viernes, 10 de febrero de 2012

El Transito de Venus y el factor de escala

Como ya saben, los planetas se mueven en orbitas en torno al Sol, esto implica, claro, que en algún momento un planeta se interpondrá entre sus vecinos y el Sol. Esto pasa con los dos planetas interiores (mas cercanos al Sol) de la Tierra, nuestros vecinos Venus y Mercurio.

Cuando sus orbitas los llevan a los lugares adecuados, desde la Tierra se ven a estos  planetas cruzando la superficie del Sol, a esto se le llama un transito. Mientras que los tránsitos de Mercurio son relativamente comunes, los tránsitos de Venus son mas raros pero mucho mas interesantes. Por una parte los tránsitos de Venus son mas fáciles de observar, al ser Venus un planeta casi tan grande como la Tierra y al estar en una orbita tan cercana a la Tierra se ve un punto grande oscuro ante la superficie brillante del Sol, y por otra parte estos tránsitos tienen mucho historia.

Dejare la historia de los tránsitos de venus para otra entrada ahora lo que quiero es hablarles del siguiente transito de Venus, este 5 de Junio (2012) y las formas de observarlo.

En primer lugar veamos desde donde se podrá observar el transito. Vean el siguiente mapa para que se den una idea:

Mapa de visibilidad del Transito de Venus.

En efecto no desde cualquier lugar se podrá observar, por lo que les recomiendo a los que viven e la parte del mundo adecuada que estén pendientes con su equipo de observación y que recuerden que esto es una observación solar e implica todos los riesgos asociados a ver el Sol por lo que se les pide leer las entradas sobre seguridad en observación solar 1 y 2.

Pero veamos, si lo quieres observar únicamente de forma visual (sin fotografiar), les basta con tomar las precauciones adecuadas. Pero si quieren tomar imágenes del transito ya la cosa se pone mas difícil, pero es mas interesante.
Para Lograr tomar fotografías uno necesitaría un telescopio, filtro solar y la cámara.

Sobre el telescopio recomendaría que sea chico, un pequeño refractor de 60 mm estaría bien aunque no se debe descartar el uso de otros telescopios pequeños (yo usare un Schmidt-Cassegrain de 150mm).

Sobre el filtro, usar un Baader el cual es recomendable. Aunque si pueden gastar un poco mas les recomiendo un Thousand Oaks de polímero. Ambos son de densidad 5 lo que los hace muy seguros ( tengo un Thousand Oaks y también estoy muy contento con el).

Ahora, sobre la cámara. Mientras que los CCDs astronómicos sueles estar diseñados para observación nocturna, es mejor para el Sol, usar una cámara planetaria. Muchas veces uno elije el equipo con el cual esta mas familiarizado, pero en el caso de la cámara uno podría pensar mas en la situación a resolver.

Durante el transito, venus se vera con un tamaño aproximado de 58" (segundos de arco). Por lo que queremos lograr la mayor resolución posible, mientras que el Sol tiene un diámetro de 1800" aprox (medio grado). Así que vemos que este es uno de esos casos en los que queremos fotografiar cosas en el cielo con la mayor resolución posible. Es algo que sueles pasar con objetos del sistema solar, por ejemplo cuando queremos fotografiar un planeta o la Luna y queremos que se vean la mayor cantidad posible de detalles en al superficie.

Así que veremos como calcular de que tamaño son los detalles mas finos que podemos obtener en una fotografía.  Primero aprenderos a calcular algo llamado "factor de escala" lo que llamare fs que es el tamaño angular que ocupa cada pixel de la cámara con un telescopio dado. 

