UNIDAD DIDÁCTICA OCULTACIONES · 2019-09-16 · el telescopio más pequeño. ... un telescopio de aficionado depende del tamaño del ... Cuando el plano del ecuador de Saturno se

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Unidad DidácticaOcultaciones

UNIDAD DIDÁCTICAOCULTACIONES

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Autores:Juan Carlos CasadoMiquel Serra-Ricart

Luis Cuesta

Diseño original: Gotzon CañadaPreimpresión e impresión: PRODUCCIONES GRÁFICAS Instituto de Astrofísica de CanariasEdita: Gabinete de Dirección del IACDepósito legal: TF/...../2004ISBN: 84-688-6966-X

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Cubierta: Ocultación de Saturno por la Luna el 1 de diciembre de 2001.Imágenes obtenidas a partir de secuencias de videos capturadas conuna webcam acoplada a un pequeño telescopio (créditos J.C. Casado).

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INTRODUCCIÓN

Una ocultación es la alineación o interposición deun cuerpo celeste por otro visto desde la Tierra. De-pendiendo del tipo de trayectoria o paso entre am-bos objetos, estos eventos pueden ser: totales y anu-lares, si se produce la desaparición o superposicióncompleta; parcial, si únicamente se tapa una parte; orasante, si el paso se produce tangencialmente (figura 1).

La diferencia entre los tamaños aparentes (o vistosdesde la Tierra) del cuerpo ocultante y del ocultadoestablecen diferentes tipos de fenómenos. Son eclip-ses cuando las dimensiones aparentes de ambos ob-jetos son similares; por ejemplo, el Sol y la Luna, quedan lugar a los eclipses de Sol. (Ver Unidad Didácti-ca Eclipses).

Los tránsitos se producen cuando el cuerpo ocultantees mucho más pequeño que el ocultado. En tal casono se produce la desaparición del cuerpo más dis-tante, sino un paso o tránsito del primero proyectadosobre la superficie del mayor. Un caso célebre sonlos tránsitos del planeta Venus delante del Sol (figura 2).

Se llaman ocultaciones cuando el cuerpo que causael fenómeno es mucho mayor aparentemente que elocultado. Un ejemplo típico son las ocultaciones de

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estrellas por la Luna. Aunque, como sabemos, las es-trellas son tremendamente más grandes que nuestrosatélite, se encuentran tan distantes que se observancomo puntos luminosos, por tanto su tamaño apa-rente es mucho menor que el de la Luna.

Figura 1. Tipos de ocultacionessegún la alineación de loscuerpos entre los que tiene lugarel fenómeno.(créditos J.C. Casado).

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Figura 2. Distintos tiposde ocultaciones segúnel tamaño aparente delos cuerpos implicadosen el evento (créditosJ.C. Casado).

Las ocultaciones han sido fuentes de importantes des-cubrimientos en la Astronomía, y en nuestros días si-guen proporcionando información de gran interéscientífico. La determinación de la distancia Tierra-Sol,los tamaños y formas de los diminutos asteroides, laatmósfera de Plutón o la localización precisa de al-gunas radiofuentes han sido algunos de los logros con-seguidos por medio de fenómenos ocultantes.

Actualmente, por ejemplo, se llevan a cabo estudiosfotométricos en estrellas para determinar la existen-cia de exoplanetas mediante ocultaciones. Resulta

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emocionante saber que con un equipo de aficiona-do se está en disposición de realizar uno de tales des-cubrimientos.

Precisamente en el campo de las ocultaciones, losaficionados pueden prestar un gran servicio colabo-rando con instituciones científicas y llevar a cabo di-versos programas observacionales de interés.

Pero, además, las ocultaciones ofrecen algunos delos fenómenos más llamativos y poco frecuentes dela Astronomía, invitando a realizar observaciones dealto valor pedagógico y documental.

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1.1 Satélites de Júpiter y Saturno.

El físico y astrónomo italiano Galileo Galilei descu-brió en 1610 los cuatro satélites principales de Júpitercon su recién inventado telescopio. Galileo vio queconstituían una especie de sistema solar en miniaturacon Júpiter como cuerpo central alrededor del cualsus lunas giraban en órbitas perfectamente estableci-das.

En honor a su descubridor, estos satélites se denomi-nan galileanos, siendo fácilmente visibles incluso conel telescopio más pequeño. En la tabla siguiente seindican sus nombres y las principales característicasfísicas y orbitales:

1- OCULTACIONES ENASTRONOMÍA

El semi-eje mayor aparente es el visto desde la Tierra.

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Como Júpiter, también Saturno está acompañado denumerosos satélites (hasta ahora se conocen 31). Elnúmero de ellos que se puede observar a través deun telescopio de aficionado depende del tamaño delobjetivo, de las condiciones atmosféricas -en parti-cular de la luminosidad del cielo y de la transparen-cia- así como de la experiencia del observador. Noobstante, de manera aproximada se pueden estable-cer las siguientes indicaciones:

- Titán es visible con cualquier instrumento, in-cluso con unos prismáticos potentes.- Rea se puede ver con instrumentos de 8 cm dediámetro.- Tetis, Dione y Japeto necesitan aparatos con undiámetro mínimo de 15 cm.- Para observar Encelado se necesita un telesco-pio de 30 cm de diámetro, ya que la proximidad aSaturno le deslumbra.

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El plano orbital de los satélites galileanos de Júpitertiene una inclinación muy pequeña (< 50) con res-pecto a la eclíptica, por lo que en el curso de su mo-vimiento orbital alrededor de Júpiter experimentan di-versos fenómenos ocultantes (figura 3). Estos fenóme-nos se pueden dividir en dos tipos: fenómenos clási-cos y fenómenos mutuos.

Figura 3. Comienzo del tránsito de la sombra del satélite Io sobreJúpiter (imagen de la izquierda). Se puede ver a la izquierda deldisco del planeta la Mancha Roja poniéndose. En la siguienteimagen la sombra de Io ya se encuentra situada sobre el meridianocentral del planeta. Io, visible como una pequeña mancha brillanteen la banda ecuatorial donde se encuentra su sombra, comienza aentrar por el lado derecho del planeta (créditos J.C. Casado/IAC).

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Figura 4. Diferentes tiposde fenómenos clásicos deocultaciones de lossatélites galileanos deJúpiter. En cadafenómeno se muestra elestado inicial (a laizquierda) y el comienzodel mismo (créditos J.C.Casado).

Los fenómenos clásicos son aquellos en los que se veimplicado uno de los cuatro satélites galileanos yJúpiter. Se pueden clasificar en las siguientes catego-rías (figura 4):

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- Ocultación del satélite por Júpiter.

- Eclipse del satélite por la sombra de Júpiter.

- Tránsito del satélite sobre el disco de Júpiter.

- Tránsito de la sombra del satélite sobre el disco deJúpiter.

Los fenómenos mutuos, que veremos con más deta-lle en el siguiente apartado, tienen lugar entre dossatélites galileanos, de manera que uno eclipsa u ocul-ta al otro.

Los fenómenos clásicos pueden observarse con cual-quier telescopio y un reloj o indicador horario queasegure una precisión de 1 segundo. Es necesariodisponer de unas buenas efemérides (véase apartado1.7 «Recursos en Internet») para identificar y estarpreparados para el evento. Estas observaciones po-seen valor científico, ya que se utilizan para mejorarel conocimiento dinámico de los satélites galileanos.

De los cuatro fenómenos clásicos que se han indica-do anteriormente, el eclipse por la sombra de Júpiteres el que puede observarse con mayor precisión a lahora de determinar el instante en que se produce. Alocurrir a una cierta distancia del planeta, su intensobrillo no deslumbra al satélite como ocurre en la ocul-tación y en el tránsito.

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El plano orbital de casi todos los satélites menciona-dos de Saturno está muy próximo al plano ecuatorialdel planeta, excepto el de Japeto que tiene una incli-nación de unos 140. Pero presentan una gran dife-rencia con respecto a los de Júpiter: dado que el ejepolar de Saturno está inclinado con respecto a su ór-bita, los satélites pueden verse por encima o por de-bajo del planeta, además de al este o al oeste. Estohace que sean más difíciles de identificar, ya que esmás fácil confundirlos con estrellas.

Cuando el plano del ecuador de Saturno se ve decanto desde la Tierra, cosa que ocurre una vez cada15 años aproximadamente, no sólo se nota la des-aparición de los anillos, sino que algunos satélites danlugar a los mismos fenómenos señalados para las lu-nas de Júpiter, es decir: eclipses, tránsitos y ocultacio-nes tanto de tipo clásico como mutuo.

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Fenómenos mutuos

Cada 5,93 años, el plano orbital de los satélites deJúpiter coincide con la línea de visión desde la Tierra.Se producen entonces los llamados «fenómenosmutuos», en que los propios satélites producen ocul-taciones y eclipses entre ellos. Durante varios mesesse suceden cientos de estos fenómenos.

Aunque Galileo ya había advertido en 1610 un eclip-se clásico del satélite Europa, no fue hasta 1693 cuan-do un granjero llamado Arnoldt observó por primeravez un fenómeno mutuo: la ocultación de Europa porGanímedes. Sin embargo la primera observación decarácter científico se atribuye al astrónomo catalánJosep Comas Solà, quien en 1891 registró una ocul-tación parcial entre Io y Europa.

En 1917, el reverendo Espin publica la observacióndel primer fenómeno de un satélite eclipsado por lasombra de otro. Tres años después se intentaron pre-decir algunos eclipses, pero apenas se pudieron ob-servar por la imprecisión de las efemérides.

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No fue hasta la década de los años 1960, cuandogracias a los avances tecnológicos se hicieron efe-mérides fiables.

Hay que tener en cuenta que la trayectoria de un sa-télite galileano está regida por Júpiter y el Sol, peroperturbado en mayor o menor medida por los otrostres satélites y también por Saturno. Esto hace que susmovimientos sean muy complejos, si se quiere alcan-zar una buena precisión. En 1977 Lieske publicó suteoría del movimiento de los satélites galileanos ba-sadas en 8.800 observaciones fotográficas y medidasde eclipses. Fueron modificadas por Arlot en 1982permitiendo la elaboración de tablas muy precisas delos fenómenos mutuos.

Hoy en día se puede determinar la posición de lossatélites con una precisión de pocas centésimas desegundo de arco. Ello supone conocer dónde se si-túa el satélite con una incertidumbre de unos cuan-tos cientos de kilómetros. Gracias a las determinacio-nes cada vez más precisas de los fenómenos mutuosse van afinando mejor las teorías del movimiento delos satélites galileanos.

Los fenómenos mutuos se pueden clasificar en dostipos: ocultaciones y eclipses.

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Las ocultaciones suceden cuando se encuentran ali-neados dos satélites con respecto a la Tierra y pue-den ser rasantes, parciales, anulares o totales, segúnel diámetro aparente de los satélites (figura 5).

Figura 5.Ocultaciones y tránsitode los satélites galileanosde Júpiter.(créditos J.C. Casado).

Los eclipses se producen cuando están alineados dossatélites con respecto al Sol (figura 6).

La sombra de uno de ellos se proyecta sobre el otro ylo eclipsa. No necesariamente el satélite más externo

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es el que produce la sombra ya que, si están en ellado más lejano de la órbita, será el satélite interno elque eclipsará al más externo. Los eclipses pueden sertotales, parciales, anulares y penumbrales. En ese sen-tido son semejantes a los eclipses terrestres. Visto des-de el Sol, lo que en la Tierra es un eclipse, desde allísería una ocultación.

Figura 6. Esquema explicativo de los eclipses y las ocultaciones de lossatélites galileanos (créditos J.C. Casado).

Además, como los fenómenos mutuos pueden acon-tecer en cualquier punto de las órbitas, es posible unavariedad amplísima de eventos, a cual más sorpren-dente. Por ejemplo, es posible asistir al eclipse por lasombra de Júpiter de un satélite previamente eclipsa-do u ocultado por otro, configuraciones que impli-quen a más de dos satélites (eclipse u ocultación deun satélite que a su vez está ocultando o eclipsandoa un tercero), e incluso una serie de ocultaciones al-ternativas y eclipses durante varias horas seguidas.

