Calidad y no cantidad debe ser el objetivo de nuestros esfuerzos
(Ignacio Ferrín)
Cuando vemos aparecer un cometa, pensamos que somos desventurados,
pero la desgracia es del cometa.
(Bernard de Fontenelle 1686)
LOS 10 MANDAMIENTOS DEL OBSERVADOR
1) Vete al telescopio sin ninguna idea preconcebida.
2) Reporta cuidadosamente lo que viste.
3) Reporta pronto y científicamente. Verifica tus
números dos veces antes de enviarlos.
4) Olvídate de las predicciones. Pueden estar erradas.
5) No trates de estar de acuerdo con otros. Tú puedes
ser el primero en observar un descenso en el brillo o un
aumento en la magnitud, y te arriesgas a perder el crédito
por ello.
6) Las críticas deben ser respetuosas, constructivas
y positivas. De otro modo deben ser hechas en privado.
7) Si quieres que te respeten, respeta tu primero. No uses
palabras insultantes o humillantes cuando te refieras a
otros. No está de acuerdo con la ética científica.
8) No hagas trampa. Hacer trampa en ciencia es tonto. Cuando
otros repitan el experimento o la observación, van
a encontrar que estas errado.
9) No te apropies del trabajo de otros o de sus resultados.
Siempre da crédito a otros por pequeña que
haya sido su contribución. No hagas a otros lo que
no quisieras que te hagan a ti.
10) No te alejes de la ética científica.
(Ignacio Ferrin, Ph. D.,
Centro de Física Fundamental,
Universidad de los Andes, Mérida, Venezuela).
Dentro de las posibilidades de los aficionados
con medios visuales o fotográficos modestos, estas
son algunas de las posibilidades de obtener datos de interés
en el estudio de los cometas:
1.- Observaciones
visuales. Estimación de magnitudes, determinación
de las dimensiones de la coma, estudios de la cola y dibujos
generales. Trucos en la observación visual. Óptica
empañada por la humedad.
2.- Fotografías. Fotografías
de gran campo con todas las técnicas.
3.- Observaciones
meteórica y fenómenos asociados. Determinación
de enjambres meteóricos asociados al cometa.
4.- Parámetros
orbitales. Explicación sobre el significado
de los parámetros orbitales de los cometas.
Los astrónomos
profesionales reconocen el valor de esta información
suplementaria a sus observaciones. El gran número
de amateurs repartidos por todo el mundo puede contribuir
a minimizar los efectos de adversas condiciones meteorológicas
y permitir una mayor cobertura geográfica de los
puestos de observación, así como una mayor
cobertura en tiempo. El reducido número de astrónomos
profesionales que trabajan en ello y la dificultad en obtener
tiempo de utilización del instrumental de los observatorios,
deben ser compensados por la actuación amateur.
Además, existen diversos campos en la investigación
del cometa que, siendo totalmente asequibles a los aficionados,
ya no será cubierto por la programación profesional
Inicio de pàgina
- OBSERVACIONES VISUALES:
REMISION DE OBSERVACIONES:
Se puede conseguir información sobre los cometas
visibles, sus parámetros orbitales y sus efemérides
en las dos direcciones siguientes:
Una de ellas es el "Comet Observation Home Page", mas
conocido como COHP, del Jet Propulsion Laboratory (JPL) Comet
Observation Home Page-Morris. Esta página
Web esta gestionada por Charles S. Morris, astrónomo
profesional y aficionado del JPL cuyo trabajo se centra
principalmente en los cometas. Morris mantiene esta página
actualizándola cada vez que se producen cambios
respecto a los cometas visibles y está dedicada
sobre todo a los aficionados, recogiendo observaciones
realizadas por ellos.
La otra página Web es la que proporciona el International
Comet Quarterly (ICQ) dentro del servidor del CFA (Centre
For Astrophysics), Comet
Information and the International Comet Quarterly (ICQ).
Esta pagina la mantiene Daniel W.E. Green, también
astrónomo profesional y aficionado dedicado igualmente
a los cometas, reparte su trabajo como editor del ICQ y
de las famosas circulares de la Unión Astronómica
Internacional (IAU). Sólo admite observaciones remitidas
por organismos e instituciones. (extensiones .org .net).
Las efemérides que vienen en estas páginas
son provisionales, la observación, incluida la de
los aficionados, corrige estos parámetros, sobre
todo la magnitud global, muchas veces bastante diferente,
en un sentido u otro, de la prevista.
Las observaciones deben ser remitidas en un plazo de unos
pocos días, inferior a 10 a 15 días máximo,
para poder tener validez como referencia del comportamiento
del cometa. De hecho, observaciones más antiguas
no son admitidas en estos sitios.
1 1 - DETERMINACION DE LA MAGNITUD GLOBAL
El análisis estadístico
del comportamiento de un cometa en el transcurso del tiempo
requiere unas observaciones que puedan ser comparadas entre
sí. Desde hace siglos, todas las épocas las
observaciones han sido visuales, añadiéndose
en las últimas décadas la fotografía
y posteriormente los registros con cámaras CCD.
Las mediciones visuales de la luminosidad del núcleo
serían muy difíciles de realizar porque no
puede definirse bien el núcleo de entre toda la
condensación central o coma. Se puede realizar con
telescopios provistos de cámaras CCD, también
al alcance de los aficionados (ver enlace con página
de Cometas-OBS).
Por eso se propone a los amateurs que realicen estimaciones
globales de toda la coma y de sus posibles variaciones.
