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Astronomia - Espacio Profundo
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    Observación de Cometas - Guía para reportes visuales de observación de cometas

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    Meteoro

    Los cometas son cuerpos celestes formados por hielo y roca que viajan desde los confines de nuestro Sistema Solar, algunos con órbitas muy excéntricos (hiperbólicos) denominados de “largo período” Se distinguen de los asteroides, entre otras cosas, por poseer material que se volatiliza o sublima al aproximarse a su perihelio (distancia mínima al Sol)

     

     

    imagen1

     

     


    En algunas afortunadas ocasiones se convierten en espectaculares objetos observables a simple vista. Alcanzan su máximo brillo cuando se hallan a su mínima distancia del Sol, o algunas semanas antes, por ello, suelen observarse siempre a no mucha altura sobre el horizonte al amanecer o al anochecer.

    imagen2imagen3

    Provienen de dos regiones distintas:

    La nube de Oort (50000 /100000 UA)
    Cinturón de Kuiper (mas allá de la órbita de Neptuno)


    Asteroides y cometas viajan por nuestro sistema solar sufriendo “perturbaciones” en sus órbitas debido al acercamiento con otros objetos (planetas, estrellas, etc..) como consecuencia, siempre aparece alguno de “visita” por primera vez trayendo consigo , con un poco de suerte, un buen espectáculo para disfrutar y una buena oportunidad para aprender mas sobre éstos fascinantes objetos. Otros, repiten de manera mas frecuente su visita, son éstos los cometas de corto período.
    No es mi intención dar información general sobre estos objetos, la cuál hay mucha y muy buena disponible en la web. Más bien es acercarlos y entusiasmarlos a realizar observaciones visuales y/o fotográficas con el objetivo de hacer estimaciones de brillo, diámetro de la coma del cometa, largo de su cola y mediciones de sus posiciones (astrometría)

    Partes de un cometa

    Núcleo: no observable a causa de la coma
    Coma: envoltura de gases polvo
    Cola de gases: se desarrollan en línea recta
    Cola de polvo: pueden observarse curvadas por efecto de la gravedad
    Las aparición de una o dos colas dependen de la composición del cometa, no siempre se generan ambas.

    imagen4


    1. Nombre del cometa/fecha hora de la observación en UT
    2. Brillo de la coma (M1)
    3. Tamaño angular o diámetro de la coma (Dia)
    4. Grado de condensación de la coma (DC)
    5. Longitud de la cola, si es que tiene (Tail)
    6. Angulo de posición de la cola (AP)
    7. Instrumento utilizado
    8. Nombre y ubicación del observador

     

    Ejemplo punto “1”:
    C/2013 R1 (Lovejoy)
    2013-10-26 02:35UT

     

    Es muy usado y mas recomendable usar la fecha de observación en formato de fracción de día …esto se hace así: las 0hs. UT suceden en nuestro país a las 21hs. Entonces desde las 21 hasta las 2:35 am pasaron 5hs35min. Esto lo convertimos así: 35min/60min=0,58hs entonces las 5:35 nos quedan en 5,58horas. Sólo resta dividir por 24hs para que nos quede la fracción de un día completo: 5,58hs./24hs= 0,23dia.


    La fecha nos queda así: 2013 Oct. 26,23 UT

    Brillo de la coma (M1)

    La estimación se hace de manera similar al de las estimaciones de brillo de estrellas variables. Se eligen dos estrellas que estén por encima y por debajo del brillo del cometa.
    Como para iniciarnos podemos usar los catálogos generados por la AAVSO también el Tycho. (hay muchos más)
    No usar estrellas catalogadas como rojas o que sean variables!
    Comencemos:
    .Método (B) Bobrovnikoff, o “fuera_fuera”:
    (El mas utilizado para cometas brillantes )
    Elegimos una estrella mas brillante que el cometa y otra más débil (A y B respectivamente)
    Desenfocamos los tres objetos, estrellas y cometa.
    En una escala de 1 a 9 determinamos cuanto se perece el cometa a la estrella mas brillante y cuánto a la mas débil.
    A, a, Mv, b, B
    a+b= debe dar como resultado siempre 10.
    A: para la estrella mas brillante.
    B: para la más débil.
    Mv: magnitud visual del cometa.
    A=5mag.
    B=6.5mag.
    Observamos que el brillo de la coma
    se asemeja mas a la estrella de mayor brillo“A”
    le otorgamos a “a” un valor de “2” por lo tanto
    “b” será igual a “8”
    (recordar que a+b=10 siempre..)
    La formula es:
    Mv= A+[ (a)/(a+b) ]. (B-A)
    Mv= 5+ (3/10).(1,5)
    Mv= 5+(0,3.1,5)
    Mv= 5+ 0,45
    Mv= 5,45mag.