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En cuanto a la duración de estos fenómenos, tam-bién puede hallarse una gran diversidad que va des-de varias horas (hasta 4 y más) a menos de 1 segundoen el caso de las ocultaciones rasantes, siendo unvalor bastante frecuente entre los 5 y 10 minutos. Portanto, suele tratarse de fenómenos de muy rápida evo-lución, lo cual debe tenerse en cuenta en el momen-to de observarlos.

Aparte del interés científico, la observación de los fe-nómenos mutuos de los satélites galileanos es uno delos acontecimientos más bellos que pueda contem-plarse en el Sistema Solar. La última vez en que tuvie-ron lugar estos fenómenos fue en 2003, llevándose acabo una campaña internacional de observacióndenominada PHEMU03, en la que participaron acti-vamente los aficionados.

Cada 15 años también pueden contemplarse fenó-menos mutuos entre los satélites de Saturno, aunqueéstos presentan un brillo superficial unas 100 vecesinferior al de los satélites galileanos y su observaciónse dificulta mucho más. La última configuración fa-vorable fue en 1995, durante la cual se realizaronobservaciones por todo el mundo coordinadas porel Bureau des Longitudes (Francia).

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Cálculo de la velocidad de la luz con las lunas deJúpiter

La primera tentativa de medir la velocidad de la luzfue realizada por Galileo, utilizando a un ayudantecolocado a gran distancia en el campo con una velay un obturador. Su resultado fue negativo puesto que,como se sabría después, la velocidad es demasiadogrande para poder medirse con un método tan tosco.

Durante la década de 1670, el astrónomo danés OleRoemer estaba haciendo una observación muy cui-dadosa de Io, uno de los satélites galileanos de Júpiter.Esta luna completa una órbita cada 1,76 días; estetiempo siempre es igual, así que Roemer esperabapoder predecir su movimiento con gran precisión.

Para su asombro, descubrió que la luna no siempreaparecía donde se suponía que debía estar. En cier-tos períodos del año parecía estar atrasada en su ho-rario y en otros se adelantaba. Roemer notó que Ioparecía adelantarse en su órbita cuando la tierra esta-ba más cerca de Júpiter y que parecía atrasarse cuan-do la Tierra estaba más lejos.

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Así, conociendo la aparente variación en el ritmo dela órbita de Io y sabiendo cuánto varía la distanciaentre la Tierra y Júpiter, Roemer fue capaz de calcularel valor de la velocidad de la luz, obteniendo un va-lor de 225.000 km/s. Actualmente, la velocidad de laluz está establecida en 299.792 km/s.

La explicación a estos cambios radica en que cuan-do Júpiter está más lejos, la luz necesita más tiempopara llegar a la Tierra, de forma que Roemer estabaviendo a Io en una posición más retrasada que usual-mente. Y lo opuesto ocurría cuando Júpiter y la Tierraestaban más cerca. Así que Io no estaba cambiandosu órbita; simplemente parecía estar en diferentes lu-gares dependiendo de cuánto tiempo tardara su luzen llegar a la Tierra (figura 7).

Figura 7. Variación de la distancia Tierra-Júpiter que utilizó Roemer paradeterminar la velocidad de la luz.

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1.2 Ocultaciones de estrellas porla Luna.

En su movimiento por el cielo nuestro satélite na-tural oculta a estrellas de diverso brillo. Cada messe producen más de treinta ocultaciones estelaresque están al alcance de un pequeño telescopio deaficionado.

Las ocultaciones de estrellas por la Luna se clasifi-can en ocultaciones normales y ocultacionesrasantes.

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1.2.1 Normales.

Una ocultación normal tiene lugar cuando la estrellaes tapada por el disco lunar en zonas no situadas ensus extremos norte o sur. En una ocultación normalsolamente se puede ver una desaparición o inmer-sión y una reaparición o emersión. La estrella puedeestar oculta más de una hora tras el disco lunar.

Según la fase lunar, las condiciones de observaciónpueden variar mucho. Si la Luna está en fase crecien-te, la inmersión se produce por el limbo oscuro y laobservación es muy fácil de realizar. La emersión eneste caso tendrá lugar por el limbo iluminado y serámuy difícil determinarla porque la estrella quedarádeslumbrada y además resultará problemático esta-blecer con precisión por dónde aparecerá (figura 8).

Cuando la Luna se encuentre en fase menguante, laobservación de la inmersión será complicada puesse producirá por la zona iluminada del disco lunar.También la emersión presentará dificultades, puesaunque se produzca en el limbo oscuro, resultarádifícil precisar el punto de reaparición (figura 9).

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A todo esto hay que añadir la dificultad de que cuan-to menor sea el brillo de la estrella más dificultosaresultará la observación (figura 8). Asimismo, la fasede la Luna influirá, perjudicando la observación, amedida que sea más cercana a la Luna Llena.

Figura 8.Condiciones deobservación, según lafase lunar, de unaocultación normalestelar por la Luna(créditos J.C. Casado).

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Incluso se ha podido medir el diámetro de estrellassupergigantes por la disminución progresiva de su luz.

El interés científico de estas observaciones reside enque permite determinar con gran precisión la posi-ción de nuestro satélite en su órbita alrededor de laTierra.

En ocasiones, estrellas dobles muy cerradas han sidodetectadas en una ocultación al observarse un ligerodesvanecimiento de la estrella instantes antes de serocultada.

Figura 9.Fotografía de lareaparición de laestrella Aldebarán (ala derecha) tras laLuna (créditos J.C.Casado).

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1.2.1.1 Actividad 1: Ocultación estelar normal porla Luna

Se puede registrar una ocultación estelar por la Lunay su posterior reaparición visualmente. Aunque exis-ten medios más precisos como la fotometría fotoeléc-trica, estadísticamente se comprueba que el prome-dio de cuatro observaciones visuales equivalen a unafotométrica.

Debe tenerse en cuenta que las efemérides sólo danlos tiempos previstos para algunas localidades. A noser que hayan sido calculadas para nuestra posicióngeográfica, no serán exactas. Por ello, se deberá co-menzar a observar unos minutos antes de la hora pre-vista.

Instrumentación necesaria

Telescopio con abertura mayor de 6 cm.Cronómetro o reloj con cronógrafo.Fuente de señales o patrón horario de precisión (va-len las señales horarias de RNE).

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Metodología

Un elemento imprescindible en las ocultaciones engeneral es el conocimiento exacto de la hora. Paraello deben sincronizarse los sistemas de registro conla escala TUC (Tiempo Universal Coordinado) o TU.Los laboratorios de hora de cada país difunden seña-les horarias a través de la radio en distintas frecuen-cias, algunos de forma continua, que indican el prin-cipio de cada hora, minuto y segundo, en la mayoríade los casos en TUC. En España esta función recaeen la Sección de Hora del Real Instituto y Observato-rio de la Armada en San Fernando (RIOASF), que rea-liza emisiones en 15.006 y 4.998 kHz entre las 10:00y 11:00, en la escala TUC. Desde el Observatorio Na-cional, en Madrid, se difunden las señales que recibi-mos a través de RNE cada media hora, en la escalaTU. Otras emisoras se relacionan en la figura 10.

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Igualmente, por Internet se pueden obtener patroneshorarios o sincronizar el reloj del ordenador con elde relojes atómicos (véase apartado 1.7 «Recursosen Internet»).

Figura 10. Algunas emisoras de radio en onda corta que emiten patroneshorarios.

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Tras ajustar el cronómetro o cronógrafo con las seña-les horarias, estaremos atentos para detenerlo en elmomento de la desaparición o reaparición de la es-trella.

El tiempo que se registra no es el de la ocultación ensí misma. Para obtenerlo se debe sustraer la llamadaecuación personal, que es el tiempo de reacción oretraso entre el evento real y cuando se detiene elcronómetro (véase apartado 1.7 «Recursos enInternet»). Este tiempo es particular de cada persona,acostumbrando a ser de 2 ó 3 décimas de segundo,aunque en las condiciones de observación de unaocultación será mayor.

El tiempo final así obtenido se debe redondear a dé-cimas de segundo. Las observaciones con precisiónde segundos no tienen validez científica.

Una vez realizada la observación, se deben consig-nar los datos en el formato siguiente:

- Nombre del observador.- Población desde donde se ha observado.

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- Coordenadas geográficas con precisión de segun-dos de arco y altura.- Telescopio (refractor, reflector, catadióptrico y su tipo:newton, cassegrain, etc..).- Diámetro y distancia focal (en cm).- Nombre de la estrella (aparece en las efemérides).- Fecha de la observación.- Hora de la ocultación (con precisión de DÉCIMASDE SEGUNDO).- Valor de la Ecuación Personal que ha sido sustraí-da.- Condiciones ambientales (viento, crepúsculo, luces,etc.).- Cualquier hecho que se considere destacable (ocul-tación gradual, limbo oscuro visible, etc.).

Los resultados se enviarán a centros especializadosque coordinan este tipo de observaciones, como laIOTA o la European Asteroidal Occultation Network(EAON). En el apartado 1.7 se indican sus direccio-nes de contacto.

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1.2.2 Rasantes.

Una ocultación rasante tiene lugar cuando la estrellaes ocultada por el extremo norte o sur de la Luna,pasando tangente al disco. Estas ocultaciones durantan sólo unos pocos minutos.

En una ocultación rasante se puede ver cómo la es-trella se oculta y reaparece varias veces entre las mon-tañas de la Luna, resultando un fenómeno muy es-pectacular (figura 11).

Figura 11. Esquema de una ocultación rasante de estrella por la Luna.En la parte superior se muestra ampliada la zona de ocultación con elaccidentado perfil lunar y las sucesivas ocultaciones-reapariciones(créditos J.C. Casado).

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Estas ocultaciones son mucho menos frecuentes quelas normales y su visibilidad se reduce a una estrechafranja geográfica de típicamente 1 ó 2 km de anchu-ra. Fuera de esta estrecha banda, la estrella quedaráoculta por la Luna, dando lugar a una ocultaciónnormal, o no llegará a ocultarse, pasando junto al dis-co lunar.

Debido a la necesidad de distinguir con detalle elperfil lunar durante la ocultación, es necesario obser-var con un telescopio de cierta potencia que permitaaumentar suficientemente la imagen y esté provistode seguimiento ecuatorial.

Las efemérides de la ocultación rasante se calculansobre el perfil teórico lunar y al nivel del mar. Poste-riormente, el perfil deberá ser corregido, con lo quese produce un desplazamiento del recorrido de visi-bilidad que puede alcanzar varios kilómetros.

Las observaciones de ocultaciones rasantes ayudana mejorar el conocimiento del perfil lunar, lo que esútil para el análisis y las predicciones de eclipses.

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1.2.2.1 Actividad 2: Ocultación estelar rasante porla Luna

La observación de una ocultación rasante requiereunas efemérides muy precisas del fenómeno que sepueden obtener en instituciones como la IOTA o elILOC (International Lunar Occultation Center) (Véa-se direcciones en «Recursos en Internet»). Como estapráctica resulta complicada, se requiere una adecua-da preparación y organización.

Es recomendable que antes se haya adquirido algode experiencia registrando ocultaciones y reaparicio-nes normales de estrellas por la Luna, ya que este tipode observaciones exigen cierta complejidad instru-mental y metodológica.

La determinación del lugar de observación debe serefectuada cuidadosamente, dentro del error que con-llevan las predicciones realizadas, a fin de asegurarla visibilidad del fenómeno.

Por ello es muy conveniente disponer varios equiposde observadores situados en perpendicular a la ban-da de ocultación, emplazados a unos cientos de me-tros a uno y otro lado del recorrido de visibilidad pre-visto (figura 12).