El método es bastante similar al utilizado para
las observaciones visuales de estrellas variables. El valor
que tiene viene dado por la obtención de numerosas
estimaciones de muchos aficionados, lo cual minimiza el
error propio de un observador. Además, es el medio
más adecuado probablemente para tener una medición
de la actividad global del cometa, sobre todo de los grandes
cometas, ya que los instrumentos basados en la tecnología
CCD tienen un campo pequeño.
Consiste fundamentalmente en que el observador
memorice la imagen del cometa y, a continuación,
mueva el telescopio para efectuar su comparación
con estrellas alternativamente más débiles
y más brillantes de magnitud conocida. No es
conveniente utilizar filtros de ninguna clase.
Debe emplearse una potencia de 1,5 a 2
por centímetro de abertura (Por ejemplo: un telescopio
de 100 mm de abertura debe trabajar entre 150 y 200 aumentos).
Cuando el cometa sea suficientemente brillante
podrá efectuarse por medio de binoculares. Se debe
usar, si es posible, el instrumento más pequeño del
que se disponga y que sea capaz de mostrarnos el cometa.
Eso permite integrar más luz de la coma y dar una
magnitud más ajustada. Con telescopios de tipo medio
obtendremos una magnitud más débil en el
caso de los cometas que tengan un brillo moderado o elevado.
Observaciones efectuadas con instrumentos distintos deben
ser reportadas en partes diferentes.
Para la correcta determinación
de la magnitud hay que esperar a que la vista se adapte
a la oscuridad, aunque hay cometas que sólo se pueden
ver con algo de luz del amanecer o el atardecer, dada su
cercanía al Sol.
Es conveniente anotar la trasparencia
del cielo, de preferencia anotando la MALE, obtenida en
una zona lo más cercana al cometa. Debemos tener
en cuenta que cuanta peor trasparencia o contaminación
lumínica tengamos, menos diámetro de la coma
podremos ver, lo cual afecta decisivamente a la obtención
de su magnitud, y la longitud de la cola visible.
También hay que tener en cuenta
que los cometas aparecen más débiles de lo
que son en realidad cuando los vemos muy bajos sobre el
horizonte. Cuando su altura es de menos de 20º hay
que señalarlo en el parte.
Método Bobrovnikolff o fuera-fuera:
La estrella y el cometa están
desenfocados. Se utiliza preferentemente en cometas que
soporten el desenfoque, relativamente brillantes y concentrados.
1.- Desenfocar el ocular del telescopio
hasta producir una imagen de un tamaño aparente
similar entre la parte visible del cometa y las estrellas
de comparación.
2.- Mirar una estrella más
débil que el cometa, seguidamente al cometa y después
a una más brillante. Comparar así las magnitudes
de las estrellas con la estimada del cometa y evaluar ésta
por interpolación, evaluando la posición
en la que está la magnitud del cometa entre las
dos estrellas de comparación, dividiendo la diferencia
de magnitud entre las dos estrellas en diez partes. Repetir
la medida con el mismo par de estrellas hasta que se esté seguro
de la medida Ejemplo de interpolación:
Supongamos que comparamos las estrellas
A y B de magnitud 7,5 y 8,2 respectivamente. La diferencia
de sus magnitudes es
8,2 - 7,5 = 0,7
Si el cometa es 0,6 de A a B, entonces
la magnitud estimada es
0,6 x 0,7 + 7,5 = 7,92 o sea 7,9.
3.- Repetirlo varias veces (corno mínimo
tres) con distintos pares de estrellas más débiles
y más brillantes y anotar las distintas mediciones
como medidas distintas.
4.- Obtener el promedio de todas las mediciones
intentando aproximarse a una precisión de 0,1 magnitud.
Anotar la hora de las mediciones en UT (Tiempo Universal)
con precisión de cinco minutos corno mínimo.
Método de Sidwick o Adentro-Afuera.
Debe ser usado cuando el cometa es demasiado
débil para soportar el desenfoque.
1.- Seleccione dos estrellas, una más
brillante y otra más débil, como en método
anterior.
2.- Memorice el brillo promedio de la
coma en foco. Éste es el punto más delicado.
3.- Desenfoque las estrellas de comparación,
hasta que su diámetro sea igual a la coma en foco.
4.- Compare el brillo superficial de las
estrellas desenfocadas, con el brillo superficial promedio,
memorizado, de la coma. Se estima en que posición
cae el brillo del cometa entre diez segmentos de la diferencia
de magnitud de las dos estrellas de comparación,
igual que el método anterior.
5.- Repita esta medición tantas
veces como sea posible, y con otros pares de estrellas.
Método de Morris.
Se iguala el diámetro de la coma
moderadamente desenfocado con el diámetro de una
estrella desenfocada. Este método es válido
para todo tipo de cometas.
1.- Desenfoque la coma hasta obtener una
superficie uniformemente iluminada.
2.- Memorice la imagen anterior.
3.- Iguale el diámetro del cometa
con el de estrellas desenfocadas. Para lograr esto las
estrellas deben estar más desenfocadas que el cometa.
4.- Comparando el brillo superficial de
las estrellas desenfocadas con el brillo del cometa memorizado,
estimar la magnitud como en métodos anteriores,
en segmentos de brillo entre dos estrellas, una más
débil y otra más brillante que la coma.
5.- Repetir la medida con otras estrellas.
Método de Beyer.
En este método no es necesario
memorizar nada. Se debe medir el punto en el cual una estrella
se extingue por debajo del fondo del cielo mediante su
desenfoque. Cuanto más brillante más desenfocada.
