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- El lenguaje de la luz ( IV )- Observación de la Estación Espacial- El proyecto VISTA ( I )

N.º 35 - Año XII. - 2º Trimestre de 2008

Boletín patrocinado por:

Galileo N.º 35 - Año XII - 2.er Trimestre de 2008

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GALILEOBoletín Astronómico

N.º 35. - 2º Trimestre de 2008Boletín de la AgrupaciónAstronómica Vizcaína/Bizkaiko Astronomi ElkarteaAAV/BAESede:Locales del Departamento deCultura de la Diputación Foral deVizcaya - Bizkaiko Foru AldundiaC/. Iparraguirre 46, - 5.º Dpto. 248012 BilbaoHorario:Martes, de 19:30 h. a 21:30 h.E-mail: [email protected]: http://www.aavbae.netEdición y maquetación:Eduardo Rodríguez GALILEO en internet:http://www.aavbae.net/boletín.phpDepósito Legal: BI-420-92Colaboran en este número:Juán A. Somavilla, EmilioMartínez, Esteban Esteban, AlexEscartín.Este ejemplar se distribuye deforma gratuita entre los socios/asy colaboradores/as de laAAV/BAE. Ésta no se haceresponsable del contenido de losartículos, ni de las opinionesvertidas en ellos por susautores/as. Queda prohibida lareproducción total o parcial decualquier información gráfica oescrita, por cualquier medio, sinpermiso expreso de la AAV/BAE.© AAV/BAE 2008

Editorial

A primeros de octubre pasado apareció en la prensa escrita el proyecto de la fu-tura remodelación de Zorrozaurre, con unas imágenes virtuales impresionantes detodas las estructuras a construir en las que se detallaban los distintos campos (vi-viendas, zonas de esparcimiento y ocio, comercio, vías de transporte y circulación,etc., etc.).

Mi primera impresión de las vistas fue excepcional ante el gran cambio y apa-rente mejora modernista de una zona tan degrada del Gran Bilbao. A continuación,gravemente entendía que todas estas infraestructuras implican obligadamente, unacondición de la visión nocturna con su vida social y económica, un consumo ener-gético eléctrico elevado. Por lo tanto, si no se instalan las medidas necesarias anti-contaminantes del sistema lumínico, el incremento de un foco contaminante más, sesumará a los ya existentes.

Esta zona es el único punto oscuro de todo el corte de la ría hasta su desem-bocadura en el Abra. A mi entender, aún se está a tiempo de no cometer los mismoserrores acontecidos en la remodelación de todo el Ensanche. Adecuar la ilumina-ción nocturna no significa priorizar la apariencia estética de las pantallas lumíni-cas, sino que se debe poner en primer lugar la condición de iluminar eficientemen-te la zona donde se desarrolla la vida social, respetando el medio ambiente, únicavía para que el "Desarrollo Sostenible" tan cacareado por las instituciones y gru-pos políticos sea real y no una declaración gratuita.

Juan A. SomavillaPresidente de la AAV/BAE

En portada: Imagen obtenida por lacámara SSI de la sonda Phoenix ensu día de misión nº 2.La fotografía muestra el Noroeste dela sonda. Créditos: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/TexasA&M University

Índice

El lenguaje de la luz ( IV ) 4

Observación de la Estación Espacial 7

Efemérides Planetarias 10

Efemérides diarias 12

Observando el Sol 14

El proyecto Vista 18

Actividades de la Agrupación 22


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En esta entrega de la "saga",me voy a saltar la radiaciónelectromagnética que es cap-

tada por la visión humana, ya queen nuestra práctica observacionalastronómica habitual, la pequeñaventana que nos permite pasar ho-ras extasiados de la belleza que nosmuestra cada noche la cúpula ce-leste, hice ya referencia en el pri-mer capítulo del rango de onda quecaptan nuestros ojos.

Paso a desarrollar otra radiaciónque es contigua a la ventana visi-ble, muy estudiada desde hace 150años y que tantos descubrimientosnos ha aportado desde las prime-ras observaciones realizadas des-de la Tierra hasta las desarrolladasdesde el espacio. Hablamos de laradiación infrarroja.

Ya en 1800, el astrónomo inglésSir William Herschel detecta a tra-vés de un termómetro la reacciónde éste al situarlo más allá de la ra-ya roja del espectro del Sol, deno-minando a esta radiación infrarro-ja. Esta radiación es invisible parael ojo humano puesto que nuestrosreceptores naturales ópticos no sonsensibles a estas ondas electro-magnéticas. Sólo son posibles dedetectar desde la Tierra, situandolos detectores a gran altura y en-friándolos a una temperatura cer-cana a los -273ºC. La baja atmós-fera de nuestro planeta y el vaporde agua suspendido en ella, filtra lamayor parte de esta radiación querecibimos del Universo. Además, lapropia instrumentación utilizada ensu detección genera una tempera-tura de trabajo que es necesario re-ducirla con enfriamiento para queno contaminen las medidas.

Como bien señala su nombre -radiación infrarroja- se encuentraen el espectro electromagnético queva detrás del rojo de la luz visible,abarcando una gran zona que co-mienza desde los aproximadamente700 nanómetros hasta los 1,5 mi-límetros de longitud de onda, a par-tir del cual las ondas de radio tie-nen su feudo.

Los astrónomos dividen estabanda infrarroja en cuatro camposdefinidos como el infrarrojo cerca-no, el infrarrojo medio, el infrarrojolejano, y las ondas submilimétricasestas de un rango entre 0,1 mm.hasta casi 1,5 mm., campo éste úl-timo muy estudiado desde la Tierraal que haré referencia al final deltrabajo. Estos cuatro campos en losque se divide el estudio del infra-

rrojo posibilitan abarcar todo el ran-go de esta radiación permitiendoa los observatorios profesionalesalcanzar cotas de descubrimientosinnumerables en el comportamien-to del Universo.

En las dos últimas décadas delsiglo pasado, dos instrumentos lan-zados por el hombre al espacio pa-ra estudiar en este rango, nos hi-cieron vibrar a los aficionados a laAstronomía con sus descubrimien-tos. Hasta entonces penetrar másallá de las nubes interestelares yconocer lo que había detrás de ellasy entender su composición eran ta-reas de tesis sin corroborar su realexistencia. A partir de la puesta enmarcha de estos dos detectores, sehicieron visibles a los ojos huma-nos infinidad de cuerpos celestes,nunca antes estudiados aunque siintuídos, proporcionando datos desu situación, creación y proceso.

