93803 5425 7.2 04h10m56.259s +15°56'49.79" 47%- 184 193.9425-08-2000 01:37:51 R D 78077 8521 6.8 06h11m23.703s +20°54'16.88" 25%- 291 288.4125-08-2000 04:40:50 R D 78208 8764 7.8 06h18m40.518s +21°10'47.45" 23%- 284 281.2428-08-2000 04:01:59 R D 98561 14280 6.3 09h25m32.361s +16°35'06.43" 2%- 227 207.2601-09-2000 19:29:48 D D 139428 19518 5.7 13h35m31.554s -05°23'45.39" 14%+ 119 97.6303-09-2000 18:52:54 D D 159117 21087 6.8 15h14m19.561s -14°12'33.57" 32%+ 132 117.4704-09-2000 21:00:06 D D 159707 22052 7.8 16h07m15.991s -17°56'08.96" 42%+ 158 148.4507-09-2000 22:54:02 D D 187185 25747 7.7 18h43m22.176s -22°24'33.83" 71%+ 34 40.1610-09-2000 00:50:21 D D 189335 28477 7.1 20h29m02.653s -20°53'55.41" 86%+ 130 145.8314-09-2000 03:25:47 D D 146919 31939 6.1 23h48m34.900s -06°22'33.49" 100%- 5 29.1314-09-2000 04:04:27 R D 146919 31939 6.1 23h48m34.900s -06°22'33.50" 100%- 298 322.7714-09-2000 22:57:39 R D 128787 569 6.9 00h29m41.453s -02°50'09.94" 98%- 259 283.1015-09-2000 22:13:24 R D 109783 1775 7.3 01h17m12.113s +02°01'09.25" 95%- 287 309.1915-09-2000 22:17:08 R D 109787 1782 7.5 01h17m21.820s +01°50'42.76" 95%- 244 266.7716-09-2000 04:07:56 R D 109883 1994 7.0 01h25m42.980s +02°58'33.25" 94%- 226 248.0716-09-2000 21:46:11 R D 110334 2899 7.8 02h05m57.236s +06°40'51.06" 89%- 272 291.9620-09-2000 23:49:08 R D 77624 7709 7.8 05h50m48.173s +20°40'17.01" 50%- 278 277.5022-09-2000 00:46:54 R D 78852 10040 6.5 06h54m22.431s +21°09'37.16" 38%- 225 218.2822-09-2000 00:59:06 R D 78858 10056 7.0 06h54m57.859s +21°34'13.22" 38%- 319 312.5922-09-2000 02:43:00 R D 78935 10190 7.7 06h58m52.981s +21°36'47.75" 38%- 302 294.6323-09-2000 03:59:29 R D 79899 12132 7.0 08h03m34.863s +20°20'14.10" 26%- 227 213.5624-09-2000 01:43:06 R D 98265 13640 6.6 08h58m18.746s +18°18'25.48" 17%- 275 257.0324-09-2000 01:59:11 R D 98276 13660 6.3 08h59m11.181s +18°08'01.21" 17%- 240 222.61

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

Galileo 13 pág 23

galería de imágenes

Platon. Ander Aizpuru. Cámara digital a monitor BW

Manchas solares. Jesús Conde. 7/3/2000Telescopio 100 dia. f/10 proyección aocular 9mm. 1/500s. Fuji 100ASA

Observación en la Arboleda 17/06/2000. Javier, Patxi, Eduardo, Ander, Carmelo, y Nestor

El Sol. Jesús Conde. 10/3/00. Telescopio 100 dia. f/10Proyección a ocular 25mm 1/60 Fuji 100 ASA, espejo sinaluminizar y filtro verde inactínico.

Observación pública 10/6/2000 Parque Etxebarria. Carmelo Fernandez

Todas las fotos que aparecen en esta sec-

ción, salvo indicación en contra, han sido

realizadas por socios de la AAV-BAE.

ee

Galileo 13 pág 24

PUBLICIDAD