Después se repite la operación con el cometa.
Se estima el desenfoque en relación al obtenido
con la estrella más brillante y con la más
débil. Si podemos medir con una regla el recorrido
del portaocular tenemos un fotómetro de precisión.
Es preferible utilizar oculares de poco
aumento con este método, pues hay que desenfocar
más, el recorrido es más largo y el error
es menor. Se puede confeccionar una recta de calibración
después de medir diversas estrellas, las cuales
pueden estar algo alejadas del cometa.
Este método presenta un problema
que afecta su precisión, no es nada fácil
apreciar cuando se llega a la extinción del brillo
de la estrella o del objeto respecto al brillo de fondo.
Otros factores que afectan a la medición:
El diámetro del telescopio. En
general, con instrumentos pequeños recogemos más
luz de las regiones más externas de la coma, lo
cual puede hacer que la veamos algo más brillante
que con instrumentos más grandes, los cuales son
más precisos para medir la condensación de
la coma.
Hay que escoger el instrumento más
pequeño que sea capaz de darnos una buena imagen
del cometa, por supuesto, en el caso de pequeños
cometas habrá que utilizar telescopios medios o
grandes.
Como estrellas de comparación podemos
utilizar las que vienen recogidas en las cartas de estrellas
variables de la AAVSO o las del catálogo Tycho que
viene en muchos programas informáticos actuales.
Otros catálogos más válidos, aunque
más difíciles de conseguir, son el SAO (magnitud
límite 8'5ª) y el North Polar (magnitud límite
17ª) para cometas débiles. Las estrellas que
escogeremos, en todo caso no serán estrellas rojas
pues el ojo humano tiende a subestimar su magnitud.
MÉTODO ICQ PARA EL CÁLCULO DE LA EXTINCIÓN
ATMOSFÉRICA
Con suerte, uno debe usar sólo
estrellas de comparación a que son el mismo la altitud
como el cometa observado, para que la extinción
del diferencial llamado la corrección no será necesaria.
Pero en la práctica, esto es sólo posible
algunas veces, con lo cual nosotros debemos utilizar el
procedimiento recomendado ahora aplicando las correcciones
debido a la extinción del diferencial. Dado las
masas aéreas del cometa observado y la comparación
marca con asterisco usando la ecuación (1), el observador
debe computar las extinciones de las ecuaciones (2) y (4).
Entonces permita
A' es equivalente a ARay + Aaer + Aoz.
(5)
Schaefer (1987) dice que A' está típicamente
aproximadamente 0.15 en un sitio observando bueno como
Cerro Tololo en Chile (h = 2.22 km) y es casi aproximadamente
0.30 para un sitio el nivel del mar en los Estados Unidos
orientales; esto está en el acuerdo bueno con la
ecuación (5), como, por ejemplo,
A' = 0.016 + 0.110 + 0.027 = 0.15 mag.
para h = 2.2 km.
Él también nota (Schaefer
1985) que durante una media noche en un montaña
o una noche buena a un sitio del nivel del mar seco, A'
= 0.20, mientras en un el clima húmedo, los valores
de 0.25, que 0.3, y 0.4 corresponden a bueno, promedio,
y las noches pobres, respectivamente. Escogiendo un valor
A0 = 0.05 para la ecuación (3) sería realista
para estos valores típicos de A' que es por qué él
fue usado para derivar la ecuación (4). La razón
por escoger ajustar Ao (y así, Aaer) es que Aray
está bien definido y Aoz tiene un la contribución
muy más pequeña, para que la naturaleza inconstante
de Aaer contribuye mucho más a las variaciones significantes
en A'.
La extinción total a una masa
aérea dada es entonces
MA aproximadamente igual a las magnitudes
de A'X. (6)
Uno debe computar las extinciones esperadas
para el cometa,
Mc = A'Xc, (7a)
y para la estrella de la comparación,
Mstar = A'Xstar. (7b)
Con la magnitud visual real de la estrella
de la comparación ser el mstar, que se obtuvo de
un catálogo; entonces la magnitud observada de la
estrella es
el ma = el mstar + Mstar.
(8)
Igualmente, el total claro la magnitud
visual del cometa, el m1, es el la suma de la magnitud
real del cometa (el m'1) y Mc. Si el cometa es juzgado
para ser igual en el brillo a la estrella de la comparación
(el m1 = el ma), el total corregido que la magnitud
visual del cometa es entonces
el m'1 = el ma - Mc = el mstar
+ Mstar - Mc. (9)
Si el cometa se juzga para ser la magnitud
de x más luminoso o más débil que
la estrella de la comparación, uno debe substraer
o debe agregar, respectivamente, esta cantidad x la ecuación
desde o a (9).
TABLA DE GREEN, ICQ, SOBRE CORRECCIÓN
POR EXTINCIÓN ATMOSFÉRICA DE ESTIMACIÓN
DE LA MAGNITUD DE LOS COMETAS.
Z= distancia angular desde el cenit.