El primero de ellos, llamadoIRAS (Infrared Astronomical Sate-llite) (fig.1), fue lanzado en enerode 1983. En su construcción parti-ciparon la NASA, Reino Unido y Pa-íses Bajos, finalizó su misión que-mándose en la atmósfera terrestreen noviembre del mismo año, cor-ta vida de diez meses, en la queprácticamente registró gran partede la bóveda celeste en longitudesinfrarrojas de los 12, 25, 60 y 100micrómetros, acumulando mas demedio millón de fuentes infrarrojasmuchas de las cuales hacen refe-rencia a galaxias en formación y po-sibles sistemas de formación pla-netaria en torno a estrellas (discosde polvo alrededor de soles).

Recuerdo aquel año en nuestraAgrupación en la que el presidenteen funciones nos contagió de su en-tusiasmo al presentarnos imágenesnunca vistas hasta entonces de ne-bulosas, galaxias y estrellas en for-mación, sobre todo la impresionantefotografía de la estrella Vega (Lyra)con su anillo de polvo en torno a lamisma, como principio de la crea-ción de un sistema planetario pa-

El lenguaje de la luz (IV)J. A. Somavilla - [email protected]

Fig. 1

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recido al del comienzo de nuestroSistema Solar. ¡ Inédito!.

El segundo observatorio espa-cial mencionado es el ISO (InfraredSpace Observatory) (fig.2). Co-mandado por la ESA en colabora-ción con la antigua ISAS (Nasa yJapón), fue puesto en órbita en no-viembre de 1995 trabajando sindescanso hasta mayo de 1998 yacabando sus días como el ante-rior descrito. Telescopio más sesensible que el anterior, obtuvo endistintos rangos del infrarrojo infi-nidad de detalles desde objetos es-telares con temperaturas muy fríashasta multitud de espectros de nu-bes interestelares con objetos ex-tremadamente fríos en su interior.Muchos de estos datos se siguenestudiando hoy en día sirviendo debase a los nuevos descubrimientosque se obtienen actualmente.

Su casi año y medio de vida su-puso un salto científico con res-pecto a su antecesor ,el IRAS. Meexplico, la medición de toda la ex-tensa banda del infrarrojo que ensu límite superior llega hasta las on-das submilimétricas obliga a los de-tectores a situarlos para su correc-to funcionamiento a unatemperatura cercana a los -273º C,porque la influencia de fuentes emi-tiendo a temperaturas cercanas ha-cia el 0º C, degradaría las deten-ciones de los cuerpos celestesintensamente fríos. Por eso, los ins-trumentos son enfriados con heliolíquido, gas que permite alcanzarla temperatura mencionada, peroque a su vez, con el paso del tiem-po, se evapora, su presión se re-duce y acaba agotándose y el re-gistro de medidas deja de ser fiable.Este fue el motivo de la corta dura-ción de vida del IRAS y algo máslarga la del ISO, puesto que suconstrucción tecnológica era supe-rior.

En agosto de 2003 la NASA en-vía al espacio el satélite SpitzerSpace Telescope (fig.3), equipadocon instrumentos ultra sensibles,realiza estudios en distintos rangosdel infrarrojo, como análisis foto-métricos en la banda de 3 a 180 mi-crómetros combinando trabajos es-pectroscópicos en un rango de 50a 100 micrómetros. Este observa-

torio, prácticamente desde hacecuatro años, está dedicado ínte-gramente al estudio del origen yevolución del Universo y no hay díaque pase sin que aparezca en lared y en revistas especializadas,imágenes espectaculares de susdescubrimientos. En la última reci-bida en la Agrupación de ASTRO-NOMIA (octubre de 2007) apare-ce una imagen de este satéliteexcepcional. Echarla un vistazo.

La ESA (Agencia Espacial Eu-ropea) lanza al Espacio el 9 de no-viembre de 2005 una sonda dedi-cada exclusivamente al estudio deVenus, llamada Venus Express. En-tra en operatividad a mediados demayo de 2006 observando a nues-tro vecino planeta en una ampliagama de todo el espectro electro-magnético. Entre estos instrumen-tos destaca uno llamado VIRTIS,cuya banda de trabajo comienza enel Ultravioleta, pasando por el vi-sible y llegando hasta el infrarrojo.Tengo que destacar que un equipocientífico de la UPV (Universidaddel País Vasco) liderado por el Doc-tor Agustín Sánchez Lavega, parti-cipa en el estudio con este instru-mento, cuyas observaciones en el

infrarrojo detecta el comportamien-to en el nivel de los 30 Km. de alti-tud de la capa atmosférica venu-siana. En la anterior recomendaciónde ver el número mencionado deASTRONOMIA aparece tambiénuna imagen de esas capas nubo-sas de Venus. Fantástica.

El último observatorio de infra-rrojos, conocido como AKARI, fuelanzada al espacio en febrero de2006. Observatorio japonés conparticipación europea, escruta elcielo profundo desde el cercano in-frarrojo (1,7 micrómetros) hasta ellejano infrarrojo (180 micrómetros),dedicando su estudio principal-mente a la formación estelar, es-trellas en su etapa final, restos deSupernovas, galaxias muy distan-tes, núcleos activos de galaxias consus posibles agujeros negros ro-deados de nubes moleculares. Ras-trea las atmósferas de exoplanetasgigantes en torno a sus estrellas,buscando la posibilidad de molé-culas primitivas que determinen laexistencia del agua y descubrien-do trazas moleculares en sus at-mósferas compuestas de granos depolvo y sus componentes de sili-catos. No pasa un mes en el quese detallan en las revistas espe-cializadas y en Internet, imágenesy análisis de los descubrimientosde esta extraordinaria sonda.

Podría detenerme en profundi-zar en los instrumentos enviados alEspacio que observan en esta ban-da del espectro, pero entiendo quesería tedioso y excesivamente lar-go el desarrollo, por lo que os voya acercar a los instrumentos ins-

Fig. 3

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talados sobre tierra firme, en nues-tro planeta azul.

En Hawai, están instalados losmayores telescopios situados en laTierra que permiten observar en elinfrarrojo superior o banda sub-mi-limétrica, desde los 1,3 milímetroshasta los 450 micrómetros, desta-cando el Caltech SubmillimiterObservatory (fig.4) y el JamesClerk Maxwel Telescope (fig.5),auscultando ambos equipos regio-nes tan lejanas de nuestro mundocomo unos 27.000 años luz y otrasmás cercanas como la zona deOrión a unos 1.500 años luz.