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Aunque la observación puede hacerse visualmente,la necesidad impuesta por las, en ocasiones, rápidasapariciones y reapariciones sucesivas y el registro ri-guroso del tiempo de todo el evento hacen que siste-mas electrónicos de registro de imagen como las cá-maras de vídeo sean los más adecuados.

Asimismo se debe tener en cuenta que la duraciónde una ocultación rasante es muy pequeña, por loque es aconsejable preparar con el mayor cuidadoposible todos los elementos necesarios, y proceder ala instalación y comprobación de éstos con la sufi-ciente antelación.

Figura 12. Ejemplo de la zona de visibilidad de una ocultación rasantede estrella por la Luna. Desde la banda del recorrido teórico es posibleregistrar el fenómeno basándonos en las previsiones calculadas (equipo2). Sin embargo, es conveniente establecer alrededor de ésta una franjade observación que cubra el área prevista de indeterminación, situandoequipos de observación a ambos lados (equipos 1 y 3).

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Instrumentación necesaria

Telescopio con abertura mínima de 15 cm.Cámara de video o de videovigilancia con adapta-dor al telescopio.Fuente de señales o patrón horario de precisión (va-len las señales horarias de RNE) y preferiblementeemisoras de ondas cortas.Receptor de onda corta.Mapa topográfico local y receptor GPS.

Requerimientos

La obtención de datos ha de ser un proceso muy ri-guroso. Éstos deben remitirse posteriormente a la IOTA(International Occultation Timing Association) que enbase a los informes recibidos efectuará su análisis yreducción. Esta precisión es fundamental, a efectosdel estudio de los resultados, básicamente en dos as-pectos:

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1. La localización exacta, con una precisión de 1"en latitud y longitud, del lugar donde se lleva a cabola observación, así como la altura sobre el nivel delmar. Este último dato, con un error máximo de 30 m.

2. El cronometraje de los tiempos de cada uno delos fenómenos observados. En este aspecto puedeninfluir la base de tiempos escogida y el sistema utili-zado. Por ello se recomienda una emisora de seña-les horarias en ondas cortas.

Metodología

Una vez determinado el lugar de observación y puesto enestación el telescopio, se centrará la estrella poniendo enmarcha la grabación en vídeo de la cámara que se hayaacoplado al telescopio con suficiente antelación al inicioprevisto del evento. El receptor de onda corta con la emiso-ra previamente seleccionada y comprobada se colocarácerca de la cámara, de manera que ésta vaya grabando losregistros sonoros de las señales horarias.

Es muy recomendable disponer de un observador visualcon otro telescopio provisto de algún sistema de registrotemporal múltiple y bien sincronizado con un patrón hora-rio por si el sistema de vídeo fallara o la recepción de lasseñales horarias fuera deficiente.

Tanto si se ha producido la ocultación rasante como si elresultado es negativo, los datos o la grabación debenenviarse a centros como la IOTA o el ILOC, junto con todoslos datos pertinentes mencionados anteriormente (nombrede la estrella, fecha, telescopio, localización, etc.)

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1.3 Ocultaciones de estrellas porasteroides

Los asteroides son objetos rocosos y metálicos queorbitan alrededor del Sol, pero demasiado pequeñospara ser considerados como planetas. Su aspecto, vis-tos al telescopio, es puntual, como el de las estrellas.Se les conoce asimismo como pequeños planetas oplanetoides.

El tamaño de los asteroides varía desde el de Ceres,que tiene un diámetro de unos 1.000 km, hasta lasdimensiones de un guijarro. 16 asteroides tienen undiámetro igual o superior a 240 km. Se han encon-trando desde en el interior de la órbita de la Tierrahasta más allá de la órbita de Saturno. La mayoría, sinembargo, están contenidos dentro del cinturón prin-cipal o cinturón de asteroides (figura 13) que existeentre las órbitas de Marte y Júpiter. Algunos tienenórbitas que atraviesan la trayectoria de la Tierra -losdenominados NEAs, de Near Earth Asteroids- e in-cluso ha habido otros que han chocado con nuestroplaneta en tiempos pasados.

Antes de 1991 la única información obtenida sobrelos asteroides era a través de la observaciones reali-zadas desde la superficie terrestre. En 1991 el asteroi-de Gaspra fue visitado por la sonda espacial Galileoy se convirtió en el primer asteroide del que se obte-nían imágenes de alta resolución. Más tarde, en 1993

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Al igual que la Luna, los asteroides en su movimientoaparente por el cielo pasan en ocasiones por delantede alguna estrella produciendo una ocultación. Laprobabilidad de observar este tipo de eventos con unasteroide concreto es muy baja y la franja de visibili-dad reducida, con una forma similar a la del asteroi-de y un tamaño proporcional al de éste, que va des-de decenas hasta centenares de kilómetros.

la Galileo se acercó al asteroide Ida. Se confirmó queesos cuerpos no tienen en general forma esférica sinoirregular, y están llenos de impactos de colisiones quetuvieron lugar en la época de formación del sistemasolar. Actualmente se estima que existen unos dosmillones de asteroides.

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Figura 13.Situación del cinturón principal de asteroides.

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1.3.1 Asteroides simplesSin embargo, al existir millares de asteroides catalo-gados, las ocultaciones de estrellas por alguno de es-tos cuerpos se dan con una frecuencia relativamenteelevada, aproximadamente a un promedio de una porsemana con posibilidad de ser observada desde unadeterminada localidad (figura 14).

Figura 14. Representación esquemática de una ocultación de estrellapor asteroide. El asteroide (situado a una distancia típica de 2 ó 3 vecesla de la Tierra al Sol) oculta a la estrella siguiendo una trayectoria quedetermina el recorrido de su sombra por la superficie de la Tierra.Situando a observadores dispuestos perpendicularmente a este recorridoes posible establecer con precisión su forma y dimensiones (créditosDavid W. Dunham, IOTA / Johns Hopkins Univ. – Applied Physics Lab.)

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En el caso de que la caída de brillo rebase la magni-tud límite del instrumento con el que se observe, seapreciará una desaparición y posterior reaparición dela estrella. Este fenómeno se producirá de forma brus-ca, del mismo modo que en las ocultaciones por laLuna, al no estar presente una atmósfera a su alrede-dor.

Durante la ocultación se aprecia una disminución delbrillo de la estrella eclipsada, hasta alcanzar la mag-nitud del asteroide (esto es porque la estrella oculta-da es más brillante que el asteroide) en la mayoría delos casos. Esta caída de magnitud puede ser registra-da visualmente o mediante medios electrónicos,como vídeo, fotómetros o CCD. Su duración y am-plitud depende del tamaño del asteroide y de su ve-locidad relativa al observador.

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El interés por este tipo de fenómenos comenzó en1952, cuando Gordon Taylor propuso el seguimien-to de alguno de estos sucesos con el objetivo de in-tentar averiguar parámetros morfológicos de losasteroides. Sin embargo, no fue hasta el 19 de febre-ro de 1958 cuando fue observada por primera vez ladesaparición de una estrella por el asteroide Juno, unode los mayores, de 245 km de diámetro. La siguienteocultación observada, que tuvo lugar el 10 de febre-ro de 1961, fue la primera registradafotoeléctricamente. En los años 1970 se mejoró elconocimiento de las órbitas de los asteroides y las téc-nicas de astrometría. Y a partir de 1997, con los datosastrométricos del catálogo Hipparcos, las prediccio-nes se hicieron considerablemente más precisas.

La dificultad principal de estas observaciones consis-te en la estrecha banda de visibilidad de la oculta-ción y en la imprecisión con que es conocida la tra-yectoria del asteroide, sometido a perturbacionesgravitatorias que lo apartan de su trayectoria prevista.Esto puede hacer que el recorrido de la banda de vi-sibilidad prevista para la Tierra pueda desviarse envarios cientos de kilómetros.

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El cronometraje preciso de ocultaciones de estrellaspor asteroides y sus posteriores reapariciones propor-ciona valiosas informaciones científicas del asteroidecomo:

1) El instante de la ocultación determina su posicióncon exactitud, lo que permite comprobar sus efemé-rides, y ayuda a actualizar los elementos perturbado-res orbitales.

2) La forma y anchura de la banda de visibilidad pro-porciona su tamaño y forma con precisión. Situandoobservadores a lo ancho de la franja prevista para laocultación, será posible reconstruir su perfil con granfiabilidad.

Los observadores que no observen el evento tambiénaportan datos de gran valor, pues determinan los lí-mites del asteroide o indican perturbaciones en suórbita (figuras 15 y 16)

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Figura 15. Forma y dimensiones del asteroide Cleopatra basadas en losresultados obtenidos por diversos observadores en Estados Unidos el 19de enero de 1991 con motivo de la ocultación de una estrella. Elrecuadro muestra el recorrido de la zona de ocultación sobre EstadosUnidos. Nueve de los observadores registraron la desaparición yposterior reaparición de la estrella, proporcionando la silueta delasteroide. Las líneas discontinuas indican lugares donde no seobservaron ocultaciones (créditos IOTA).

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1.3.1.1 Actividad 3: Ocultaciones estelares porasteroides

Ante todo hay que indicar que es necesario ser muyperseverante en este tipo de observaciones ya que, apesar de producirse con cierta frecuencia, la proba-bilidad real de registrar la ocultación es reducida,dado el grado de incertidumbre de las trayectoriasprevistas.

Figura 16. Forma del asteroide Cleopatra según observaciones de radarllevadas a cabo desde el radiotelescopio del Observatorio de Arecibo(Puerto Rico) el año 2000 (créditos Steve Ostro/JPL).

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Es conveniente vigilar todos los fenómenos, aunquela banda de ocultación muestre que el evento no serávisible desde la localidad del observador, pues comohemos visto anteriormente, la imprecisión puede al-canzar en ocasiones cientos de kilómetros. Esta zonade incertidumbre suele aparecer señalada en los ma-pas donde se traza la banda de ocultación.

La duración del fenómeno suele ser muy corta, gene-ralmente del orden de unos pocos segundos pero, alno conocerse las efemérides con la debida precisión,es necesario observar durante unos 25 ó 30 minutos,aproximadamente desde unos 15 minutos antes has-ta unos 15 minutos después de la hora prevista.

Instrumentación y material

Telescopio con abertura mínima de 10 cm, preferi-blemente con montura ecuatorial motorizada.Camara de vídeo o de videovigilancia con adapta-dor al telescopio, si se va a realizar la observaciónpor este medio.

Fuente de señales o patrón horario de precisión (valenlas señales horarias de RNE) y preferiblementeemisoras de ondas cortas.

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Mapa de la trayectoria del eclipse por la Tierra y ma-pas de detalle locales.Cartas celestes de localización de la estrella y trayec-toria del asteroide en el cielo (en muchas ocasioneséste no resulta visible).Mapa topográfico local y receptor GPS.

Consideraciones y condiciones de observación

La información presentada en las efemérides sobreocultación por asteroide se refiere a los datos de éstey la estrella que interviene, trayectoria prevista parala sombra sobre la superficie terrestre y zona de in-certidumbre, y una carta para ayudar a la localiza-ción de la estrella. Además, se incluyen otras infor-maciones como la hora prevista de la conjuncióngeocéntrica (tomando como referencia el centro dela Tierra), el tiempo en el que hay que permaneceratento (unos 30 minutos habitualmente), la distanciaangular de la estrella al Sol y a la Luna, así como eltanto por ciento de iluminación de esta última (faselunar). La zona de incertidumbre se extiende hastaaquella posición que ocuparía la trayectoria de exis-tir un error de 1" en la posición del asteroide (figura17).

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Figura 17. Mapa previsto de información y la ocultación de la estrellaHIP 186 (magnitud 6,39) por el asteroide Irmintraud que tendrá lugar el21 de julio de 2004. Según puede verse en el mapa, la franja prevista deocultación pasará por la región valenciana, sur de Aragón, La Rioja yPaís Vasco. La banda paralela trazada con líneas discontinuasrepresenta la zona de indeterminación (créditos IOTA).