Table Ia. "Average" Atmospheric Extinction in Magnitudes for Various Elevations
Above Sea Level (h, in km)
z h = 0 h = 0.5 h = 1 h = 2 h = 3
1 0.28 0.24 0.21 0.16 0.13
10 0.29 0.24 0.21 0.16 0.13
20 0.30 0.25 0.22 0.17 0.14
30 0.32 0.28 0.24 0.19 0.15
40 0.37 0.31 0.27 0.21 0.17
45 0.40 0.34 0.29 0.23 0.19
50 0.44 0.37 0.32 0.25 0.21
55 0.49 0.42 0.36 0.28 0.23
60 0.56 0.48 0.41 0.32 0.26
62 0.60 0.51 0.44 0.34 0.28
64 0.64 0.54 0.47 0.37 0.30
66 0.69 0.59 0.51 0.39 0.32
68 0.75 0.64 0.55 0.43 0.35
70 0.82 0.70 0.60 0.47 0.39
71 0.86 0.73 0.63 0.49 0.40
72 0.91 0.77 0.66 0.52 0.43
73 0.96 0.81 0.70 0.55 0.45
74 1.02 0.86 0.74 0.58 0.48
75 1.08 0.92 0.79 0.62 0.51
76 1.15 0.98 0.84 0.66 0.54
77 1.24 1.05 0.91 0.71 0.58
78 1.34 1.13 0.98 0.76 0.63
79 1.45 1.23 1.06 0.83 0.68
80 1.59 1.34 1.16 0.91 0.74
81 1.75 1.48 1.28 1.00 0.82
82 1.94 1.65 1.42 1.11 0.91
83 2.19 1.86 1.60 1.25 1.03
84 2.50 2.12 1.83 1.43 1.17
85 2.91 2.46 2.13 1.66 1.36
86 3.45 2.93 2.53 1.97 1.62
87 4.23 3.59 3.10 2.42 1.99
88 5.41 4.59 3.96 3.09 2.54
89 7.38 6.26 5.40 4.22 3.46
90 11.24 9.53 8.23 6.42 5.28
Table Ib. "Winter" Atmospheric Extinction in Magnitudes
z h = 0 h = 0.5 h = 1 h = 2 h = 3
1 0.25 0.21 0.19 0.15 0.13
10 0.25 0.22 0.19 0.15 0.13
20 0.26 0.23 0.20 0.16 0.14
30 0.28 0.25 0.22 0.17 0.15
40 0.32 0.28 0.24 0.20 0.17
45 0.35 0.30 0.26 0.21 0.18
50 0.38 0.33 0.29 0.24 0.20
55 0.43 0.37 0.33 0.26 0.22
60 0.49 0.42 0.37 0.30 0.25
62 0.52 0.45 0.40 0.32 0.27
64 0.56 0.48 0.43 0.34 0.29
66 0.60 0.52 0.46 0.37 0.31
68 0.65 0.57 0.50 0.40 0.34
70 0.72 0.62 0.55 0.44 0.37
71 0.75 0.65 0.57 0.46 0.39
72 0.79 0.69 0.60 0.49 0.41
73 0.84 0.72 0.64 0.52 0.43
74 0.89 0.77 0.68 0.55 0.46
75 0.94 0.82 0.72 0.58 0.49
76 1.01 0.87 0.77 0.62 0.52
77 1.08 0.94 0.82 0.67 0.56
78 1.16 1.01 0.89 0.72 0.60
79 1.26 1.10 0.97 0.78 0.66
80 1.38 1.20 1.06 0.85 0.72
81 1.52 1.32 1.16 0.94 0.79
82 1.70 1.47 1.29 1.05 0.88
83 1.91 1.65 1.46 1.18 0.99
84 2.18 1.89 1.66 1.34 1.13
85 2.53 2.20 1.93 1.56 1.31
86 3.01 2.61 2.30 1.86 1.56
87 3.69 3.20 2.82 2.28 1.91
88 4.72 4.09 3.60 2.91 2.45
89 6.44 5.58 4.91 3.97 3.34
90 9.80 8.50 7.49 6.05 5.08
Table Ic. "Summer" Atmospheric Extinction in Magnitudes for
Various Elevations Above Sea Level (h, in km)
z h = 0 h = 0.5 h = 1 h = 2 h = 3
1 0.32 0.26 0.22 0.17 0.14
10 0.32 0.27 0.23 0.17 0.14
20 0.34 0.28 0.24 0.18 0.15
30 0.37 0.30 0.26 0.20 0.16
40 0.41 0.34 0.29 0.22 0.18
45 0.45 0.37 0.32 0.24 0.19
50 0.49 0.41 0.35 0.26 0.21
55 0.55 0.46 0.39 0.30 0.24
60 0.63 0.53 0.45 0.34 0.27
62 0.68 0.56 0.48 0.36 0.29
64 0.72 0.60 0.51 0.39 0.31
66 0.78 0.65 0.55 0.42 0.34
68 0.85 0.70 0.60 0.45 0.36
70 0.93 0.77 0.65 0.50 0.40
71 0.97 0.81 0.69 0.52 0.42
72 1.02 0.85 0.72 0.55 0.44
73 1.08 0.90 0.76 0.58 0.47
74 1.15 0.95 0.81 0.61 0.49
75 1.22 1.01 0.86 0.65 0.53
76 1.30 1.08 0.92 0.70 0.56
77 1.40 1.16 0.99 0.75 0.60
78 1.51 1.25 1.07 0.81 0.65
79 1.64 1.36 1.16 0.88 0.71
80 1.79 1.49 1.26 0.96 0.77
81 1.97 1.64 1.39 1.06 0.85
82 2.19 1.83 1.55 1.18 0.95
83 2.47 2.06 1.75 1.32 1.07
84 2.82 2.35 1.99 1.51 1.22
85 3.28 2.73 2.32 1.76 1.41
86 3.90 3.25 2.75 2.09 1.68
87 4.78 3.98 3.38 2.56 2.06
88 6.11 5.09 4.32 3.28 2.63
89 8.33 6.93 5.89 4.47 3.59
90 12.68 10.56 8.97 6.80 5.47
1.2. - ESTUDIO DE LA COMA
La coma es la envoltura más o menos
esférica, alrededor del núcleo, formada por
material desprendido de este último. Está causada
por el gas con polvo que se evapora de la superficie del
núcleo, formando chorros o jets visibles
en ocasiones con instrumental de aficionado. Puede tener
un tamaño entre 10.000 a 100.000 Km. de diámetro,
el cual disminuye conforme se acerca al Sol. Puede ser
en algunas ocasiones mayor que el Sol.