Utilizan estos detectores para-bólicos el sistema interferométrico,es decir, aprovechan varias pan-tallas parabólicas gigantescas ale-jadas unas de otras para abarcarmayor superficie detectora y sumarlos campos de sus canales espec-troscópicos. Gracias a la altura enla que están instalados (en el vol-cán Mauna Kea) pueden eludir elinconveniente del vapor de agua denuestra atmósfera. En la actualidadestos instrumentos están someti-dos a unas mejoras de calidad desus detectores y ampliando su po-tencial. Para más información osremito a la Red como siempre y osanimo a que echéis un vistazo al ar-tículo de Investigación y Ciencia deenero de 2007, exponiendo las nue-vas tecnologías en superconduc-tores y haciendo referencia a loscambios tecnológicos en los de-

tectores submilimétricos de MaunaKea.

Por último, destaco otro gigan-tesco telescopio puesto en servicio,también radiotelescopio submili-métrico de 12 metros de antena dediámetro llamado APEX (AtacamaPathfinder Experiment) (fig.6), cu-yos detectores permiten observarel "Universo frío" con una altísimasensibilidad que no tienen prece-dente. En combinación con el APEXtrabaja otro radiotelescopio de 30metros de diámetro llamado IRAM,consiguiendo detectar en la Nebu-losa de Orión una molécula com-puesta de un átomo de Carbono yotro de Flúor, dando como resul-tado el ión CF+, Este descubri-miento supone una ayuda en lacomprensión de la química queacontece en el nacimiento de las

estrellas. Este radiotelescopio es-tá concebido para trabajar en lasondas submilimétricas que van des-de los 0,2 a 1,5 milímetros de lon-gitud y está ubicado en el desiertode Atacama (Chile) a 5.100 metrosde altitud.

En fin amigos, con esto acaborecordándoos, que muchos de losobservatorios espaciales llevan in-corporados diversos detectores quecubren una amplia gama del es-pectro electromagnético por lo quese complementan unos con otros yreuniendo tal cantidad de datos,que los descubrimientos aparecenen serie, dando respuestas a mu-chas preguntas planteadas y a suvez interrogantes todavía si resol-ver. Las nuevas tecnologías apli-cadas a la detención de los cuer-pos celestes superan a losanteriores instrumentos y creemosque la comprensión por descifrar elcomienzo del Universo, su com-portamiento y desarrollo es un ca-mino largo que habrá que recorrer,en el que las generaciones huma-nas venideras lo irán trillando y acu-mulando los resultados del conoci-miento.

Sin más me despido de vosotroscon un abrazo astronómico y de-searos felices observaciones si el"tiempo lo permite", y nos volvemosa ver en estas páginas dentro detres o cuatro lunas.

Fig. 6

Fig. 5

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Seguro que a algunos de nos-otros nos ha ocurrido en al-guna ocasión: Estamos mi-

rando al cielo estrellado y vemosun punto brillante que se mueve;seguimos su trayectoria que atra-viesa gran parte de la bóveda ce-leste y de repente desaparececuando aún se encuentra a gran al-tura sobre el horizonte. Extrañadospor el comportamiento de este "ov-ni" nos ponemos a elucubrar sobrelo que ha podido ser, antes de que,comentándolo con otros colegas, omediante nuestras propias averi-guaciones lleguemos a la conclu-sión de que aquello que vimos erala Estación Espacial Internacio-nal (ISS siglas en inglés).

Diferencias con otrosobjetos similares

Alguien pudiera pensar que setrata de un avión, aunque en estecaso siempre son visibles luces in-termitentes y produce cierto ruido,aunque si va muy alto no será es-pecialmente apreciable. Pero si nohay nubes, el avión nunca des-aparecerá de repente.

La mayoría de personas acos-tumbradas a mirar al cielo diríanque se trata de un satélite artificial;y aunque evidentemente lo es, tie-ne elementos importantes para nometerlo en el saco de todos los sa-télites de comunicaciones, obser-vación o militares. La ISS es mu-cho mayor que cualquier otrosatélite artificial y es el único queestá habitado por varios astronau-tas.

Para diferenciarlo de otros hayque decir que, exceptuando la flo-tilla de satélites de comunicacionesIridium, la ISS es el más brillantecon diferencia, pudiendo llegar ac-tualmente a la magnitud -2,5 y enun futuro, cuando esté totalmenteconstruida, bastante más. De todasformas hay que decir que su mag-nitud puede variar ostensiblemen-

te de un paso a otro según las con-diciones de iluminación y posición,sobre todo la altura sobre el hori-zonte.

Así como muchos satélites tienenun brillo que va oscilando debido asu rotación, la ISS no lo hace demanera brusca o considerable.

Por ejemplo los satélites Iridium,cuya magnitud puede oscilar entre0 y -8, alcanzan ese extraordinariobrillo solo durante un instante, y lue-go disminuye hasta hacerse casiimperceptible, por lo que no se pue-den confundir con la ISS cuya tra-yectoria puede seguirse durante va-rios minutos.

El hecho de que pueda des-aparecer de repente (si es al prin-cipio de la noche) o aparecer (si esde madrugada) se debe a que en-

tra en (o sale de) el cono de la som-bra de la Tierra y deja de reflejar laluz solar que la hacía visible.

Con lo que sí puede confundir-se es con el trasbordador espacial.En este caso tanto la trayectoria,velocidad aparente y demás ca-racterísticas son casi análogas. Encuanto al brillo también ha sido ca-si igual hasta que últimamente elde la ISS se ha incrementado apre-ciablemente. Horas antes de que eltrasbordador y la estación se aco-plen o después de que se desaco-plen es posible verlos en el cielouno detrás de otro en una imagenmuy curiosa; o si ha transcurridomás tiempo pasan ambos con unintervalo de varios minutos y tra-yectoria similar.

Hasta el 23 de marzo de 2001en que la estación rusa MIR fue


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Observación de la EstaciónEspacialEsteban Esteban

Trazo dejado en la imágen por la Estación Espacial Internacional.


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destruida, no era fácil distinguir unade otra y durante más de dos añostuvimos el doble de probabilidadesde observar el paso de alguna deellas, e incluso en alguna ocasiónera posible encontrar simultánea-mente a ambas en el cielo; perodesde esa fecha la ISS se ha que-dado sola.

Qué es la ISS

La Estación Espacial Interna-cional es un proyecto conjunto devarios países cuyo fin primordial esla investigación en condiciones demicrogravedad. Concretamente for-man parte del proyecto la NASA, laAgencia espacial europea (ESA),la Agencia Espacial Federal Rusa,la Agencia Japonesa de Explora-ción Espacial y la Agencia EspacialCanadiense.