    Método (S) Sidwick o “adentro_afuera”: Es utilizado cuando el cometa no es lo suficientemente brillante como para emplear el método anterior de desenfoque.

     

    1. Seleccionamos dos estrellas de catálogo de magnitud conocida
    2. Memorizamos el brillo del cometa en su foco correcto o normal.
    3. Desenfocamos la estrellas de referencia hasta que las veamos lo mas parecido posible al cometa en foco.
    4. Comparamos el brillo de las estrellas des enfocadas con el brillo del cometa.

     

    Para obtener la estimación hay que seguir los mismos pasos que en el método anterior. Existen dos métodos más (Método de Morris (M)y Método de Beyer (E) algo mas complejos y que aún no he usado nunca. Los dos explicados en esta guía son los mas utilizados.

    Diámetro de la coma (Dia)

    Para esta medición lo ideal es un ocular con retículo graduado, pero la gran mayoría de nosotros que no contamos con este accesorio, existen tres métodos igualmente válidos:

    Usando un ocular normal: si bien el menos preciso, al momento de emplearlo debemos conocer el campo angular que abarca el ocular.
    Calculamos a “ojo” y dividimos el tamaño de la coma del cometa en fracciones de campo angular (por ejemplo: si la coma ocupa un cuarto del campo del ocular, en un ocular de 1° grado de cielo, la coma del cometa tendrá 0,25° de diámetro angular.
    Usando una carta estelar : Aquí hay que ponerse a dibujar (en el buen sentido de la palabra) Dibujamos entonces la coma del cometa las estrellas mas cercanas, buscamos las coordenadas AR. y Dec. De las estrellas usamos esta fórmula:


    DA= ArcCos[senDec1. SenDec2+CosDec1.CosDec2.Cos(AR1- AR2)]

     

    Medición por tránsito : Si bien este es el método mas trabajoso, es el más preciso.
    Necesitamos un ocular reticulado del cuál usaremos solo un hilo de éste que deberemos poner perpendicular al movimiento del cielo, o sea que las estrellas pasarán de derecha a izquierda del hilo, o viceversa. Ahora solo resta tomar el tiempo que tarda la coma del cometa en atravesar el hilo con un cronómetro. Ese tiempo “t” lo usamos en la siguiente fórmula:

     

    Dia= (1/4)t.Cos (Dec)

     

    Usamos el tiempo “t” en segundos
    “Dec” corresponde a la Declinación del cometa

    Condensación de la coma (DC)

    imagen5

    Ejemplos:

    1 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.

    Medición de la cola del cometa (Tail)

    Si el cometa presenta cola de iones, o polvo, o ambas, sólo tenemos que utilizar el mismo método empleado para la medición de la coma 

    .Angulo de posición de la cola (PA) :
    Determinar el ángulo de posición de la cola :
    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).

    imagen6

    Instrumento utilizado

    El instrumento utilizado para hacer la observación de cometa se reporta de la siguiente manera:
    B: Binocular. Si se usó un 7X50, se reporta 7X50B.
    E: Ojo desnudo.
    L: Telescopio reflector. Colocando en diámetro en centímetros y los aumentos usados. 11.4cmL(45X)
    R: Telescopio refractor.
    S: Telescopio Schmidt-Newtoniano.
    T: Telescopio Schmidt-Cassegrain.

     

    Ejemplo de reporte finalizado
    C/2014 E2 (Jacques)
    2014 Mar13.25UT, M1=9.0 (S), Dia=5´, DC=3, 25X100B, Andrés Chapman, Buenos Aires, Argentina.

     

    imagen7

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    imagen10

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    juanca

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    Meteoro, by Juanca

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