Primero definamos algunas cosas:
Tamaño angular.- Es el tamaño del que se ve un objeto, por ejemplo, el Sol y la Luna se ven de 0.5 grados.
Medidas de tamaño angular.- Del horizonte al cenit (punto mas alto del cielo) se tienen 90 grados (90°), un grado se divide en 60 "minutos de arco" (60´) y cada minuto de arco en 60 "segundos de arco" (60").
Apertura.- (D) Es el diámetro del objetivo del telescopio (ya sea espejo o lente), medido en milímetros, (por ejemplo, el telescopio que usare tiene un objetivo de 150 mm).
Relación focal.- Es la medida de cuantas veces la apertura cabe en la distancia focal. Se suele anunciar con el signo "f/". (el telescopio que usare es f/10)
Distancia focal.- Es "Df" Es la longitud del camino que tiene que recorrer la luz dentro del telescopio entre que toca el objetivo y que se enfoca la imagen, se mide en milímetros y se calcula multiplicando la relación focal por la apertura. Es decir:
(Df= D*f/)
en nuestro caso la distancia focal del telescopio es:
Df=150 mm x 10 =1500 mm

Mientras que de cámara tenemos dos cosas:
Tamaño del píxel.- (Tp) Es el tamaño del lado de cada píxel (suelen ser cuadrados), se miden en micrómetros "um" (en realidad necesito el signo micra en griego pero no lo tengo aquí ) y tenemos 1000 micrómetros en un milímetro. Mi cámara tiene píxeles de 4.4 um.
Tamaño del sensor.- Son las dimensiones del chip de la cámara que se saca multiplicando el tamaño de cada píxel por el numero de píxeles en cada lado. Por ejemplo , un chip de 1200x1600 píxeles tiene 5.28 x 7.04 mm.

Ahora si, el factor de escala, es decir cuando espacio de cielo cae en cada píxel se saca así:

fs=206.264 x (Tp /Df)

donde el 206.264 es una constante que usaremos para manejar mejor las unidades, luego vemos de donde dale. Aquí Tp se una micrómetros y Df en milímetros. Así que el sistema del que he hablado tiene:

fs= 206.264 x 4.4 /1500 = 0.6 "/px (segundos de arco por píxel)

aquí, mientras mas pequeño sea el numero mayor la resolución. Pero la resolución del teórica del sistema sera siempre el doble de fs, es decir que el detalle mas pequeño que pueda ver en la fotografía sera de 1.2".

Pero claro, que en realidad lo que nos ponga un limite fuerte en la resolución serán las condiciones atmosféricas. Pero con esto ya pueden determinar que características son necesarias en el equipo para fotografiar algo que deseen. Por ejemplo, si tengo  fs =0.6 " y Venus se vera de 58" espero ver a Venus ocupando:

58/0.6 =96 

96 píxeles en cada fotografía. Y el campo total del cielo que vea con la cámara que tiene el chip de 1200 x 1600 es de

(1200x0.6) x (1600x0.6) = 720" x 960" = 12´x 16'

es decir, casi veré una cuarta parte del Sol con Venus de 96 píxeles.

Así que ya saben como hacer los cálculos necesarios para esta o cualquier otra astro-fotografía que quieran tomar.
 


viernes, 3 de febrero de 2012

Ciclo solar I (lo que se ve)

Todas las estrellas son enormes sistemas don de se genera, transmite y emite energía. Mientras que la generación de energía se lleva a cabo en el núcleo, la transmisión se da por una serie de capas que rodean al núcleo y  la emisión se da en la superficie. El Sol, como todas las estrellas sigue esta conducta. 

Sol visto con un filtro de Hidrogeno alpha, (656.6 nm) donde se ven tanto filamentos (las estructuras oscuras sobre el disco) como una series de prominencia con una de considerable tamaño arriba a la izquierda.
 Pero resulta que no siempre el ritmo con el que sale la energía es igual al ritmo con el que se genera, cuando esto pasa, se dan una serie de fenómenos que hacen que las capas que rodean al núcleo se hagan mas o menos transparentes y por lo tanto se altere la cantidad de energía que sale. Esto hace que las estrellas pasen por ciclos en los cuales la energía total que sale de ella aumenta y disminuye. Aun estrellas tan "tranquilas" como el Sol tienen estos ciclos. En el caso de nuestra estrella el ciclo dura 22 años, pero se suele dividir en dos sub-ciclos de 11 años.