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Actualmente, este tipo de efemérides son calculadasen primera instancia por E.Goffin, y son distribuidasanualmente por la EAON (European AsteroidalOccultation Network) y la IOTA (InternationalOccultation Timing Asociation). Una copia de lasmismas puede ser solicitada directamente al autor oconsultadas en Internet (véase apartado 1.7 «Recur-sos en Internet»).

El registro del tiempo se hará de la forma más precisaposible, tal como se ha indicado en las prácticas deocultaciones de estrellas por la Luna.

El desarrollo de una ocultación estelar por asteroidepuede ser de dos formas:

En el caso de tener certeza sobre la trayectoria a se-guir por la sombra, deberían situarse observadores aintervalos equidistantes y a lo ancho de ésta. Si estono es posible, cualquiera en la zona de incertidum-bre estaría en condiciones de registrar un fenómenopositivo, por lo que su seguimiento es de utilidad. Enambos casos, las posiciones geográficas debenobtenerse de mapas topográficos de escala 1:25.000ó 1:50.000, o bien mediante el uso de sistemas GPS,expresándose éstas con máximo de 1" de error enlongitud y latitud, y de 30 m en altitud.

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1) Si el asteroide es brillante o si se utiliza un telesco-pio de suficiente potencia, puede verse cómo se vaacercando lentamente a la estrella, hasta que se fun-den en un solo punto, ya que la separación entreambos astros llega a ser inferior al poder resolutivodel telescopio. Así transcurre durante algunos minu-tos hasta que, si tiene lugar la ocultación, bruscamentedesciende el brillo de la estrella hasta alcanzar el delasteroide, el único astro visible en ese momento.Normalmente, estas caídas de luz son de varias mag-nitudes, aunque en ocasiones el asteroide y la estre-lla pueden tener brillos similares. Lo habitual es quela ocultación sea instantánea pero, si la estrella es degran diámetro, el descenso de luz puede ser gradual,durando incluso algunos segundos. Tampoco es raroque el descenso de luz sea doble, bajando primero acierto valor y luego hasta otro inferior, caso de que laestrella sea una doble cercana. Al final del fenóme-no, todo se repite simétricamente, viéndose cómo elasteroide se va separando lentamente de la estrella.

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2) Normalmente con telescopios pequeños de aficio-nado, observando desde lugares afectados por con-taminación lumínica, el asteroide no llega a verse. Elobservador debe concentrarse en el seguimiento vi-sual de la estrella, sin perderla de vista en ningúnmomento mientras dure la vigilancia. Como puedeque el período de atención resulte largo y fatigoso, serecomienda que se constituyan equipos o estacionesde observación formados por dos o más personas consus respectivos telescopios. Esto es muy útil ya queen tal caso pueden confirmarse o descartarse obser-vaciones dudosas, aparte de que se asegura una vigi-lancia continua.

Hay que tener en cuenta que tan importante es unaobservación positiva como una negativa. El no regis-trar una ocultación puede servir para delimitar la lí-nea de visibilidad y también para acotar las dimen-siones y el perfil del asteroide. Por tal motivo, cuandoel asteroide resulta visible, se pide al observador queseñale la trayectoria del planetoide con relación a laestrella, indicando si pasó por ejemplo por el Norte opor el Sur, así como la distancia estimada en el mo-mento de su separación mínima y la hora.

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Metodología

Existen diversos sistema de registrar la observación,algunos de gran precisión, pero que exigen un ins-trumental especializado. Aquí consignamos los dosmás sencillos: el visual y el videográfico.

1) Visual. Es un sistema que se encuentra al alcancede cualquiera y el más recomendable para comen-zar. El seguimiento de la estrella se realiza visualmentea través del telescopio. La localización de la estrelladebe ser lo más segura posible. Lo mejor es situarsecon tiempo ante el ocular e inspeccionar el campocon detenimiento. El sistema de registro más utiliza-do es el de la grabadora de sonidos, aunque la tomade tiempos con un simple cronómetro con memoriaserá suficiente (éste debería guardar, al menos, dostiempos). En el caso de optarse por el uso de la graba-dora, debe comprobarse su correcto funcionamiento(por ejemplo con pilas frescas), e insertar unas seña-les horarias a lo largo de la grabación para que sirvande base de tiempos al reproducirla.

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2) Vídeo. Las cámaras de vídeo domésticas se con-vierten en una herramienta muy útil, al estar al alcan-ce de mucha gente, ser un sistema totalmente objeti-vo y poder conservar la grabación para estudios futu-ros. Se trata de insertar unas señales horarias al prin-cipio y final de la grabación, o mejor aún duranteésta si se tiene cerca un receptor de onda corta, yacoplar la cámara al telescopio para seguir la estrella.Al no ser común la óptica intercambiable entre lascámaras de aficionados, se hace preciso idear algúnsistema para acoplarlas a la óptica del telescopio, eneste caso provisto de un ocular de bajo aumento.

Si el registro es positivo, la determinación de los ins-tantes se lleva a cabo visualizando la cinta cuadro acuadro, con lo que la precisión será el inverso delnúmero de imágenes por segundo, 1/25 s en el me-jor de los casos. Además, es posible digitalizar la par-te de la secuencia que interese para reconstruir lacurva en el caso de estrellas con diámetros aparentesapreciables. La velocidad de obturación dependeráde la visibilidad de la estrella.

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La utilización de intensificadores de luz puede ayu-dar a disminuir los tiempos o ganar en el seguimientode estrellas más débiles.

En el caso de que la estrella no sea detectable por elsistema telescopio-videocámara, se puede utilizar éstacomo si se tratase de una grabadora de sonidos nor-mal, registrando sólo el audio de la observación. Larelación de velocidad de grabación/reproducción delas videocámaras es mejor que la de las grabadorasde sonido, con lo que no habrá errores en los tiem-pos al ser reproducida la cinta (figura 18).

Figura 18. Fotogramas de un vídeo que capta la ocultación de unaestrella por el asteroide Varsavia. El recuadro muestra la curva de luzdel evento (créditos Dave Kenyon).

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Las observaciones de los cráteres pares en la Tierra yen otros cuerpos llevó a los astrónomos a sospecharla existencia de asteroides binarios o dobles. Sin em-bargo, no fue hasta 1993 cuando, en su viaje a Júpiter,la sonda espacial Galileo captó el primer asteroidebinario: Ida. Asteroide de tipo rocoso del cinturónprincipal, Ida tiene un tamaño de 58x23 km. Su saté-lite, Dactyl, orbita a 90 km de Ida y es casi esférico,algo sorprendente para un cuerpo que mide 1,5 kmde diámetro (figura 19).

Figura 19. Imagen del asteroide Ida con su pequeña luna Dactyl (a laderecha) captada por la sonda Galileo (créditos NASA).

1.3.2 Asteroides binarios

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A partir de entonces se han descubierto nuevosasteroides binarios. Estos asteroides dobles son extre-madamente desiguales. Pares, como Antiope, son casigemelos, de unos 80 km de diámetro. Algunos, como2000 DP107, son también casi del mismo tamaño,pero tienen apenas centenares de metros de diáme-tro. Otros son notablemente más asimétricos, comoen el caso de Sylvia, que con 282 km de diámetrotiene una luna de apenas el 5% de esas dimensiones.

Los asteroides binarios parecen ser más frecuentes delo que se pensaba. En los NEAs se piensa que el 16%de los asteroides mayores de 200 m son dobles. Elestudio de las órbitas de un sistema doble ayuda adeterminar sus masas, volumen, estructura interna ycomposición.

El primer asteroide binario detectado desde la Tierrafue el 2000 DP107, encontrado por radar en septiem-bre de 2000. Mediante observaciones complemen-tarias realizadas desde el observatorio de Arecibo, seencontró que su satélite, de 300 m, presentaba siem-pre la misma zona orientada al cuerpo mayor, talcomo ocurre con la Luna.

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Las colisiones primitivas que tuvieron lugar en losorígenes del Sistema Solar, podrían haber formadomuchos de los asteroides binarios, lo que significa quecada luna pequeña es un fragmento de un viejo blo-que. Aunque también se cree a partir de modelos teó-ricos que el paso cercano por planetas como Venus,la Tierra o Marte podría haber arrancado material, co-locándolo en una miniórbita.

El radar constituye la mejor vía para identificar estoscuerpos, aunque también se han hecho descubri-mientos mediante grandes telescopios provistos deóptica adaptativa. Los astrónomos han registrado cam-bios en la luz solar reflejada en algunos NEAs, lo queparece indicar que se trata de cuerpos dobles quehan producido fenómenos mutuos de eclipses y ocul-taciones.

Algunos asteroides binarios han sido descubiertos porocultaciones. Puede consultarse una lista actualiza-da de estos cuerpos con sus métodos de detecciónen: http://www.imcce.fr/observateur/binast/

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1.4 Ocultaciones de estrellas porplanetas

Al igual que la Luna, los planetas se interponen entrela Tierra y las estrellas, produciendo ocultacionesigualmente interesantes. Sin embargo, este tipo deocultaciones son mucho menos frecuentes que lasproducidas por la Luna, debido al pequeño tamañoaparente de los planetas y su menor movimientorelativo en el cielo. Muchos de estos sucesos quedanfuera del alcance de los aficionados. El apartado 1.7«Recursos en Internet» proporciona informaciónsobre las efemérides de estos fenómenos para el sigloXXI así como para periodos más amplios.

Cuando esto sucede, los astrónomos aprovechan laoportunidad para estudiar la atmósfera de la estrellaocultada mediante el análisis de la variación gradualde su luz. Asimismo, estos fenómenos proporcionaninformación acerca de las dimensiones planetarias,anillos y posibles satélites no descubiertos. De estamanera se consiguieron una serie dedescubrimientos:

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URANO. El 10 de marzo de 1977, varios grupos deinvestigadores observaron la ocultación por Uranode la estrella SAO 158687 de magnitud 8,8. En estaocultación se pretendía obtener información sobre laatmósfera del planeta. Para calibrar los instrumentosse inició la observación mucho antes de la oculta-ción, registrándose con sorpresa cómo la luz estelarexperimentaba súbitas disminuciones a cortos inter-valos antes y después de que Urano pasara por de-lante de la estrella. De esta manera se descubrieronlos anillos de Urano, los segundos en ser conocidostras los de Saturno.

Un año más tarde, el 10 de abril de 1978, Urano ocul-taba nuevamente una estrella de magnitud 10, debrillo suficiente para llevar a cabo observaciones deutilidad. Los astrónomos estaban mejor preparadosen esta ocasión y detectaron nueve anillos situados auna distancia de hasta un radio del planeta a partirde su atmósfera exterior. Se determinó que los anillosestaban formados por material muy oscuro. Los ani-llos se disponían perpendicularmente al plano de vi-sión siendo poco densos y estrechos (figura 20).

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Gracias a esta información se modificó la trayectoriade la sonda Voyager 2 para estudiar mejor los anillos.

NEPTUNO. En 1981, ocho años antes de que laVoyager 2 pasara por las cercanías del planeta, ésteocultaba una estrella. La estrella sufrió una brusca yrápida desaparición, atribuyéndose a la ocultaciónpor parte de lo que se creía, una sección de los ani-llos del planeta. En realidad se había descubierto supequeño satélite Larisa, de 190 km de diámetro.

Figura 20. Urano mostrando su sistema de anillos y varios satélitesobservados mediante la cámara infrarroja NICMOS del TelescopioEspacial Hubble. Los colores representan diferentes niveles de capasatmosféricas. El color azul indica capas más profundas mientras que elrojo denota nubes altas. Las flechas señalan el movimiento de las lunasen 90 minutos (créditos E. Karkoschka (Univ. of Arizona), NASA).