Excepto los primeros móduloslanzados mediante cohetes, se es-tá construyendo añadiendo los di-ferentes elementos en distintos vue-los del trasbordador espacial ycuando esté acabada, en 2010 se-gún las actuales previsiones, su lon-

gitud será de 108 m , 88 m de an-cho y una masa de aproximada-mente 415 toneladas.

El primer módulo, llamado Zar-ya (en la parte central de la figura1) que disponía de dos pequeñospaneles solares fue lanzado en1998 y desde entonces pudo serobservada desde Tierra. En 1999al añadirse su tercer módulo, elSvezda (en la parte izquierda de lafigura 1), pudo ser habitada de ma-nera continua, y a medida que seañadían más elementos su brillo fueincrementándose. En diciembre de2000 aumentó considerablementehasta poder alcanzar en algunospasos una magnitud negativa al ins-talarse dos grandes paneles, de los8 que tendrá una vez acabada. Enseptiembre de 2006 se añadieronotros dos de manera asimétrica yaunque en diciembre de ese mis-mo año se plegó uno de ellos decara a liberar un espacio para con-tinuar el ensamblaje y, bajó un po-co su brillo, Posteriormente, en ju-nio de 2007, volvió a incrementarsesu magnitud hasta -2,5, más bri-llante que Júpiter si pasa próxima

a nuestra vertical, al contar nueva-mente con 4 grandes paneles y vol-ver a recuperar la simetría.

En las imágenes se ve la con-figuración en que pudo ser habita-da por primera vez (Fig.1) y la vi-gente hasta primeros de noviembrede 2007 (Fig. 2) antes de que la co-locación de dos nuevos paneles so-lares aumentara aún más su brilloy disminuyeran su fotogenia.

La construcción y el futuro de laISS quedó gravemente amenaza-do por el accidente del Columbia.En principio su finalización estabaprevista para 2006, pero sufrió unparón durante los años en que novolaron los transbordadores. En eseperiodo de tiempo solo las navesrusas, las automáticas Progres ylas Soyuz, permitieron el trasladode carga y el relevo de astronautasrespectivamente.

Caracterìsticas orbitales ycondiciones de visibilidad

La órbita que sigue la ISS es ca-si circular con una excentricidad

Fig. 3 Heaves-Avobe.comFig. 4

Fig. 1 NASA Fig. 2


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muy pequeña que puede variar de0,0015 a 0,002, la inclinación de laórbita respecto al ecuador es de51,6º,como aparece representadaen este gráfico obtenido de Hea-vens.Above (Fig. 3), y se encuen-tra a unos 350 km de altura (ac-tualmente 324X356), kilómetroarriba o abajo de un día a otro. Aesa altura, cualquier satélite te-rrestre necesita poco más de 91 mi-nutos para completar una órbita yviaja a unos 27000 km/h.

El recorrido en que podemosverla pasar por nuestro cielo pue-de durar hasta poco más de 5 mi-nutos si es completo, según una di-rección diferente en cada caso,aunque siempre con una compo-nente del W al E (puede ser porejemplo del SW al NE, del W alSE, del NW al NE próxima al hori-zonte Norte pero nunca al Sur).

Aunque con el horizonte muylimpio puede observarse cuando al-cance una altura de unos 10º, pa-ra poder verla fácilmente su alturadebe ser superior a 25 o 30º segúnlas condiciones de contaminaciónlumínica o atmosféricas (posiblebruma en el horizonte).

Por su elevado brillo se puedever perfectamente desde una ciu-dad, desde la ventana de casa siestá adecuadamente orientada alpaso que se quiera observar.

Al tener una altura de tan solounos 350 km la observación cam-bia de unos lugares a otros. Si des-de Bilbao se la ve en el cenit, des-de Madrid estará en ese momento

a una altura de 42º, y podría ver-se a 1200 km de aquí a sólo 10º dealtura si las condiciones del hori-zonte fuesen idóneas (Fig. 4).

Debido a la inclinación de la ór-bita de 51,6º , nunca pasará por elcenit de lugares cuya latitud (nor-te o sur) sea superior a este valory no es visible nunca desde luga-res con latitud mayor que 62º Nor-te o inferior a 62º Sur. Por ejemplo,nunca se ve desde los países es-candinavos, Islandia, Groenlandiao la Antártida.

Aunque pase por la vertical denuestra ciudad lógicamente nun-ca será visible de día, y normal-mente tampoco cerca de mediano-che ya que pasaría sumergida enla sombra terrestre. Por ello solopodremos ver los pasos que se pro-duzcan a primeras o a últimas ho-ras de la noche, incluido los cre-púsculos.Se explican luego algunasexcepciones en las proximidadesde los solsticios en que no llega aentrar en la sombra de la Tierra.

De hecho, debido a su altura, laISS recibirá los rayos del Sol si seencuentra sobre la vertical de unpunto donde es de día o que, aúnsiendo de noche, esté a menos de2000 km de la línea día-noche. Siademás nos encontramos a menosde los mencionados 1200 km deese punto, podremos verla.

Como cada 91 minutos comple-ta su órbita, no es infrecuente verdos pasos sucesivos, por distintolugar del cielo, siempre que uno deellos esté próximo al crepúsculo,

y el otro (el más cercano a media-noche) será casi siempre parcialcon parte del recorrido eclipsado.

En estas ocasiones en que pue-den verse dos pasos consecutivospodremos verla primero hacia enEste y poco más de hora y mediadespués volverá a pasar casi por elmismo punto de su órbita pero laTierra habrá girado por lo que la ve-remos pasar por el Oeste.

En la figura 5, tomada tambiénde Heavens-Above.com, aparecerepresentada una órbita de la ISS.Si en la imagen no coincide el prin-cipio con el final, y además estánsolapadas, es porque la Tierra hagirado desde que se ha empezadoa representar esta órbita hasta el fi-nal de la misma. En el paso co-rrespondiente al principio de la ór-bita, desde Bilbao la veríamos porel horizonte Sudeste, y en el si-guiente paso (96 minutos después)por el Noroeste. Donde el trazo escontinuo la ISS refleja la luz solar,y donde está punteada se encuen-tra en la sombra de la Tierra.

La posición relativa y los puntosde corte del terminador noche-díay la órbita de la ISS determina lascircunstancias de visibilidad. Porejemplo en la imagen se deduceque será visible al atardecer en pun-tos de latitud media del hemisferionorte y al amanecer en latitudesanálogas del sur. Esta posición re-lativa cambia muy poco a poco, porlo que las situaciones son similaresen días contiguos.