El material de los chorros se disponen
en ocasiones en forma de capas concéntricas alrededor
de la condensación central, o falso núcleo.
El verdadero núcleo no se puede observar con nuestros
instrumentos, su tamaño oscila entre 1 a 10 Km..
El estudio de la variación en la forma de estas
capas permiten deducir el período de rotación
del núcleo, e incluso la inclinación de su
eje de rotación. Estos chorros salen del núcleo
del cometa a una velocidad superior a la velocidad de escape,
alrededor del Km. por segundo.
En ocasiones los núcleos sufren
estallidos, o outburst, debido a que se desprende
en un momento determinado mayor cantidad de material,
ya sea por mayor efecto de la radiación solar,
ya sea por fractura del núcleo, y aumenta el brillo
bruscamente de la coma, en media magnitud o más.
Los gases desprendidos se cree que
corresponden con la composición del núcleo,
agua , metano, amoníaco, anhídrico carbónico,
etc., junto con partículas sólidas de carbono,
silicatos, etc. Los cometas pueden variar en la proporción
de sus componentes, y de esta forma, un cometa que tenga
en su composición más agua que otro, se comportará de
modo distinto con mayor proporción de otros gases.
Según el comportamiento de la curva de brillo se
puede deducir aventurar su composición, que después
se podrá confirmar espectroscópicamente.
1.2.1 - DETERMINACION DEL DIAMETRO DE
LA COMA
La coma tiene una forma circular cuando
el cometa está lejos para prolongarse hacia una
forma elíptica al acercarse. En el primer caso debe
medirse su diámetro, pero en el segundo deberán
medirse sus dos ejes.
La medición se hace
mediante estimación comparando a través
del telescopio el tamaño de la coma con la
separación entre dos estrellas que deberán
luego ser identificadas sobre la carta celeste. El valor
angular de esta separación podrá obtenerse
mediante la escala estándar del atlas o bien conociendo
las coordenadas de ambas estrellas. En este caso la separación
angular "S" de las dos estrellas puede determinarse usando
sus ascensiones rectas (a 1
y a 2)
y declinaciones (d 1
y d 2) en
la fórmula:
s = cos-1 (send 1
send 2
+ cosd 1 cosd 2 cos(a 1 - a 2].
Las estimaciones deben repetirse varias
veces con distintas estrellas y los resultados deben promediarse.
Los poseedores de oculares con retículo
o micrómetros (de los utilizados en estrellas dobles)
podrán obtener mediciones con mayor precisión.
Para ello se mide el tiempo en segundos de tránsito
de los bordes de la coma por un hilo perpendicular al diámetro
de la coma. El diámetro en minutos de arco viene
dado por la fórmula siguiente:
D = (1/4).t.cos DEC.
T= tiempo en segundos, DEC= declinación
del objeto.
1.2.2. - GRADO DE CONDENSACION DE LA COMA
Descripción del perfil de intensidad
de la coma mediante la escala de valores de 0 a 9 (no son
necesarios decimales).
Véase gráfico.
GRADOS DE C0N0ENSACION (ESCALA 0—9)
Descripción de los grados de
condensación (DC)
0 Coma difusa con luminosidad uniforme,
sin condensación hacia el centro.
3 Coma difusa con luminosidad creciente
gradualmente hacia el centro.
6 La coma muestra un pico de intensidad
definida en el centro.
9 La coma parece un punto estelar.
1.3. - ESTUDIO DE LA COLA:
La COLA DE GAS o COLA IÓNICA,
o COLA DE TIPO I está formada por moléculas
emitidas por el núcleo y que han sido ionizadas por
la luz ultravioleta y por el viento solar.
El viento solar está originado por
partículas cargadas eléctricamente, iones
y electrones, emitidos por el Sol con velocidades de cientos
de Km. por segundo. Esto forma un campo magnético
que obliga a los iones que se han desprendido del núcleo
del cometa ha moverse en dirección contraria al Sol.
Por ello la cola iónica apunta siempre en dirección
contraria al Sol. Esta excitación que sufren los
iones de la cola cometaria hace que emita en luz azul, motivo
por el cual, la cola iónica tiene color azulado,
muy evidente en las fotografías.
Ocasionalmente, la cola iónica puede
sufrir fenómenos de desconexión, parece
ser debido a cambios de polaridad en el campo magnético
solar. Suele ser más compleja que la cola de polvo.
La COLA DE POLVO o COLA DE TIPO II
está formada por partículas que se desprenden
del núcleo del cometa y se distribuyen en una línea
curvada, que cerca del núcleo está próxima
a la cola iónica, para separarse posteriormente conforme
se aleja de la coma. La presión de radiación
del Sol empuja a estas partículas en dirección
contraria a nuestra estrella. Estas partículas se
distribuyen según el tiempo que fueron emitidas,
siendo las más recientes las más próximas
a la cola iónica, y según el tamaño,
las más grandes más cerca del núcleo.