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Los anillos fueron descubiertos entre 1984 y 1985. El22 de julio de 1984, dos equipos observaron desdeChile la ocultación de una estrella por Neptuno.Ambos detectaron una rápida disminución en el bri-llo de la estrella poco antes de ser ocultada por elplaneta, pero no fue así después de que éstaemergiera. En agosto de 1985 volvió a realizarse unanueva observación de otra ocultación estelar porambos equipos de científicos. Un grupo se encontra-ba en Chile, mientras que el otro estaba en Hawai.Éste último observó la disminución de brillo estelaren un solo lado, mientras que el de Chile no detectóningún cambio en el brillo de la estrella. Tras un estu-dio de los datos obtenidos , se llegó a la conclusiónde que, los anillos de Neptuno no eran completos,sino solo arcos. En realidad la Voyager 2 descubrióque son anillos completos, si bien existen regionescuya densidad de partículas es mucho mayor.

PLUTÓN. La atmósfera de Plutón fue detectada y es-tudiada por primera vez el 9 de junio de 1988, me-diante la ocultación de una estrella de magnitud 12.

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Se descubrió que posee una tenue atmósfera, conuna presión en la superficie de una cienmilésima dela terrestre, a una temperatura de unos 2000C bajocero. La atmósfera está compuesta de nitrógeno, me-tano y monóxido de carbono, que se encuentran enlos hielos superficiales del planeta.

Se puede realizar la observación de este tipo de fe-nómenos si se dispone de un telescopio de suficienteabertura para distinguir la estrella que se ocultará. Sies posible, resulta interesante grabar el evento conuna cámara de vídeo o mediante una webcam.

1.5 Ocultaciones de planetas porla Luna.

Las ocultaciones de planetas por la Luna son pococomunes. En los planetas más visibles, el fenómenoes distinguible a simple vista, si bien la ayuda ópticade unos prismáticos o un pequeño telescopio permi-ten ver con detalle el proceso de la ocultación. Espe-cialmente espectaculares resultan las ocultaciones delplaneta Saturno, ya que desaparece tras el borde lu-nar comenzando por los anillos, que es asimismo loprimero en mostrarse en su reaparición.

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Si el planeta es brillante, como Venus o Júpiter, el fe-nómeno puede ser observado incluso con luz diur-na, en pleno cielo de día.

La observación de este tipo de ocultaciones fueronutilizadas en el pasado para realizar estimaciones cien-tíficas, como una ocultación rasante de Marte obser-vada desde Japón en el siglo VII, que se empleó paradeterminar la velocidad de rotación de la Tierra. Ac-tualmente estas observaciones, aunque llamativas einteresantes desde el punto de vista pedagógico, noofrecen informaciones de valor científico (figura 21).

Figura 21. Composición de imágenes que muestran el desarrollo de laocultación rasante de Marte por la Luna el 17 de julio de 2003 desdeFlorida (EEUU) (créditos D. Parker/J. Beish).

Se puede captar una ocultación de este tipo con unacámara de vídeo o una webcam acopladas a la ópti-ca de un telescopio, obteniéndose un documento degran interés pedagógico.

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1.6 Ocultaciones de planetas porplanetas.

Uno de los fenómenos astronómicos más raros es laocultación o el tránsito de un planeta por otro. La pocafrecuencia de estos eventos se debe al pequeño ta-maño aparente de los planetas (del orden de segun-dos de arco) y a que las órbitas de los planetas no seencuentran todas exactamente en un mismo plano,sino que están inclinadas varios grados unas respec-to de otras.

En el periodo comprendido entre los años -3000 y+3000 se producen 190 ocultaciones, según las efe-mérides DE406 del Jet Propulsion Laboratory deNASA. Ninguno de estos fenómenos ha ocurrido enel curso del sigo XX. La última ocultación de este tipoo mutua entre dos planetas tuvo lugar el 3 de enerode 1818, cuando Venus eclipsó a Júpiter.

De hecho, parece que únicamente ha habido unaocultación de un planeta por otro observada con te-lescopio en toda la historia de la Astronomía. Fue el28 de mayo de 1737, cuando el astrónomo JohnBevis, desde el observatorio de Greenwich (Inglate-rra), vio con su anteojo pasar lentamente Venus de-lante de Mercurio.

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La próxima ocultación planetaria mutua tendrá lugarel 22 de noviembre de 2065, con el paso de Venusdelante de Júpiter. Pero la ocultación que hará histo-ria será la que acontecerá el 25 de enero de 2518,cuando el globo de Venus pase exactamente sobreel de Saturno. Durante unos minutos, nuestros des-cendientes asistirán a un espectáculo jamás visto pornadie: el planeta Venus rodeado de anillos (figura 22).

El sistema Plutón-Caronte

Plutón, el planeta más exterior del Sistema Solar, po-see un único satélite conocido que fue descubiertofotográficamente en 1978 examinando imágenes delplaneta.

Figura 22. Simulación de la ocultación de Saturno por Venus el 25 deenero de 2518 (a intervalos de 6 minutos) realizado con el programaCelestia.

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A este satélite se le denominó Caronte, que era elnombre del barquero que ayudaba a cruzar a losmuertos al reino de los infiernos en la mitología grie-ga. Durante mucho tiempo, las características bási-cas de ambos cuerpos fueron un misterio, pero debi-do a una circunstancia afortunada se han podidoobtener datos de bastante precisión.

Caronte se mueve alrededor de Plutón en una órbitamuy inclinada. Dos veces en cada año de Plutón - esdecir, una vez cada 125 años terrestres- se puedenobservar eclipses mutuos producidos entre el plane-ta y su satélite debido a que el plano de la órbita seencuentra en la dirección de la Tierra. La última tem-porada de eclipses tuvo lugar desde 1984 hasta 1990y permitió determinar las principales característicasde Plutón y Caronte. Así, por ejemplo, se observó quePlutón es menor de lo que se pensaba, con un diá-metro ecuatorial de tan sólo 2.320 km y que Carontees enorme en comparación, pues tiene la mitad desu diámetro, unos 1.300 km. Ambos están separadospor sólo unos 19.600 km, lo que produce una órbitasincrónica, de manera que cada uno de ellos mues-tra un sólo hemisferio al otro, algo único en el Siste-ma Solar.

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El astrónomo R. Marcialis utilizó las ocultaciones dePlutón por Caronte para confeccionar un mapa debaja resolución del planeta en el que se observanzonas oscuras. Estas regiones de grandes variacionesdel brillo superficial del planeta han sido confirma-das posteriormente por el Telescopio Espacial Hubble(figura 23).

Figura 23. Imágenes de los dos hemisferios de Plutóntomadas con el Telescopio Espacial Hubble, mostrandozonas de fuertes variaciones de brillo. En la parte superiorestán las imágenes originales, en grande se muestra elresultado después de procesarlas para incrementar lavisibilidad de los detalles (créditos NASA).

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1.7 Recursos en Internet

Programas

Existen diversos programas para ordenador que pue-den conseguirse en las direcciones de Internet indi-cadas. Son de uso libre (freeware) y algunos de ellosrequieren para su instalación un descompresor deformato zip.

- http://www.lunar-occultations.com/iota/aops.htmPara Windows (en inglés). AOPS es una pequeñaaplicación que simula una ocultación y permite co-nocer nuestra ecuación personal.

- http://www.lunar-occultations.com/iota/occult3.htmPara Windows (en inglés). Occult es una excelenteherramienta para la predicción, análisis y estudio deocultaciones de estrellas y asteroides por la Luna, asícomo otros fenómenos ocultantes como eclipses so-lares, creado por la IOTA (International OccultationTiming Association).

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- http://home.plex.nl/~gottm/doa/Para Windows (inglés). LOW (Lunar OccultationWorkbench) es un programa elaborado por la Aso-ciación Holandesa de Ocultaciones, especializado enla predicción y observación de ocultaciones estela-res y de planetas por la Luna (normales y rasantes).Existen dos versiones según el número de estrellasdisponibles. Asimismo se pueden descargar catálo-gos del perfil lunar.

- http://www.shatters.net/celestia/Para Windows, Macintosh y Linux (inglés). Celestiaes un fantástico simulador tridimensional del SistemaSolar y del espacio en general con superficiestexturizadas mediante tecnología Open GL. El pro-grama permite visualizar objetos y fenómenosastronómicos del pasado, presente y futuro, comoeclipses y ocultaciones.

Direcciones de interés

- http://topendsports.com/testing/reactiontest.htmDesde esta dirección se nos ofrece un test para medirnuestro tiempo de reacción o ecuación personal.

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- http://www.time.gov/timezone.cgi?UTC/s/0/javaPatrón horario en Tiempo Universal (UT) con unaprecisión de 0,5 segundos (indicada).

- http://www.occultations.org/Página principal de la IOTA (International OccultationTiming Association), el organismo mundial más im-portante en todo tipo de ocultaciones.

- http://astrosurf.com/eaon/Sitio de la European Asteroidal Occultation Network(EAON), una organización de ámbito europeo dedi-cada a la observación de ocultaciones estelares porasteroides.

- http://www1.kaiho.mlit.go.jp/KOHO/iloc/docs/iloc_e.htmlLa ILOC (International Lunar Occultation Center) esuna entidad internacional con sede en Japón espe-cializada en ocultaciones estelares por la Luna. Reci-be al año más de 10.000 observaciones de este tipoprovenientes de todo el mundo.

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- http://www.astronomia-e.com/Portal web de la revista «Tribuna de Astronomía yUniverso», que ofrece efemérides sobre los satélitesde Júpiter y Saturno además de información sobreocultaciones estelares por la Luna y asteroides.

-http://www.astrogea.orgSede del Grup d’Estudis Astronòmics (GEA) con abun-dante información y enlaces sobre fenómenosocultantes.

-http://tdc-www.harvard.edu/occultations/occultations.htmlEfemérides y predicciones de estrellas por objetos delSistema Solar, la mayoría hasta el año 2050.

-http://personal.telefonica.terra.es/web/arturorm/cielos/index_es.htmlTablas y predicciones de las ocultaciones más impor-tantes del siglo XXI por objetos del Sistema Solar. Tam-bién se puede encontrar tablas de datos de algunosde estos fenómenos para épocas remotas del pasadoy del futuro (desde el año –3000 hasta el +3000).

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2. TRÁNSITOSSe entiende por tránsito de un astro el paso de éstepor delante del disco de otro de mayor tamaño apa-rente. Hemos visto en apartados anteriores diferen-tes tipos de tránsitos como el de los satélites galileanossobre el disco de Júpiter y los exoplanetas sobre laestrella madre.

Aquí trataremos el paso de los planetas interioresMercurio y Venus sobre el disco solar.

2.1 Tránsitos de Mercurio

Si Mercurio y la Tierra orbitaran en el mismo plano,veríamos pasar a Mercurio por el disco del Sol en cadaconjunción inferior. Esto sucede cada 116 días o pe-riodo sinódico, es decir, el tiempo que tarda en repe-tirse la misma posición relativa Sol-Mercurio vistadesde la Tierra. Al año ocurrirían por termino mediotres tránsitos.

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Pero Mercurio se mueve en un plano que forma 7o

con la eclíptica, de manera que la mayor parte de lasveces Mercurio pasa «por encima» o «por debajo»del disco solar, sin que se produzca el tránsito. Paraque un tránsito tenga lugar, Mercurio tiene que estarcerca de los nodos de la órbita cuando está enconjunción inferior. La Tierra atraviesa cada año lalínea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 demayo y el 10-11 de noviembre; si para esa fechacoincide una conjunción inferior habrá tránsito (figura24). (En esas condiciones, Mercurio también seencuentra en uno de los nodos).

Figura 24. Dibujo esquemático de las órbitas de la Tierra y Mercurio,mostrando las posiciones donde pueden producirse los tránsitos (créditosESO, adaptado por J.C. Casado).

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Existe una periodicidad en estos fenómenos aunquesu explicación detallada obedece a cálculos comple-jos. Sin embargo, desde un punto de vista aproxima-do, los tránsitos se producen en múltiplos del perio-do sinódico. Mercurio suele transitar en promediounas 13 veces por siglo en intervalos de 3, 7, 10 y 13años. El último tránsito de Mercurio aconteció el 7 demayo de 2003, siendo visible desde España (figura25), y el próximo tendrá lugar el 8 noviembre de 2006,no observable desde el territorio español. El siguientevisible desde España ocurrirá el 9 de mayo de 2016.