(Continúa en la pág. 16)

Fig. 5


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Efemérides PlanetariasJunio, julio, agosto 2008

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Satélites de Júpiter

Ocultaciones LunaresDesde Bilbao este trimestreF: Tipo de fenómeno ("R" reaparición, "D" desaparición,

"G" rasante, "M" Rasante distante al lugar de observación)L: Limbo donde se produce el fenónemo (D: oscuro B: Iluminado)XZ: Número de la estrella en el catálogo zodiacal

Mag.: Magnitud de la estrellaA.R., Dec.: Coordenadas ecuatoriales de la estrellaK: % Iluminado de la LunaA.P.: Ángulo de Posición

JUNIO

OESTE ESTE OESTE ESTE ESTEOESTE

JULIO AGOSTO

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GANIMEDES

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Efemérides diariasD h D h

Junio 2008 2 01 Venus a 5,2º N de Aldebarán 13 09 Spica a 2,5º N de la Luna 3 13 La Luna en el perigeo 16 20 La Luna en el apogeo 3 17 Venus a 4,8º S de la Luna 17 06 Antares a 0,2º N de la Luna 3 20 LUNA NUEVA 18 18 LUNA LLENA 6 11 Pólux a 4,3º N de la Luna 19 14 Mercurio estacionario 7 16 Mercurio en conjunción inferior 20 14 Júpiter a 2,4º N de la Luna 7 21 Mercurio a 2,9º S de Venus 20 20 Plutón en oposición 8 02 Marte a 0,9º N de la Luna 21 00 Solsticio de verano 9 02 Régulo a 1,2º N de la Luna 23 09 Neptuno a 0,7º S de La Luna 9 05 Venus en conjunción superior 25 14 Urano a 3,6º S de la Luna 9 08 Saturno a 2,8º N de la Luna 26 13 CUARTO MENGUANTE

10 15 CUARTO CRCIENTE 27 02 Máximo de las Junio Bootidas

Julio 2008 1 15 Marte a 0,7º N de Régulo 10 05 CUARTO CRECIENTE 1 19 Máxima elongación O de Mercurio 10 19 Marte a 0,6º S de Saturno 1 21 La Luna en el perigeo 14 08 La Luna en el apogeo 3 03 LUNA NUEVA 14 12 Antares a 0,3º N de la Luna 3 15 Venus a 1,7º S de la Luna 17 13 Júpiter a 2,6º N de la Luna 3 22 Pólux a 4,4º N de la Luna 18 08 LUNA LLENA 4 18 La Tierra en el perihelio 20 13 Neptuno a 0,7º S de la Luna 6 12 Régulo a 1,4º N de la Luna 22 19 Urano a 3,7º S de la Luna 6 17 Marte a 2,3º N de la Luna 25 19 CUARTO MENGUANTE 6 21 Saturno a 3,1º N de la Luna 29 21 Mercurio en conjunción superior 7 09 Venus a 5,6º S de Pólux 30 00 La Luna en el perigeo 9 08 Júpiter en oposición 31 08 Pólux a 4,51 N de la Luna

Agosto 2008

1 11 LUNA NUEVA 15 08 Neptuno en oposición 1 17 Mercurio a 1,2º N de la Luna 15 21 Mercúrio a 0,6º S de Saturno 2 22 Régulo a 1,5º N de la Luna 16 19 Neptuno a 0,7º S de la Luna 3 12 Saturno a 3,4º N de la Luna 16 22 LUNA LLENA 4 10 Marte a 3,5º N de la Luna 18 24 Urano a 3,6º S de la Luna 6 04 Venus a 1,0º N de Régulo 21 19 Mercurio a 1,0º S de Venus 7 00 Spica a 2,7º N de la Luna 24 00 CUARTO MENGUANTE 8 21 CUARTO CRECIENTE 26 08 La Luna en el perigeo

10 20 Antares a 0,3º N de la Luna 27 16 Pollux a 4,5º N de la Luna 10 23 La Luna en el apogeo 30 07 Régulo a 1,5º N de la Luna 13 15 Júpiter a 2,7º N de la Luna 30 21 LUNA NUEVA 13 18 Venus a 0,2º S de Saturno 31 03 Saturno a 3,7º N de La Luna


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ALGUNOS CONSEJOSPara observar el firmamento y en especial los objetosde cielo profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias)debemos buscar siempre un lugar lo más oscuroposible, alejado de la contaminación lumínica de lasciudades.

Veremos más estrellas si acostumbramos a nuestravista a la oscuridad. Esto se consigue después de 15minutos, aproximadamente.

También necesitaremos, para ver la carta celeste, unalinterna recubierta con celofán rojo, o cualquier otrosistema que nos filtre gran parte de la luz de la linternapara que no deslumbre.

Finalmente buscaremos noches sin Luna para estetipo de observaciones y llevaremos ropa de abrigoadecuada.

Bilbao - Lat. 43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m15 DE JUNIO 01:00 h. T.U.15 DE JULIO 23:00 h. T.U 15 DE AGOSTO 21:00 h. T.U.

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Boletín patrocinado por:

Galileo N.º 24 - Año VIII - 1.er Trimestre de 2004

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Observando el SolEmilio Martínez - [email protected]

N.º de Wolf diario: enero 2007 - marzo 2007

Nº Wolf, Valores Mensuales Comparados : enero 2007 - marzo 2007enero febrero marzo


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Galileo N.º 35 - Año XII - 2 er Trimestre de 2008

ENERO 07 - máx. 44 - día 3

Durante enero persiste la circulación de peque-ños grupos en número de tres o cuatro que mantie-nen el -W- en un estimable nivel, con apenas dos otres W=0, y no parece que todavía estemos en el nue-vo ciclo, según algunos especialistas comentan.

FEBRERO 07 - máx. 24 - día 3

Con febrero se alcanzan niveles mínimos y laaparición de bastantes días con índice W=0 provo-cando que la curva aparezca casi plana.

Algunos vaticinan el mínimo para el próximomes según cálculos de nuevo tipo y además hacenpronósticos para calcular el grado de actividad quese prevén para los próximos ciclos de actividad.

MARZO 07 - máx. 11 - día 3

Marzo sigue la pauta de febrero donde lo domi-nante es el W=0 y solo se alcanza un mínimo du-rante cinco días a primeros de mes, que forma par-te de la pronunciada bajada que salvo en eneroviene desde diciembre parece que nos lleva direc-tamente hasta el final del ciclo, veremos si se con-firma.