Un fenómeno muy interesante es la
posibilidad de observar anticolas. Consiste en una pequeña
cola que se observa en dirección contraria a la verdadera
cola del cometa. Estas anticolas se pueden observar según
Ferrín cuando se cumplen las siguientes condiciones:
- La Tierra está muy cerca del plano orbital del
cometa.
- El ángulo Sol-Cometa-Tierra sea mayor de 90º.
- El cometa desprende partículas grandes.
- Que todo esto ocurra después del perihelio.
1.3.1 - DETERMINACION DE LAS DIMENSIONES
DE LA COLA
Las observaciones visuales de las dimensiones
y ángulo de la cola no ofrecen gran interés
dado que pueden obtenerse fotográficamente con mayor
precisión.
Para una cola de menos de 100º de
longitud se sugiere obtener su tamaño aparente comparándola
con pares de estrellas (al igual que en las observaciones
del diámetro de la coma). No son recomendables observaciones
cuando aún deben utilizarse binoculares o telescopio
ya que estos instrumentos no ofrecen una imagen equiparable
en luminosidad a las observaciones visuales directas. En
cometas débiles si se pueden utilizar telescopios.
Cuando la cola es más larga de 100º
se sugiere el transporte mediante dibujo a una carta celeste,
método que también puede utilizarse para colas
menores..
Téngase en cuenta que la
luminosidad ambiental o la curvatura de la cola pueden afectar
a la longitud medida. Es conveniente anotar esta circunstancia.
1.3.2 - ANGULO DE POSICION
Determinar el ángulo de posición
de la cola con una precisión de +/- 5º dibujándola
sobre una carta celeste y midiéndolo con un transportador
de ángulos. La medición debe efectuarse teniendo
en cuenta que el Norte corresponde a un AP 0º y que
se incrementa hacia el Oeste (270º).
Se puede medir también con un círculo
graduado adaptado al ocular.
Cuando la cola es larga y curvada deben
darse varias determinaciones del ángulo indicando
sus distancias al núcleo.
El ángulo de posición puede
sufrir variaciones respecto a su posición habitual
contraria al Sol en raras ocasiones.
1.3.3 - ESTRUCTURA DE LA COLA
Teniendo en cuenta que el cometa puede
presentar variaciones de densidad en las colas de polvo
y gas partiendo de la coma, es importante señalar
todas las diferencias de intensidad luminosa que se observen
así como el seguimiento de su separación
de la cabeza.
1.3.4 - DIBUJOS:
Es conveniente realizar dibujos de lo
que vemos, tanto de la coma y sus estructuras como de la
cola.
Hay que tener en cuenta que el ojo es
más capaz de obtener detalles de la zona central
de la coma y los fenómenos que se pueden observar
en ella, como halos, abanicos, filamentos, chorros, incluso
núcleos secundarios, que la fotografía. En
la cola se pueden apreciar una zona central más
brillante o espinazo y unas zonas laterales más
oscuras o sombras de la condensación central.
1.4. - ACERCAMIENTOS DEL COMETA A ESTRELLAS
BRILLANTES
Algunas estrellas pueden ser ocultadas
por la cola o la coma del cometa, en cuyo caso es de notable
interés la medición de la variación
lumínica que pueda sufrir la estrella. La técnica
a emplear es la misma que la utilizada en observaciones
de estro lías variables. Recordamos que la SAC facilita
a quienes lo solicitan las "Instrucciones para la observación
de estrellas variables" y las cartas con las magnitudes
estelares de la zona que re correrá el cometa (indicar
en la petición las fechas aproximadas de observación).
En este tipo de observaciones debe tenerse
en cuenta:
1.- La caída de brillo de una estrella
ocultada por el cometa será sumamente pequeña
a menos que se produzca en las zonas más densas
de la coma. La estimación de la magnitud deberá efectuarse,
por tanto, con máxima precisión y promediando
múltiples comparaciones.
2.- Pueden darse ocultaciones estelares
por el núcleo. En este caso se operará cronometrando
la caída de brillo de la estrella como en el caso
de la ocultación por un asteroide. Una importante
dificultad estriba en la rápida velocidad aparente
del cometa y en el pequeño tamaño del núcleo,
lo cual motiva que un fenómeno de este tipo tenga
una duración de IDUY pocos segundos. Sin embargo
la obtención de un cronometraje tal sería
de extraordinario interés científico y un
indudable éxito para los observadores que lo consiguieran.
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TRUCOS EN LA OBSERVACIÓN
VISUAL:
UTILIZACIÓN DEL GOTO:
Respecto al goto, no es incompatible con
la observación visual. De hecho lo utilizo con creciente
frecuencia. De todas formas con el goto lo único
que haces es situarte cerca o con suerte en el campo del
objeto. Si es un cometa más o menos brillante lo
ves enseguida, pero, habitualmente los cometas que seguimos
son bastante débiles.
Una vez en el campo nos debemos guiar por un mapa que habremos
confeccionado previamente con algún programa informático,
reconocer algún conjunto de estrellas e ir saltando
poco a poco hasta situarnos en la zona del cometa.
Lo mismo vale , en otra escala naturalmente, cuando queremos
prescindir del goto e ir saltando de estrella en estrella
cuando utilizamos prismáticos o pequeños telescopios.
OBSERVACIÓN DE COMETAS DÉBILES:
El problema viene cuando nos hemos situado
sobre la zona y nos vemos nada, ¿que hacer?. Pueden
pasar dos cosas fundamentalmente:
La primera de ellas es que el cometa sea muy débil.