Figura 25. Tránsito de Mercurio poco antes de su finalización, el 7 demayo de 2003, captado con una webcam y un pequeño telescopio(créditos J.C. Casado).

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Durante un tránsito se ve el disco del planeta proyec-tado contra la superficie brillante del Sol. Mercurioaparece como un minúsculo círculo de color negroque se desplaza lentamente sobre el Sol.

En los casos más favorables, la duración de un tránsi-to de Mercurio puede llegar a ser de hasta 8 horas. Enpromedio, los tránsitos de noviembre son más cortosque los de mayo, dado que los primeros se producencuando Mercurio está cerca del perihelio (distanciamínima al Sol) y se mueve más deprisa que en elafelio.

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Dado el pequeño tamaño aparente de Mercurio (unos12’’ en la conjunción inferior), es imposible obser-varlo durante el tránsito, si no se utiliza algún instru-mento óptico. La manera más segura de hacerlo esproyectando la imagen del Sol a través de un telesco-pio sobre una pantalla blanca (figura 26). Véase «Se-guridad en la observación del sol», páginas 88-89.

Figura 26. Método de proyección para la observación solar sin riesgo(créditos ESO, adaptado por J.C. Casado).

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El efecto de la gota negra impide cronometrar conprecisión los instantes de contacto entre el disco delplaneta y el del Sol, y fue la causa principal por laque las observaciones llevadas a cabo para determi-nar la distancia entre el Sol y la Tierra presentaranuna cierta indeterminación. Aunque en un principioel efecto se atribuyó a la turbulencia atmosférica, enrealidad se debe a fenómenos de difracción de la luz.El primer tránsito observado de Mercurio fue realiza-do por el astrónomo francés Pierre Gassendi el 7 denoviembre de 1631, gracias a una predicción calcu-lada por Johannes Kepler, mediante sus TablasRudolfinas. El matemático Le Verrier, descubridor delplaneta Neptuno, estudiando las observaciones de lospasos de Mercurio desde 1631 hasta mediados delsiglo XIX, reveló el avance del perihelio de Mercurio,que tantas implicaciones ha tenido en el desarrollode la Astronomía.

Justo después del contacto interno entre los discosdel Sol y Mercurio, el disco del planeta parece que-darse unido durante algunos segundos al extremo deldisco solar, deformándose para adoptar la aparienciade una gota negra. Este fenómeno se vuelve a repetirjusto antes del último contacto interno (figura 27).

Figura 27.Efecto de lagota negradurante elcontactointerior deltránsito deVenus(créditos J.C.Casado).

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2.2 Tránsitos de Venus.

La explicación de los tránsitos de Venus es análoga ala que se dio para los de Mercurio. Al igual que en elcaso de Mercurio, la órbita de Venus también se en-cuentra inclinada respecto a la de la Tierra (en estecaso, 3,4 grados). Si no fuera así, habría un tránsitode Venus cada 584 días (su periodo sinódico).

La Tierra atraviesa cada año la línea de los nodos dela órbita de Venus en torno al 6-7 de junio y al 9-10de diciembre. Si para esas fechas coincide con unaconjunción inferior, se producirá un tránsito.

En realidad, los tránsitos de Venus son unos fenóme-nos extraordinariamente inusuales, ya que en prome-dio hay dos cada poco más de un siglo. Estos dostránsitos están separados 8 años y el intervalo entreparejas de tránsitos va alternándose entre los 105,5 ylos 121,5 años. En algunas ocasiones, como sucedióen 1388, uno de los tránsitos de la pareja puede noproducirse, ya que no coincide con el paso por elnodo. Esto es debido a que los tránsitos de diciembreson menos probables que los de junio porque Venusen ese momento está más cerca del perihelio. Así, seproducen menos tránsitos en diciembre que en ju-nio.

La última pareja de tránsitos de Venus sucedió el 9de diciembre de 1874 y el 6 de diciembre de 1882(figura 28). Únicamente el segundo fue parcialmentevisible desde España .

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Figura 28. Una fotografía del tránsito de Venus del 6 dediciembre de 1882 (créditos U.S. Naval Observatory).

Desde el punto de vista visual, el fenómeno del trán-sito de Venus es similar al de Mercurio: Venus se pro-yecta como un círculo negro desplazándose lenta-mente sobre el brillante disco solar. Además, tambiénse produce el efecto de la gota negra cerca de losbordes del disco solar. Los tránsitos de Venus durancomo máximo algo más de 8 horas.Durante el tránsito, Venus presenta un diámetro apa-rente de 61", por lo que resulta perfectamente visiblea simple vista con los medios de protección adecua-dos para la observación solar (Véase «Seguridad enla observación del sol», páginas 88-89).

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Durante el tránsito, Venus presenta un diámetro apa-rente de 61", por lo que resulta perfectamente visiblea simple vista con los medios de protección adecua-dos para la observación solar (Véase «Seguridad enla observación del sol», páginas 88-89).

El primer tránsito observado de Venus tuvo lugar el 4de diciembre de 1639. Horrocks, un clérigo deLiverpool (Inglaterra) que había estudiado Astrono-mía y Matemáticas, encontró en las tablas planetariasde Kepler que para esta fecha Venus estaría en con-junción inferior con el Sol pasando al sur de éste.

No obstante, usando las tablas de Lansberge obteníaun resultado diferente, por lo que creyó que debíaefectuar la observación. Horrocks pudo seguir el trán-sito del planeta cuando éste ya había comenzado.

A principios del siglo XVIII, el astrónomo inglésEdmund Halley propuso aprovechar los raros tránsi-tos de Venus para determinar con gran precisión laparalaje solar, lo que permitiría ajustar el tamaño del

Figura 29. Representación esquemática para mostrar la paralaje solar oángulo Pi. Este ángulo en realidad es muy pequeño, pero a efectos declaridad se ha exagerado su valor (créditos F. Mignard, Obs. de la Côted’Azur).

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sistema solar conocido. La paralaje solar es el ánguloque desde el Sol subtiende el radio ecuatorial de laTierra (figura 29).

Hasta entonces, el valor de la paralaje había sido me-dido por Cassini en 1672 mediante triangulación,basándose en observaciones simultáneas de Martedesde París realizadas por él mismo, y por Richer enCayena. Con ambas medidas, Cassini llegó a unaparalaje para Marte de 25", lo que correspondía aunos 9’’ para el Sol, una determinación extraordina-riamente precisa para la época.

Halley planteó medir desde distintos puntos de la Tie-rra el tiempo que tardaba Venus en cruzar el disco,observando los momentos en que el planeta estabaen contacto con los bordes del Sol, tanto en su ingre-so al disco, como en su salida. Por efecto de la pers-pectiva, dos observadores no ven proyectarse a Ve-nus sobre el mismo punto del Sol, sino que recorrecuerdas paralelas próximas, de diferente longitud. Portanto, el paso dura un tiempo diferente para los dosobservadores. De esa diferencia de tiempo es posiblehallar la distancia entre las cuerdas en radios solaresy entonces el ángulo con que desde Venus sesubtiende a los dos observadores (es el mismo ángu-lo con que desde Venus se subtiende a las dos cuer-das). A partir de aquí se puede deducir la distancia deVenus a la Tierra y calcular la paralaje (figura 30).

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Figura 30. Método propuesto por Halley para calcular la paralaje solar.Dos observadores (a y b) situados en diferentes lugares de la Tierraobservan el tránsito bajo ángulos ligeramente distintos, dando lugar aproyecciones o cuerdas desiguales sobre el disco solar (a la derecha).Como no es posible medir con precisión la separación entre estascuerdas (en el gráfico se ha exagerado), se mide el tiempo de paso delplaneta por cada una de ellas, lo que proporciona datos para medir laparalaje de Venus y, por tanto, calcular la paralaje solar (créditos F.Mignard, Obs. de la Côte d’Azur, adaptado por J.C. Casado).

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Aprovechando el tránsito de Venus que se iba a pro-ducir en 1761, astrónomos de todo el mundo, comi-sionados por sus gobiernos se prepararon para laobservación. Los británicos enviaron una expedicióna Santa Helena y otra a Sumatra. Los franceses orga-nizaron cuatro: Siberia, Viena, Isla Rodríguez yPondicherry en La India. En total, el tránsito fue ob-servado desde unos 70 lugares distribuidos alrede-dor del globo terrestre, constituyendo la primera granempresa científica internacional. En este tránsito, elcientífico ruso M. Lomonosov dedujo correctamenteque Venus poseía una atmósfera percibiendo un con-torno borroso en el planeta.

Sin embargo, los resultados obtenidos no estuvierona la altura de las expectativas. El mal tiempo en mu-chos de los lugares de observación, la dificultad dedeterminar con precisión la localización geográficadel lugar en que la observación se realizaba y el efectode la gota negra dificultaron la aplicación del méto-do de Halley.

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El Boletín de la Sociedad Astronómica de Londresrecoge que se obtuvieron 3.440 pruebas fotográficasde los distintos aspectos que ofreció el fenómeno.

En la observación del tránsito de 1769 hubo 150observadores oficiales y otros muchos aficionados.Entre los observadores se encontraba el célebre capi-tán James Cook, que realizaba el primero de sus via-jes. Una de las observaciones con mejores resultadosfue la realizada en la península de Baja California porel francés Jean-Baptiste Chappe D’auteroche, al queacompañaban los españoles Vicente de Doz y Salva-dor Medina y el mexicano Joaquín Velázquez Cár-denas de León.

Los tránsitos de 1874 y 1882 fueron también segui-dos por cientos de observadores enviados por lasacademias científicas de multitud de países. Así, porejemplo, Francia envío observadores a NuevaCaledonia, Pekín, Japón, Indochina y Nueva Zelanda.

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En el tránsito de 1882, España participó por primeravez de forma oficial, habilitando el gobierno un pre-supuesto de 20.000 pesetas para la adquisición deinstrumentos y gastos de expedición. Se enviaron dosgrupos de observadores, uno a Cuba y otro a PuertoRico.

En cualquier caso, el fenómeno de la gota negra vol-vió a perjudicar las observaciones, por lo que laparalaje solar quedaba determinada entre un valorde 8,790" y 8,880", lo que corresponde a unas dis-tancias Sol-Tierra de entre 148,1 y 149,7 millones dekm. Actualmente, el método de la paralaje es obsole-to, y las actuales mediciones efectuados con sondasespaciales y técnicas de radar cifran la paralaje en unvalor de 8,79415" ó 149,59787 millones de km. Hayque destacar que, a pesar de su mayor frecuencia,los tránsitos de Mercurio no se pueden utilizar parala determinación de la paralaje solar debido a suproximidad al Sol, por lo que las diferencias de cuer-das y de tiempo de paso son demasiado pequeñas.

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2.3 El tránsito de Venus del 8 dejunio de 2004

Como se ha mencionado anteriormente, éste será elprimer tránsito de Venus desde el 6 de diciembre de1882.

Durante el tránsito se producen cuatro contactos deldisco de Venus con el borde del círculo solar: doscontactos a la entrada, exterior e interior, y otros dosa la salida. También tiene lugar el momento del máxi-mo, cuando se alcanza la mínima distancia al centrodel disco solar (figura 31).

Figura 31. Horarios de los diversos contactos y recorrido de Venusproyectado sobre el disco del Sol para una posición geocéntrica(tomando como referencia el centro de la Tierra) del tránsito del 8 dejunio de 2004. Las horas indicadas están en Tiempo Universal. Venusemplea algo más de 6 horas en cruzar el disco solar (créditos F.Espenak, NASA/GSFC, adaptado por J.C. Casado).

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El tránsito del 8 de junio de 2004 será el primero delpar que formará con el que sucederá el 5 de junio de2012. Después, habrá que aguardar hasta los años2117 y 2125 para ver nuevos tránsitos de Venus, estavez en diciembre.