Uno difícilmente se da cuenta de estas variaciones estando cómodamente en la Tierra con una densa y pesada atmósfera y considerable magnetosfera rodeándonos y protegiéndonos de la mayor parte de la radiación solar. Pero una de las muchas formas que tiene el Sol de liberar energía es formando potentes campos magnéticos que a su vez generan una serie de fenómenos, tales como filamentos, prominencias, ráfagas y manchas. Todas estas cosas suelen aparecer en las llamas "regiones activas", así que veamos que es cada uno de estos fenómenos:

-Regiones activas. Son regiones en la superficie del Sol que manifiestan un incremento de actividad, lo cual se nota por la mayor incidencia de manchas, filamentos y prominencias. Se pueden observar en varios filtros.

-Manchas solares. Regiones muy localizadas en la superficie solar donde potentes campos magnéticos salen y luego entran de nuevo atravesando la superficie. En las zonas donde el campo entra o sale la temperatura es un poco menor (baja de 5400 °C a 4000 °C). Esta diferencia es suficiente para que la mancha, a pesar de estar emitiendo luz se vea negra en comparación con el resto de la superficie. Las manchas suelen tener dos regiones, una central y muy oscura llamada "umbra" y otra que la rodea y no es tan oscura llamada "penumbra". 

Una variante de las manchas son los pequeños "poros", que son pequeñas manchas que consisten solo en "umbra". Se requiere un filtro en visible o continuo para poder verlas, filtro Baader da buenos resultados.

Imagen del Sol con un filtro en visible, se ve una mancha grande con la umbra(la parte mas oscura) y penumbra (rodenado la umbra) claramente notables, se ven también pequeñas manchas llamadas "poros".

-Filamentos. Como se menciono arriba, en algunas regiones, campos magnéticos en el Sol salen y vuelven a entrar a la superficie. Puede pasar que el material del Sol, que es plasma y por lo tanto es muy sensible a los campos magnéticos siga estos campos formando largo arcos sobre la superficie. Cuando estas estructuras se ven sobre el disco del Sol se ven como nubes largas y oscuras y las llamamos filamentos. 

Cuando se ven a los lados del Sol con el espacio de fondo se ven brillantes y las llamamos Prominencias. Así que prominencias y filamentos son físicamente lo mismo pero visto en lugares diferentes. Requieren de un filtro en hidrogeno, en la linea H-alfa (656.6 nanómetros).

-Ráfagas. Son liberaciones repentinas de energía que abarcan todo el espectro, es decir, que se emite energía en ondas de radio, infrarrojo, luz visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Ocasionalmente estando acompañadas de liberaciones de materia. Se detectan con sensores de rayos X en orbita o emisiones de radio en Tierra.

Así que si ya leyeron las entradas anteriores sobre formas seguras de observar el Sol les podría interesar que a finales de este año o principios de 2013 se espera el siguiente máximo de actividad solar con lo que la incidencia de manchas, filamentos, prominencias y ráfagas sera mayor.



En siguientes entradas hablaremos sobre un pequeño proyecto que pueden hacer si tienen un telescopio solar o un sistema de proyección tal como se vio en las entradas anteriores. Es una buena oportunidad para registren ustedes mismos registren el máximo solar.
Una imagen en Hidorgeno alfa mostrando una misma estructura en una parte como filamento(sobre el disco) y otra como prominencia(sobre el espacio).


Todas las imágenes en esta entrada han sido tomadas y procesadas por el autor y están bajo la misma licencia que el resto del blog, por lo que pueden ser usadas con cualquier propósito NO COMERCIAL mientras se de el crédito adecuado. Para uso educativo se pueden generar variantes con información adicional ante contacto con el autor.