Entonces recurrimos a alguno de los trucos visuales: la
conocida visión lateral, activando las zonas más
periféricas de la retina, ricas en bastones, receptores
más sensibles a la baja luminosidad.
Otro truco recuerda al que ya utilizan
las cámaras CCDs, observar un rato en la misma zona
sin mover el ojo, esperando que el efecto acumulativo de
los fotones incidiendo por un tiempo en los mismos bastones
acabe por mostrarnos el esquivo astro.
Otra posibilidad es oscurecer el fondo
de cielo utilizando oculares de mayor potencia, sólo
aplicable en cometas concentrados pues sino se difuminan
más contra el fondo.
Finalmente, otro truco más, nos
podemos basar en la conocida propiedad del ojo de distinguir
las variaciones de contraste en movimiento y hacer oscilar
suavemente el telescopio con el fin de poder distinguir
una sutil diferencia de luz sobre el fondo del cielo.
SEGUIMOS SIN VER EL COMETA:
También puede ocurrir que simplemente
la posición del cometa no sea la correcta en el mapa.
Hay que utilizar las efemérides más recientes
proporcionadas por el MPC o las que se ofrecen en la web
de Cometas_Obs. En este caso el recurso que tenemos es registrar
los campos adyacentes a ver si hay suerte.
ASEGURARNOS DE QUE UN OBJETO DIFUSO ES UN COMETA:
Es imprescindible llevar buenos mapas,
o mejor, un programa informático donde podamos ver
representado el campo estelear (SKy Map, Guide, The Sky,
Cartes du Ciel,...). Idealmente con una conexión
a internet a través de la cual podamos consultar
on-line cartas del DSS o similares, para salir de dudas.
Si observamos su movimiento lo podremos
diferenciar de otros objetos como galaxias u otros objetos
de cielo profundo que se pueden prestar a confusión.
Es sorprendente la magnitud de las galaxias que podemos
apreciar en un cielo oscuro, hay que asegurarse. El movimiento
lo apreciamos en pocas ocasiones, hace falta periodos largos
de observación para poderlos distinguir visualmente,
con excepción de algunos objetos rápidos.
Pero generalmente en 1 - 2 horas se puede apreciar.
OBJETIVOS Y OCULARES EMPAÑADOS:
Existen diversos métodos para combatir
este fenómeno tan molesto.
El clásico era parar un momento
a que se desenpañase y si se utiliza un ocular malo
pasarle un papel higiénico. En oculares buenos no
es nada conveniente pues puede rayarse la superficie de
la lente. Además no queda bien pues persiste humedad
en la superficie del ocular y se empaña en pocos
segundos. En la superficie del objetivo del telescopio es
impensable utilizar este sistema.
Otro método es utilizar de un ventilador
de aire caliente, de los que se pueden utilizar conectados
a la batería. Es muy eficar y dura un buen rato su
efecto.
Es una magnífica solución,
no sólo para los oculares sino también para
los objetivos de telescopios y cámaras. La prueba
de fuego la pasó en febrero de 2008 cuando tuvo que
luchar contra la escarcha. Varios grados bajo cero y una
alta humedad hacían la fotografía del cometa
17P Holmes, y la observación visual muy difícil.
Fué la solución. Incluso lo utilizé
para fundir el hielo que se había formado en el parabrisas
del coche (su utilización original).
También existen las bandas de resistencia
que se colocan en los parasoles de los telescopios y objetivos,
y también hay una versión reducida para oculares
(esta última no la he probado aunque me han comentado
su gran eficacia). El problema de las bandas de resistencia
es que aunque son interesantes pues actúan antes
de depositarse la humedad, consumen mucha electrecidad,
y en la situación habitual para los observadores
visuales de trabajar en medio del campo es un problema importante,
pero no tiene porque serlo para los que trabajan desde observatorios
fijos. Yo lo he utilizado desde casa, conectadas a un transformador,
y van de maravilla.
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2- FOTOGRAFÍA:
No será de balde recordar, aquí
y ahora, que con cualquier cámara es posible obtener
una fotografía astronómica, mucho más
si, como en el caso de un cometa, se trata de registrar
un astro de varios grados de extensión.
Se detallan a continuación
diversas propuestas en función de las posibilidades
de cada aficionado.
2.1.- CON CAMARA NORMAL
Recordaremos lo que se puede hacer
con una simple cámara reflex, equipada con un objetivo
normal de 50 ó 55 mm, generalmente abierto a F/1,8
y colocada en un trípode al aire libre en el lugar
de observación. Con la cámara provista de
disparador de cable para evitar movimientos accidentales-
pueden efectuarse exposiciones de 30 segundos sin que se
note el desplazamiento de las imágenes estelares
debido al movimiento diurno. El diafragma debe estar completamente
abierto.
Utilizando película de 400
a 1600 ASA, en blanco/negro o color, es posible registrar
con cierta facilidad la coma y las zonas más brillantes
de la cola del cometa.
Este sistema, a pesar de ser muy
primario, proporcionará resultados aceptables.
2.2.- CON TELEOBJETIVO
El método es idéntico
al anterior pero cambiando el objetivo de la cámara
por un F/2,8 de 135 mm. Se trata de un teleobjetivo de formato
muy extendido entre los aficionados. Este método,
a pesar del mayor diámetro del objetivo, proporcionaremos
detalles dado que se trata de un sistema óptico menos
luminoso y que requerirá tiempos de exposición
inferiores para no afectar la imagen con el movimiento diurno.
Sin embargo, la mayor ampliación obtenida puede compensar
las dificultades.