Este tránsito será visible por completo en Asia, exceptola porción del extremo este; en Europa, excepto elextremo suroeste de la Península Ibérica; enGroenlandia, excepto el extremo sur; en África, ex-cepto la parte oeste; y en la mayor parte del OcéanoÍndico.

Desde España será visible todo el fenómeno exceptoen las islas Canarias, donde se observará comenza-do, una vez que salga el Sol (figura 32).

Figura 32. Mapa mundial de visibilidad del tránsito de Venus del año2004 (créditos F. Espenak, NASA/GSFC, adaptado por J.C. Casado).

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Aunque Venus sobre el disco solar resulta visible asimple vista, tal como se ha señalado, la mejor mane-ra de disfrutar del fenómeno consiste en utilizar untelescopio, empleando alguno de los medios descri-

La siguiente dirección de Internet proporciona las cir-cunstancias locales del fenómeno para todas las ca-pitales españolas:http ://www.roa.es/Efemer ides/ t rans i tos/fases_venus.html#espana

El tránsito del 5 de junio de 2012 resultará visible to-talmente desde el norte de los países nórdicos, extre-mo Oriente, Rusia oriental, Mongolia, el este de Chi-na, Japón, Filipinas, Papúa Nueva Guinea, centro yeste de Australia, Nueva Zelanda, oeste del OcéanoPacífico, Alaska, norte de Canadá y casi todaGroenlandia. Desde España únicamente se verá el fi-nal del fenómeno a la salida del Sol en la región orien-tal de la Península Ibérica y Baleares (figura 33).

Figura 33. Mapa mundial de visibilidad del tránsito de Venus del año2012 (créditos F. Espenak, NASA/GSFC, adaptado por J.C. Casado).

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tos en «Seguridad en la observación del sol», pági-nas 88-89.

Para fotografiar el fenómeno se puede emplear unacámara fotográfica o una digital con cualquiera delos métodos de observación segura descritos. La ven-taja de la cámara digital reside en que visualizaremosinmediatamente la fotografía y podremos corregirenseguida los posibles defectos.

Puede resultar muy interesante y didáctico captar elevento con una cámara de vídeo o una webcam,acoplándolas a la óptica del telescopio. Como la du-ración del tránsito se prolonga durante varias horasdeben hacerse grabaciones breves a intervalos regu-lares de tiempo con el fin de obtener una «película»acelerada del fenómeno. En cualquier caso se reco-mienda haber realizado previamente pruebas paratener todo dispuesto el día del tránsito.

Con motivo del tránsito de Venus en el año 2004, elObservatorio Austral Europeo (ESO), en colaboracióncon otras instituciones astronómicas y educativas, haelaborado un completo programa de actividades,entre las que destacan transmisiones en directo delfenómeno por Internet y observaciones para deter-minar la paralaje solar. Su portal web http://www.vt2004.org ofrece amplia información del even-to y la posibilidad de participar en alguno de los pro-gramas establecidos para la observación del tránsito.También el IAC tiene un programa con diversas acti-vidades que incluyen observación en directo del fe-nómeno y retransmisión a través de internet desde elportal http//www.iac.es/tv2004

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La observación del tránsito de Venus requiere las mismasprecauciones que una observación normal del Sol. Dependiendodel tipo de observación deberemos atender a las siguientesindicaciones:

Sin instrumentación

Nunca mirar al Sol directamente o incluso con unas gafas de Solconvencionales.

Existen filtros solares homologados dispuestos a modo de gafas conmontura de cartulina, que son los únicos que ofrecen una completagarantía de seguridad en la visión del Sol. Sin embargo, debe tenerseen cuenta que la superficie del filtro puede estar dañada porrascaduras o pequeños orificios. Asimismo se deberá comprobar queno haya superado la fecha de caducidad, que se indica normalmenteen las gafas. En cualquier caso, estas gafas especiales han de llevar ellogotipo de normalización «CE» y deberán seguirse las instruccionesque las acompañan.

También se puede ver el Sol sin peligro proyectando la imagen queproporciona un pequeño agujero practicado con una aguja en unacartulina. La imagen así obtenida, aunque pequeña y poco definida,ofrece un medio para visualizar el fenómeno a un pequeño grupo depersonas. (véase el procedimiento en http://www.eclipse.org.uk/pparc_web/pinhole.html). Otra manera segura de realizar laobservación consiste en proyectar la imagen del Sol mediante unpequeño espejo plano tal como se indica en la siguiente dirección deInternet: http://www.eclipse.org.uk/pparc_web/mirror.html

SEGURIDAD EN LA

OBSERVACIÓN DEL SOL

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Con Instrumental

Existen diversas compañías que fabrican sistemas de proyecciónpara el Sol mediante dispositivos ópticos compactos ymecánicamente sencillos, permitiendo realizar la observaciónsimultánea y segura a un grupo de personas. Entre ellos podemosmencionar el Solarscope (http://www.solarscope.org/sp/index.sp.html) y el Sunspotter (http://www.starlab.com/ltiprod.html)

Si se utiliza un telescopio puede proyectarse la imagen queproporciona el ocular del telescopio. Bajo ningún concepto se debemirar directamente por el ocular del telescopio o el buscador (cuyaabertura deberá estar tapada), bajo riesgo de graves lesiones en elojo. Para localizar al Sol se observará la sombra proyectada por elmismo telescopio. Cuando ésta sea mínima, el Sol estará en elcampo de visión o muy próximo a él. Es aconsejable disponer de unocular de bajo aumento y gran campo.

El tamaño del disco proyectado puede variarse acercando yalejando la pantalla de proyección al ocular, intentando asimismocrear el ambiente más oscuro posible alrededor de la pantalla deproyección para aumentar el contraste y la visibilidad de losdetalles solares y el paso del planeta. Resulta más aconsejablerealizar este método con telescopios refractores, ya que con losreflectores se puede dañar la óptica (figura 26).

Para telescopios reflectores es más adecuado emplear un filtro deplena abertura homologado. Existen tanto en láminas de materialflexible como rígidas, algunas de vidrio óptico. En tal caso, laobservación se hará mirando por el ocular del telescopio con lacerteza de que el filtro se haya fijado firmemente en el tubo deltelescopio (véase direcciones de suministradores de filtros solares enhttp://skyandtelescope.com/observing/objects/sun/article_101_1.asp).

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Programas

Este programa es de uso libre (freeware), necesitán-dose para su instalación un descompresor de forma-to zip.

-http://home.plex.nl/~gottm/doa/software/VenusTransit2004.zipPara Windows (en inglés). Pequeño programa espe-cífico para el tránsito de Venus del 8 de junio de 2004.Una vez introducidas las coordenadas del lugar deobservación, calcula los diversos contactos del trán-sito y muestra gráficamente la posición del planetaen el disco solar.

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- http://www.mreclipse.com/Special/filters.htmlArtículo sobre filtros para observación solar por el es-pecialista B. Ralph Chou.

-http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/transit/transit.htmlPágina de referencia sobre los tránsitos de Mercurioy Venus. Ofrece amplia información y vínculos, in-cluyendo catálogos de tránsitos que cubren miles deaños.

- http://www.venus04.org/Información, actividades y transmisión en directo enEspaña del tránsito de Venus el 8 de junio de 2004.

- http://didaktik.physik.uni-essen.de/~backhaus/VenusProject.htmActividades educativas con motivo del tránsito deVenus del año 2004.

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3-OCULTACIONESFUERA DEL SISTEMASOLAR

3.1 Sistema dobles

3.1.1 Estrellas binarias eclipsantes

Hoy en día sabemos que la mayor parte de las estre-llas no deambulan solas por las galaxias sino que for-man sistemas múltiples, normalmente dobles. De lasestrellas cercanas al Sol, un 50% son dobles o binarias.

Se denomina sistema binario estelar a aquel forma-do por dos estrellas atrapadas mutuamente por gra-vedad y que orbitan, siguiendo las leyes de Kepler,alrededor del centro de masas del sistema. Existen trestipos de sistemas binarios (o estrellas dobles):

1) Binarias visuales, donde es posible distinguir, asimple vista, las dos estrellas (figura 34).

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Figura 34. Uno de las sistemas binarios más curiosos de nuestros cielosestá situado en Sirius, el sistema estelar Sirius A y B. A simple vista,aparece como la estrella más brillante del firmamento, localizada cercade la constelación de Orión. Pero, en 1862, Alvan Clark descubrió queel sistema es doble: Sirius A es una estrella similar al Sol (aunque mayor)mientras que Sirius B es una enana blanca, ambas situadas a unadistancia aproximada de 8 años-luz. Mientras que en longitudes de ondavisibles (telescopios ópticos) el brillo de Sirius A es mayor que B, cuandose observan en rayos X (Observatorio Chandra a bordo de un satélite)resulta que la componente B es más brillante que la A, como puedeobservarse en la fotografía (créditos NASA/SAO/CXC).

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2) Binarias espectroscópicas, en caso de que las es-trellas estén tan próximas entre sí (y lejanas de la Tie-rra), que sea imposible distinguirlas a simple vista ocon telescopios. Su naturaleza binaria se infiere a partirdel espectro del objeto, que nos informa de la diná-mica del mismo. Los cambios en la longitud de ondacentral de determinadas líneas espectrales de las es-trellas que forman el sistema binario permiten averi-guar sus velocidades (consecuencia del efectoDoppler). Después de una serie de cálculos se dedu-ce que lo que originariamente era un objeto en reali-dad son dos estrellas que se acercan y alejan de no-sotros de forma periódica, indicando que estánorbitando una alrededor de otra.

3) Binarias eclipsantes, cuando la línea de visión delsistema está contenida en el plano de revolución delas estrellas alrededor de su centro de masas. En estascondiciones, las estrellas podrán ocultarse mutuamen-te produciendo pequeños eclipses que se traduciránen disminuciones periódicas de luminosidad o bri-llo. Se llamará «eclipse principal» cuando la estrella«pequeña» oculte a la mayor y el fenómeno inversose llamará «eclipse secundario».

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Las binarias eclipsantes también pueden ser visualesy/o espectroscópicas. A partir de cambios periódicosde brillo del objeto que contiene el sistema estelarbinario es posible averiguar la geometría del sistemaasí como la relación de masas y tamaños de las estre-llas individuales.

3.1.1.1 Actividad 4: Eclipses en sistemas binarios

Como hemos comentado anteriormente es posibleaveriguar parámetros físicos del sistema estelar binarioeclipsante a partir de la forma de su curva de luz.

En astronomía se denomina curva de luz a una re-presentación bidimensional (ejes cartesianos X-Y) dela luminosidad o brillo de un objeto (eje Y) frente auna escala de tiempos (eje X, por ejemplo, horas odías). Para la gran mayoría de los objetos, esta curvaes una recta constante, pero existen algunos objetosespeciales que tienen variaciones, más o menos pe-riódicas, y que se denominan objetos variables.

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Las estrellas binarias eclipsantes, debido a sus varia-ciones de brillo, pertenecen a los objetos de tipo va-riable en general, y son un tipo de estrellas variablesen particular.

Para calcular la curva de luz de un objeto es necesa-rio observar, de forma simultánea, nuestro objeto yuna estrella de comparación (debemos estar segurosde que nuestra estrella de comparación no esvariable).