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(Viene de la pág. 9)Al igual que todos los satélites

artificiales la ISS tiene una órbitacasi fija, salvo peque-ñas pero con-tinuas variaciones, y es fundamen-talmente la rotación de la Tierra loque hace que su observación des-de un lugar concreto cambie deunos pasos a otros.

Las pequeñas variaciones estánmotivadas sobre todo porque el le-ve rozamiento con la alta atmós-fera va disminuyendo su altura, quees corregida muy frecuentemente.Así mismo la posición de la órbitavaría ligeramente girando hacia eloeste unos 19´ en cada paso (unos5º diarios)

Estos cambios no son significa-tivos en intervalos de pocos días,frente al movimiento de rotación te-rrestre.

Periodicidades y pautas de los pasos de la ISS

Sin ninguna duda, para saber enqué días y a qué horas será visibledesde nuestra locali-dad, lo mejores consultar alguna de las páginasde internet que proporcionan estosda-tos, siendo la mejor www.hea-vens-above.com, aunque hay al-gunas pautas que podemos teneren cuenta para saber si es posiblever la ISS sin necesidad de con-sultar esta página, si de manera ca-sual o premeditada hemos obser-vado uno de los pasos. Algunas deestas pautas son diferentes segúnla latitud, por lo que todo lo si-guiente se refiere a latitudes inter-medias Norte.

- Por ejemplo, después de verpasar la ISS podemos tener la suer-te de volverla a ver unos 95 mi-nutos después, sobre todo si laprimera ocasión se produjo en elcrepúsculo vespertino o al menoshora y media antes del matutino.

De un paso a otro, si pasa porla vertical de un punto, en la si-guiente órbita, 91 minutos después,la Tierra ha girado casi 23º con loque pasará por la vertical de un lu-gar de la misma latitud geográficay 23º hacia el Oeste del anterior.Deberán transcurrir unos 4 minu-tos más (más o menos según la ge-

ometría del paso) para que vuelvaa ser visible nuevamente desde elpunto inicial aunque, si en el pasoanterior fue visible, en muchos delos casos a esa hora ya está su-mergida en la sombra terrestre yno se ve, o solo se verá un recorri-do parcial si es por la tarde, o pue-de haber amanecido si es por lamañana..

- Con mayor probabilidad tam-bién podemos esperar verla al díasiguiente pero unos 21 minutos

más tarde, o en ocasiones 74 mi-nutos antes.

De un día a otro la situacióncambia un poco porque que no seha completado un número exactode órbitas (son 15,8 en 24 horas),y un punto de la Tierra que tuvo ensu vertical la ISS, al día siguiente ala misma hora volverá a tener ca-si en su vertical un punto de la ór-bita por el que todavía le faltan ca-si 19 minutos para pasar. Cuando,19 minutos después, pase por esepunto, el mencionado lugar de la


Fig. 6

Fig. 7

Fig. 8


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Tierra ya no estará allí, sino5º+5º(por la variación diaria)=10º alEste, lo que supone alrededor de 2minutos más (según la geometríadel paso). Desde allí volverá a ver-se unos 21 minutos después que eldía anterior, pero la trayectoria ob-servada no será la misma.

Este retraso de 21 minutos deun día a otro hace que cada vezsea más entrada la noche, por loque un día ya no se verá, pero po-drá verse el paso precedente, 74minutos antes que el día anterior.

- De manera alternativa, un de-terminado mes, y durante variosdías seguidos, puede verse solopor la mañana y el mes siguien-te se verá por la tarde. Curiosa-mente en la actualidad los periodosse ajustan bastante aproximada-mente con nuestros meses com-pletos y así por ejemplo se vio porla tarde en diciembre de 2006, fe-brero de 2007, abril, junio, agosto,octubre y se verá en diciembre, fe-brero de 2008... En los meses im-pares se ve por la mañana.

Esto se debe al mencionadodesplazamiento diario de 5º haciael oeste de la órbita de la ISS y ungrado hacia el Este que gira la lí-nea día-noche debido a la trasla-ción de la Tierra. En un mes estedesplazamiento es de 180º (30 dí-as x 6º) con lo que si antes la ór-bita cortó en nuestra latitud la líneadía-noche luego lo hace, aproxi-madamente y teniendo en cuentala estación, en la zona noche-día.En 2 meses se vuelve a la situaciónanterior. En nuestra misma latituddel hemisferio sur la situación es la

contraria; en los periodos en queaquí la vemos al anochecer allí se-rá al amanecer, y desde el Ecuadorpuede verse durante unos días tan-to por la mañana como por la tar-de, aunque luego hay periodos mu-cho más largos que los nuestros enque no es visible.

Desde aquí, en los periodosmensuales propicios, normalmen-te durante unos 20 días seguidospuede verse por la tarde (conside-rando pasos de altura mayor de10º) y entre 2 y 6 pasos son muybuenos de altura mayor de 45º quetambién suelen ocurrir en días se-guidos o próximos. Si un día la ve-mos pasar alta en el cielo, es muyposible que en algunos de los dí-as siguientes podamos verlanuevamente.

Todos estos pasos del periodode 20 días están divididos en dosgrupos a medida que la órbita vadesplazándose hacia el oeste y cor-ta al terminador primero por la zo-na ascendente y luego por la des-cendente. Los pasos del primergrupo comienzan por el suroeste(Fig. 6) y los del segundo grupo porel noroeste (Fig. 8). Entre estos dosgrupos normalmente hay pasos to-dos los días de poca altura por elhorizonte Norte, cuando el termi-nador corta a la órbita poco antesde su zona más septentrional (Fig.7).

Luego durante varios días (nor-malmente alrededor de 8, pero enocasiones solo 2 o hasta 22) no esvisible y después, análogamente,vendrán otros 20 días en que es vi-sible por la mañana con otros dos

grupos que contienen varios pasosbuenos.

Si en los días cercanos al sols-ticio de verano (junio o julio) la ór-bita está cercana a la línea noche-día (Fig. 9), la ISS no llega a entraren la sombra de la Tierra en ningúnpunto de su órbita y se ven muchospasos; casi todos los días dos yhasta los cinco pasos que realizadurante toda la noche, uno cada 96minutos. Puede llegar a verse a me-dianoche por el norte, al estar nomuy lejos de nosotros y tampocode la línea día-noche en su extre-mo norte.