2.3.- CON TELESCOPIO
Las dos propuestas anteriores están
dirigidas a aquellos aficionados que no disponen de telescopio.
Afortunadamente existe ya una gran mayoría que sí
dispone de algún instrumento de este tipo. El sistema
que puede dar una satisfacción mayor, al mismo tiempo
que revestir un cierto interés, es montar en paralelo
la cámara reflex, mejor con teleobjetivo y el telescopio;
siempre que se tengan en cuenta las normas elementales que
se darán más adelante.
Muchos de los telescopios de firmas
comerciales, reflectores o refractores, van provistos de
sus sistemas de acoplamiento en paralelo para cámara
foto gráfica.
Damos por descontado que el telescopio
y la cámara van montados encima de un ecuatorial
equipado con movimientos lentos, y que el ecuatorial está
bien centrado, es decir, el eje horario paralelo al eje
de la Tierra. No hace falta gran precisión que, por
otro lado sería difícil de obtener en un lugar
de observación provisional; sin embargo debe ser
una montura suficientemente buena como para permitir un
correcto seguimiento.
La cámara reflex montada
encima del telescopio se puede equipar indistintamente con
el objetivo de 50 mm ó el teleobjetivo de 135 mm.
Como es natural sirve cualquier objetivo a condición
de que sea lo más luminoso posible; entre un 135
mm a F/2,8 y un 200 mm, más potente que el anterior
pero a F/4,5, es preferible el primero.
En todo caso es muy posible que
el campo cubierto por un teleobjetivo de 135 mm sea suficiente
como para abarcar toda la extensión del cometa en
los días de máxima amplitud.
Téngase presente que el movimiento
propio del cometa —relativamente rápido—
puede exigir un seguimiento especial en fotografías
de larga exposición con sistemas de considerable
amplificación. En este caso el núcleo del
cometa debe ser encuadrado en el retículo para efectuar
las pertinentes correcciones en el seguimiento ecuatorial.
Existen, evidentemente, otros sistemas
fotográficos aparte de los descritos, como la foto
a foco primario, pero ya son más comprometidos..
En todo caso sus instrucciones deben buscaron en un buen
manual de astrofotografía.
En fotografías de la cola
se sugiere la utilización de filtros. Para ello se
obtendrá, como mínimo, una fotografía
exenta de ellos, otras con filtro azul y otras con filtro
naranja. Se recomienda la utilización de los filtros
de gelatina Kodak 47A y 21 o los de vidrio de otras marcas
que cumplan características similares.
2.4.— CON CCD:
Son muy interesantes los
registros obtenidos con cámaras CCD, sobretodo
cuando el cometa es débil o alejado, para su obtención
ver página de Cometas-OBS.
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3- OBSERVACIONES
METEÓRICAS y LUZ ZODIACAL.
Ver página de SOMYCE y Página
de Francisco Ocaña.
Los METEOROS, o estrellas fugaces,
son fenómenos asociados en su mayor parte a los
cometas. Las partículas desprendidas de sus núcleos
forman unos tubos de material repartido a lo largo de la órbita
del cometa. Cuando la Tierra corta la órbita del
algunos cometas, las partículas caen en nuestra
atmósfera, formando el fenómeno del meteoro
al ionizarse las capas altas atmosféricas al paso
de la partícula, entre 50 a 100 Km. de altura.
Las lluvias de meteoros se originan al
pasar la Tierra por zonas del tubo meteórico de
mayor densidad.
Cometas asociados con algunas lluvias
son el cometa 55P Temple-Tuttle con las Leónidas,
el 21 P Giacobini-Ziner con las Dracónidas, el cometa
2P Encke con las Táuridas, el 8P Tuttle con las Úrsidas,
el 109P Swift-Tuttle con las Perseidas o el 1P Halley con
las Eta Acuáridas y las Oriónidas.
La letra P en la numeración significa
que el cometa es periódico, los cuales son los que
se pueden relacionar con las lluvias meteóricas.
Estas mismas partículas, con el
tiempo se reparten por todo el plano de la eclíptica
mayormente, y cuando en condiciones favorables son iluminadas
por la luz solar, forman la LUZ ZODIACAL y fenómenos
relacionados como el brillo antisolar. Para observarla
hay que esperar a que el Sol esté al menos unos
18º bajo el horizonte, antes del amanecer o después
del atardecer.
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4- PARAMETROS
ORBITALES:
Para definir la órbita de un cometa
se necesitan varios parámetros:
Fecha del perihelio es la fecha el la que el cometa
pasa por la posición mas cercana al sol
e : excentricidad de la órbita: medida de
lo alargada que es la órbita 0 = órbita circular
1= órbita parabólica el cometa no regresa
a las regiones interiores del sistema solar.
q : distancia de perihelio: distancia del cometa
al sol cuando pasa por el perihelio
i : Inclinación: inclinación de la
órbita respecto a la eclíptica
w : Peri w
: argumento del perihelio:
ángulo desde el perihelio al punto de Aries
L W : Node W
: longitud del nodo ascendente:
es el ángulo formado por el cruce de la órbita
del cometa (cuando este va de sur a norte ) medido sobre
la eclíptica y el punto de Aries. (situación
de referencia de la Tierra en equinocio de primavera)
P es el periodo en años
H es la magnitud absoluta
G es el parámetro de abrillantamiento con distancia
(equivalente a "n" en las formulas tradicionales).
FUENTES:
Dr Ignacio Ferrín
SOMYCE.
AAS
SAC
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...................
LOS COMETAS - TOSSAL
GROS 