Para representar la curva de luz debemos calcular lasdiferencias de magnitudes entre el objeto y la estrellade comparación. Si la observación es visual, debere-mos conocer, también, alguna estrella de calibración.Nuestra recomendación, para esta práctica, es reali-zarla usando algún detector electrónico como, porejemplo, una cámara CCD unida a un pequeñotelescopio. A partir de las imágenes obtenidas con eldetector, calcularemos las intensidades o flujos de losobjetos y a partir de éstos las magnitudes según lasiguiente relación:

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donde objF y comF son los flujos del objeto y la estrellade comparación, respectivamente, y y susmagnitudes, mientras que A es una constante que de-pende del sistema (detector+telescopio). Finalmente,si calculamos la diferencia de magnitudes obtendre-mos:

Así, cuando trabajemos con detectores digitales, ladiferencia de magnitudes entre nuestro objeto y laestrella de comparación será igual a 2,5 veces ellogaritmo del cociente del flujo de la estrella de com-paración y el flujo del objeto (número de cuentas sitrabajamos con un detector CCD) corregidas de fac-tores instrumentales.

y ,( )objobj FAm log5,2−= ( )comcom FAm log5,2−=

( )[ ] ( )[ ]

( ) ( ) ⎟⎠⎞

⎜⎝⎛=−=

−−−=−=∆

obj

comobjcom

comobjcomobj

FFFF

FAFAmmm

log5,2log5,2log5,2

log5,2log5,2

objm

comm

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Dependiendo de la forma de la curva de luz distin-guiremos tres tipos de estrellas binarias eclipsantes:

1) Algol. Es una binaria semidesconectada, es de-cir, las dos estrellas compañeras no se deforman mu-tuamente por gravedad. La curva de luz se man-tiene constante durante las fases fuera de eclipse. Losperiodos de cambio de magnitud van de 5 horas a25 años, siendo el prototipo Algol (Beta Persei, verfigura 35) la primera binaria eclipsante descubierta.

Figura 35. Curva de luz del sistema binario eclipsante Algol (BetaPersei).

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2) Beta Lyrae. En este caso, las estrellas binariasestán muy cercanas y existe transferencia de masaproduciendo un disco de acrecimiento alrededor dela secundaria que la oculta. La curva de luz no esplana en ningún momento y, por tanto, no es posibledeterminar el momento en que el eclipse comienzao finaliza. Los periodos de variación exceden en ge-neral de un día.

3) W Uma. Es una binaria donde las estrellas es-tán muy próximas y, por tanto, llegan incluso a mez-clar sus atmósferas. La curva de luz cambia continua-mente y los períodos de variabilidad son menores aun día. No es posible determinar el comienzo o fina-lización de los eclipses.

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Para poder realizar la actividad será necesario cono-cer qué estrellas binarias eclipsantes tendrán eclipsesla noche en que queramos observar. También debe-remos conocer la situación del objeto así como lalocalización de posibles estrellas de comparación.Existe un buen programa de cálculo de efeméridesen:

http://www.roll inghil lsobs.org:8000/perl/calcEBephem.pl

Finalmente, si después de obtener una buena curvade luz seguimos animados, podemos intentar dedu-cir los parámetros físicos del sistema binario.

Existen varios programas de simulación de modelosy obtención de curvas de luz sintéticas que podre-mos comparar con nuestra curva experimental. Unbuen programa lo encontraremos en: http://www.cosmion.net/software/ebs/

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3.2 Agujeros negros

Los agujeros negros son, sin lugar a dudas, los obje-tos más atractivos de la Astrofísica moderna. Postula-dos de forma teórica por Einstein a mediados del si-glo pasado, no fue hasta la década de los 90 cuandose confirmó su existencia a partir de datos experimen-tales fruto de observaciones telescópicas.

Pero los agujeros negros tampoco suelen viajar so-los, sino que suelen formar parte de sistemas dobles(formados originalmente o simplemente capturadospor gravedad en fases finales). La conclusión es quelos agujeros negros suelen tener estrellascompañeras.

Debido al intenso campo gravitatorio del agujeronegro, la estrella compañera es deformada y parte desu materia se precipita hacia él.

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La materia arrancada y que orbita alrededor del agu-jero negro se denomina disco de acrecimiento don-de, debido a violentos choques, se producen inten-sos fogonazos de luz (principalmente en longitudesde onda muy energéticas como los rayos X) (figura36).

Figura 36. Sistema doble formado por un agujero negro (derecha) yuna estrella (izquierda). La fotografía es una simulación de lo que podríaser el sistema XTEJ1118+480, candidato a agujero negro (créditos:NASA/SAO/CXC).

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Si el plano de rotación de la estrella compañera y elagujero negro contiene a nuestra línea de visión, laestrella puede eclipsar, de forma periódica, la luz deldisco de acrecimiento produciendo ocultaciones. Laforma y el periodo de estas ocultaciones pueden ayu-darnos a descifrar parámetros morfológicos tanto delagujero negro como del disco de acrecimiento.

3.3 Exoplanetas

La existencia de planetas orbitando estrellas distintasal Sol fue una simple hipótesis hasta que, en el año1995, los astrónomos europeos Mayor y Queloz con-siguieron convertirse en los primeros en detectar, deforma inequívoca, la existencia de un planeta másallá del Sistema Solar, también llamado exoplaneta,en la estrella 51 Pegasi.

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Desde entonces, y usando distintas técnicas, ya con-tamos con 110 exoplanetas (censo de septiembre de2003) y la lista crece año tras año (figura 37). Puedeencontrarse una lista actualizada en:

h t t p : / / w w w. p r i n c e t o n . e d u / ~ w i l l m a n /planetary_systems/

Figura 37. Imagen en infrarrojo, tomada por el Telescopio EspacialHubble de lo que podría ser un planeta extrasolar. El objeto superior másbrillante es un sistema binario estelar en su última etapa de formaciónmientras que el protoplaneta, expulsado del sistema binario, es el objetoque aparece en la parte inferior izquierda de la imagen (créditos S.Terebey (Extrasolar Research Corp. y NASA).

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Hay distintos métodos para detectar exoplanetas.Debido a la diferencia de brillos entre la estrellasmadre y sus posibles planetas y a la cercanía de éstosa la estrella es muy difícil conseguir una observacióndirecta del exoplaneta y, por tanto, es necesario utili-zar métodos indirectos.

Uno de estos métodos consiste en detectar disminu-ciones de luz periódicas en la estrella madre debidoa ocultaciones, o eclipses, producidas por alguno desus planetas (figura 38).

Figura 38. Curva de luz del tránsito o eclipse de un planetaextrasolar por su estrella madre (créditos Hans Deeg).

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Para poder usar este método de detección indirectaes condición necesaria que el plano de la órbita delexoplaneta contenga nuestra línea de visión, pudien-do así producirse ocultaciones y tránsitos delexoplaneta con su estrella madre.

El primer exoplaneta descubierto por el método deltránsito fue uno localizado en el sistema de la estrellaHD209458. El descubrimiento se dio a conocer du-rante el año 2000.

3.3.1.1 Actividad 5: Búsqueda de exoplanetas

Para intentar detectar el eclipse o tránsito de unexoplaneta por su estrella madre es necesario disponerde un telescopio con un diámetro mínimo de 20 cm yun detector electrónico como, por ejemplo, una CCD.

Las disminuciones de luz en la estrellas madre son muypequeñas. Para detectar el eclipse producido por unexoplaneta necesitaremos medidas de brillo o magni-tud con errores menores a la centésima de magnitud(0,01 magnitudes). Por ello, esta actividad necesita degran precisión y un buen equipo.

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Para realizar la actividad será necesario calcular lacurva de luz de la estrella elegida (ver actividad 4 paradefinición y cálculos de curvas de luz) y será muyimportante elegir unas buenas estrellas de compara-ción para obtener errores de medida del brillo estelarmuy pequeños.

Tenemos dos posibilidades, primero, y para calibrarnuestro sistema, podemos intentar observar y repro-ducir eclipses de exoplanetas ya conocidos (ver pá-gina web con todos los sistemas extrasolares conoci-dos). Una vez nuestro sistema funcione perfectamen-te podemos intentar descubrir un exoplaneta miran-do a alguna de las cientos de miles de estrellas delfirmamento.


Software

Estos programas para ordenador pueden conseguirseen las direcciones de Internet que se indican y la mayo-ría son de uso libre (freeware). Algunos de ellos requie-ren para su instalación un descompresor de formato zip.

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- http://www.atomtime.com/Para Windows (en inglés). AtomTime es una aplica-ción que conecta con la hora del servidor del relojatómico que se encuentra en Boulder (Colorado,EEUU), proporcionando la posibilidad de sincronizarcon este patrón de tiempo el reloj de nuestro PC.

- http://astrosurf.com/ccdbazar/D-Logiciels/Occultime/Occultime.htmlPara Windows (en francés e inglés). Occultime es unasencilla utilidad que permite registrar los instantes delas ocultaciones en un archivo haciendo uso del re-loj del ordenador.

- http://astroqc.free.fr/jjlive/index.htmlPara Windows (en francés). JJLive es otro pequeñoprograma que muestra en tiempo real el día juliano yel día en fracción decimal, además de conversionesentre fecha gregoriana y juliana.

- http://www.physics.sfasu.edu/astro/software/galsat53.zipPara MS-DOS (en inglés). Galilean Satellites es unprograma gráfico que muestra las posiciones relati-vas de las lunas mayores de Júpiter para una fechadeterminada.

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- http://www.astrosurf.com/rondi/jupiter.htmPara Windows (en francés). Jupiter es un programagráfico que muestra las posiciones relativas de los sa-télites galileanos de Júpiter. Se pueden realizar ani-maciones y muestra mediante informaciones de tex-to los fenómenos ocultantes que se producen.

- http://www.physics.sfasu.edu/astro/software/jme3.zipPara Windows (en inglés). Jovian Moon Events HighAccuracy calcula con la precisión de 1 minuto lostiempos de los eclipses, ocultaciones y tránsitos delos satélites galileanos en forma de archivo de texto.

- http://www.physics.sfasu.edu/astro/software/satsat2.zipPara MS-DOS (en inglés). Satellites of Saturn muestragráficamente las posiciones relativas de los satélitesde Saturno para una fecha determinada.

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- http://www.cox-internet.com/ast305/binstar.htmlDesde esta excelente dirección se nos muestra am-plia información sobre estrellas binarias eclipsantes,incluyendo artículos, ejemplos en hojas de cálculos,y diversos programas para ordenador (incluso enJAVA), además de catálogos de este tipo de estrellas einformación adicional.

http://sus.univ.szczecin.pl/~ecliptic/vesta3en.htmTutorial para realizar fotometría de precisión en estre-llas variables mediante una webcam.

- http://www.nineplanets.org/Amplia información bien organizada y expuesta so-bre el Sistema Solar y sus diversos cuerpos.

- http://www.imcce.fr/Phemu03/phemu03.htmlPágina de la campaña PHEMU03, con numerosa in-formación y enlaces de interés.

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ÍNDICE GENERAL

3....INTRODUCCIÓN 7....1- OCULTACIONES EN ASTRONOMÍA 7...... 1.1 Satélites de Júpiter y Saturno20.......1.2 Ocultaciones de estrellas por la Luna21.......1.2.1 Normales24.......1.2.1.1 Actividad 1: Ocultación estelar normal por la Luna29.......1.2.2 Rasantes31.......1.2.2.1 Actividad 2: Ocultación estelar rasante por la Luna35.......1.3 Ocultaciones de estrellas por asteroides38.......1.3.1 Asteroides simples43.......1.3.1.1 Actividad 3: Ocultaciones estelares por asteroides53.......1.3.2 Asteroides binarios56.......1.4 Ocultaciones de estrellas por planetas60.......1.5 Ocultaciones de planetas por la Luna62.......1.6 Ocultaciones de planetas por planetas66.......1.7 Recursos en Internet70....2 - TRÁNSITOS70.......2.1 Tránsitos de Mercurio76.......2.2 Tránsitos de Venus84.......2.3 El tránsito de Venus del 8 de junio de 200490.......2.4 Recursos en Internet92....3 - OCULTACIONES FUERA DEL SISTEMA SOLAR92.......3.1 Sistema dobles92.......3.1.1 Estrellas binarias eclipsantes95.......3.1.1.1 Actividad 4: Eclipses en sistemas binarios101.....3.2 Agujeros negros103.....3.3 Exoplanetas106.....3.3.1.1 Actividad 5: Búsqueda de exoplanetas107.....3.4 Recursos en Internet

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UNIDAD DIDÁCTICA OCULTACIONES · 2019-09-16 · el telescopio más pequeño. ... un telescopio de aficionado depende del tamaño del ... Cuando el plano del ecuador de Saturno se