En esta situación la menciona-da alternancia mensual matutina ovespertina queda solapada. Des-pués de un mes en que se ha vis-to por la mañana, durante unas no-ches se ven casi todos los pasos yluego comienza a verse solo por latarde. También en ocasiones enmayo o principios de agosto pue-den verse el mismo día pasos ma-tutinos y vespertinos, que anuncianel cambio en la alternancia.

Fig. 9


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El proyecto VISTA (I)Alex Escartín [email protected]


Estamos acostumbrados aque la Tecnología nos sor-prenda en el avance, sobre

todo en los elementos habitualesdel consumo cotidiano. Leyendo ha-ce unos meses una revista de op-toelectronica, www.Optics.org, meencontré un articulo en el que sedetallaba un proyecto del ReinoUnido para equipar un telescopiocon los últimos avances en la ad-quisición de imágenes en las lon-gitudes de onda del visible e infra-rrojo. Acostumbrados a que losordenadores se queden obsoletosen relativamente poco tiempo, hoya llegado el turno a nuestras cá-maras CCD dedicadas a la astro-nomía y cámaras reflex modifica-das y adaptadas a nuestrostelescopios, si las comparamos conlos avances que se están aplican-do a la astronomía profesional. Latransferencia tecnológica tarde otemprano llegará, no hay punto decomparación entre lo que un afi-cionado podía realizar hace 10años con lo que hoy en día pode-mos realizar, ya no desde el puntode vista de instrumentos ópticos si-no mas bien desde la electrónica

asociada a estos instrumentos, en-tiéndase seguimiento y captaciónde imágenes. Esperemos que enrelativamente poco tiempo llegueesta transferencia tecnológica deeste proyecto en forma de cámarasCCD comerciales a nuestros mo-destos equipos.

A continuación detallo las ca-racterísticas de este proyecto ins-talado en el observatorio meridio-nal europeo en Chile ESO.

Características del proyecto

Una de las cámaras fotográficasmás grandes del mundo que se hanconstruido para la astronomía fuetransportada en febrero del 2007 alobservatorio astronómico ESO ubi-cado en Chile.

Será los ojos de un nuevo te-lescopio de 4 m de diámetro, la cá-mara VISTA (Visible and InfraredSurvey Telescope for Astronomy -Telescopio Visible e Infrarrojo paraAstronomía) que explorará cielo enel hemisferio meridional en la re-gión espectral de 1 a 2.5 µm lla-

mado a ser el más importante even-to científico en estas longitudes deonda.

A este telescopio se le ha do-tado de una cámara CCD de unascaracterística poderosas, algunasde sus características las detalloa continuación.

El diámetro de entrada de la cá-mara es de 1 m, dispone de una re-solución de 63Mpixels 16 detecto-res de 2048x2048 pixel cada uno,solo en una noche es capaz de ge-nerar 1,35 Terabyte de información,solo la cámara pesa 3 toneladas,dispone de varios filtros en dife-rentes bandas y de diferentes an-chos espectrales y por supuesto se-leccionables, también dispone deun sistema de óptica activa.

No existe ningún referente en di-mensiones y características, soloen Maunakea existe una cámara si-milar conceptualmente la WFCAMque posee 4 detectores con el mis-mo tamaño de CCD y que funcio-na desde el 2004.

Las dimensiones de la cámarafotográfica de este telescopio sonde impresión, de largo tiene casi 3m, la óptica es una de las mas gran-des que existen ( su ventana de en-trada es 1 m de diámetro) solo lacámara pesa 3 toneladas, es tansensible a las longitudes IR que sedebe enfriar hasta -270º y se rea-liza el vacío en toda la cámara pa-ra optimizar la respuesta de todo elconjunto.

Estas características la hacenun verdadero coloso entre las cá-maras CCD dedicadas a la astro-nomía profesional, y su funciona-miento necesita que la precisión detodo el conjunto del telescopio seamuy exigente llevando a la tecno-logía de diseño y construcción a loslímites teóricos.

El diseño final requería que elinstrumento pudiese moverse pa-ra realizar las tareas de manteni-miento y además girase para com-pensar la rotación de campo. Eldiseño y construcción se han in-

Detalle de las diferentes partes del telescopio. © VISTA


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vertido unos 4 años y unos 36 mi-llones de libras (unos 50 millonesde €). Han colaborado en la fabri-cación de los componentes y lasestructuras Europa y E.E.U.U.

El montaje y transporte

La cámara fotográfica tuvo queser construida en un soporte quepermita su correcta orientación unavez montada en el telescopio du-rante su funcionamiento. El sopor-te y el montaje de la cámara foto-gráfica tuvieron que ser diseñadosy construidos teniendo en cuenta laubicación del ESO en Chile en unazona sísmica activa.

El soporte de la cámara se di-señó para poder aprovechar al má-ximo el espacio de los contenedo-res de carga mas grandes queexisten para avión, los contenedo-res de carga de un Boeing 747.También se ha aplicado las técni-cas de transporte utilizadas de otrasmisiones y proyectos para la cargaútil de satélites que utilizan conte-nedores similares para transportara los lugares de lanzamiento al es-pacio.

Esto se ha aprovechado paratransportar la cámara práctica-mente ajustada hasta su actual ubi-cación. Con esto se ha conseguidoevitar desajustes o reajustes en suubicación final que implicarían des-plazar costoso equipamiento y per-sonal hasta Chile. Se han cuidadotodos los detalles incluso el trans-

porte desde el aeropuerto hasta elobservatorio ya que se debe tras-ladar todo el equipamiento a travésdel desierto de Atakama, espacial-mente polvoriento y con tempera-turas extremas. Otras piezas del te-lescopio se mandarondesmontadas y luego se ensam-blaron en su ubicación definitiva,pero con la cámara no se podía re-

alizar esto por la complejidad y lafinura de sus ajustes finales.

La cámara fotográfica llegó conseguridad al ESO a principios defebrero, miembros del equipo deconstrucción e instalación ha pa-sado un mes realizando las prue-bas iniciales. Esto incluía una ope-ración muy delicada que consistíaen levantar la cámara fotográfica,del soporte de transporte, con las

Corte de la cámara© VISTA

En esta foto se puede apreciar las dimensiones de la cámara, instalada en elsoporte para su transporte. © VISTAEspejo primario en el proceso de construcción y pulido. © VISTA


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grúas del observatorio, y trasladar-la por la bóveda hasta su ubicacióndefinitiva, uniendo la cámara al te-lescopio. Esta operación resultabacrítica debido a las dimensiones ypeso de la cámara.

Todas estas operaciones juntocon las pruebas de software de lacámara y los ajustes de todos lossubsistemas que componen la cá-mara VISTA y el telescopio, las to-mas de las primeras imágenes deprueba y el ajuste del sistema deóptica activa se realizaran entre elotoño de 2007 y primeros mesesde 2008.

Una vez realizadas estas prue-bas y ajustes del VISTA se proce-derá a realizar pruebas reales y seprobará las características de granangular y alta sensibilidad que dis-pone la configuración y diseño deeste telescopio, para detectar losobjetos en el Infrarrojo IR, en eltransparente cielo del hemisferiomeridional. Con una precisión y re-soluciones únicas hasta el mo-mento para telescopios ubicadosen tierra. La optimización vendrápor la precisión en el seguimientoy guiado, la rapidez en la búsque-da de objetos y cambio de filtros,de esta manera de aprovecharanal máximo las horas de funciona-miento del telescopio..

La cámara tiene una de los pla-nos focales mas grandes del mun-do que mide 300 cm de diámetro,también incorpora un sistema deóptica activa que permite controlar

el frente de onda, (corrección de lasaberraciones atmosféricas y de loscomponentes del telescopio).

Este ha sido diseñado y fabri-cado por la universidad de Dur-ham, Reino Unido. Estas correc-ciones son posibles procesando laseñal de la cámara, caracterizandola respuesta de todos los elemen-tos ópticos que componen el teles-copio, para así buscar la corrección

adecuada que es trasladada a losactuadores que modifican, los com-ponentes ópticos del telescopio pa-ra compensar los errores en el fo-co, alineación, aberraciones,turbulencias etc. Estos actuadores,situados debajo de los dos espejosprimario y secundario del telesco-pio, se encargaran de modificar na-nocrometricamente la geometríade estos para así compensar los

Ubicaciónfinal de lacámara en eltelescopio.© VISTA

Detalle de la rueda de filtros © VISTA Matriz de la cámara con los 16 detectores. © VISTA

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errores detectados y conseguir unfrente de onda, o nitidez, lo masperfecto posible.

El plano focal del telescopio de0,3 m se proyecta sobre los 16 de-tectores CCD dispuestos en unamatriz de 4x4, esta superficie per-mite un área equivalente a tres ve-ces el diámetro de la luna y se con-sigue porque la cámara VISTA tieneun gran angular relativamente gran-de.

Para llegar al máximo rendi-miento que permiten los 16 detec-tores CCD en el infrarrojo fabrica-dos por RAYTHEON en EEUU, sehan instalado en un soporte crio-genizado con nitrógeno liquido pa-ra enfriar a temperaturas cercanasal cero absoluto y de esta manerase podrá llegar a una eficiencia de2 EV, y evitar que el ruido térmicocircundante afecte al funciona-miento de los CCD. Para los 16 de-tectores, la eficiencia cuántica seaproxima al 93% . El sistema secomplica ya que hay que tener encuenta las dilataciones y contrac-ciones del sistema a estas tempe-

raturas calculadas entre los entrelos 50 y 4 µm.

El soporte de las CCD estaconstruido en Molibdeno y el so-porte de la matriz esta realizado entitanio. Solo el conjunto de las CCDy su soporte pesan 70Kg. La lectu-ra de todos los sensores CCD serealiza en 1 segundo, que es el mí-nimo tiempo de exposición. El vol-cado se realiza mediante 256 ca-nales simultáneos de un controladormejorado (Infrared detector high-speed Array Control and processingElectronic) IRACE, esto nos da unatasa de 67Mpixel por segundo, 1.35Tera Byte durante una noche, va-liosa información que se pondrá adisposición de los investigadores.

Los filtros tampoco se quedanatrás en cuanto a dimensiones eldiámetro de la rueda es de 1.4 mtiene hasta 8 bloques de filtros, quecubren otras tantos anchos de ban-da y quedan ubicados justo por en-cima del plano focal. Cada bloquede 16 filtros tiene un diámetro de0.3 m y quedan situados encima decada una de las CCD.

Inicialmente las siete bandasque se van a instalar son las si-guientes 1.0, 1.2, 1.6 y 2.15 µmcon una anchura espectral cadauna entre 0.1 a 0.3 µm. Esta rue-da de filtros se ha fabricado enUKATC y permite que mas adelan-te se instalen otros filtros o cambiarlos ya instalados. También ha sidoun componente complicado de fa-bricar al ser móvil estar sometido atemperaturas muy bajas, y la ve-locidad de giro de una posición aotra debe ser rápida para optimizarel tiempo de observación y se sitúaen unos 10s.

Las lentes correctoras de la cá-mara son del diámetro máximo queun proceso de fabricación es capazde construir para las longitudes deonda del IR, las ha realizado SA-GEM en Francia y están colocadasen el barrilete criogenizado para evi-tar al máximo diferencias térmicasque interfieren en el funcionamien-to de los detectores, también se hatenido en cuenta las dilataciones dela fluorita ya que este efecto cam-bia la potencia de las lentes modi-ficando el plano focal.

Delante de las lentes existe unbarrilete criogenizado que absorbey bloquea la emisión termal de am-biente del observatorio y de la at-mósfera que de otra manera arrui-narían las observaciones deltelescopio en la banda espectral delos 2 µm. La estructura de la cá-mara es lo suficientemente largacomo para prevenir la entrada deluz espúrea, por ejemplo luz delpropio observatorio, además el ba-rrilete es reflexivo mediante una ca-pa dicroica, que refleja hacia el ex-terior la banda de los 10 µm. Paraevitar la emisión termal de la lentede entrada de la cámara que estaen contacto con la temperatura am-biente del observatorio esta tam-bién es enfriada.

Esquema de la óptica y la cámara © VISTA


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Actividades de la Agrupación(A la izquierda yabajo):Observaciónpública en Mungía.

Observación pública en Leioa. (Foto Manu Arregi)

Observación en el alto de Dima conmiembros de Ilatargui AstronomiaTaldea.. (Foto Manu Arregi)

GALILEOBoletín Astronómico

Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaina / Bizkaiko Astronomi Elkartea - AAV/BAELocales del Dpto. de Cultura de la D.F.V. - B.F.A.

C/. Iparraguirre 46, 5.º, Dpto. 4 - 48012 [email protected] • http://www.aavbae.net

GALILEO en Internet: http://www.aavbae.net/boletín.php

La nebulosa planetaria M27 fotografiada desde Sestao por Jesús Escobar.

- El lenguaje de la luz ( IV ) - Observación de la ... · el ojo humano puesto que nuestros...

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