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INSTRUMENTACIÓNASTRONÓMICA

CONCEPTOSBÁSICOS DE

ASTRONOMÍAOBSERVACIONAL

Roberto Bartali2007

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INTRODUCCIÓN

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La Astronomía es una ciencia que depende de la capacidad de recibir la luz que emiten o reflejan los objetos que están en el Universo.

Analizando esa luz, podemos saber que temperatura tienen, si se mueven y en que dirección, que tipo de fenómenos físicos y químicos se están dando y en general su historia.

La Astronomía es básicamente una ciencia“A control remoto” porque no podemos ir a unaestrella y tomar una muestra de ella para analizarlaen los laboratorios.

Para esto, necesitamos de instrumentos ópticos que deben ser lo más grandes posibles para interceptar la mayor cantidad de luz que llega de las estrellas.

También se requiere de sensores de luz que sean mucho más eficientes que el ojo humano.

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La pupila del ojo humano, perfectamente adaptada a la oscuridad, puede alcanzar un diámetro máximo de 6 a 7 mm(normalmente entre 5 y 6 mm).

El número de estrellas visibles a simple vista es menor a 3000, desde cualquier parte del planeta.

Pleiades

Roberto Bartali

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Los grandes telescopios actuales, tienen un diámetro de 10 y 11 metros.

El número de estrellas que se pueden ver es de cientos de miles de millones.

Telescopio Gemini

Pleiades

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Es necesario tomar en cuenta todos los conceptos que serán explicados y las consideraciones que serán presentadas para poder:

* Planear una observación.

* Determinar que tipo de telescopio utilizar.

http://ccm.mty.itesm.mx/images/pptd01.JPG

http://www.ctv.es/USERS/luisiana/Telescopio%20c%FApula%203%20copia.jpg

http://www.astromia.com/fotohistoria/fotos/fraunhofer.jpg

Refractor Reflector

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* Determinar el sitio de observación.

http://www.padillas.es/Equipo/Telescopio.jpg

http://www.casafree.com/modules/xcgal/albums/userpics/11233/normal_Montagne%20sul%20lago.jpg

En un centro habitado En un lugar con el cielo muy oscuro lejos de las ciudades

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* Determinar que tipo de objetos se quiere observar.

http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sole-Pianeti/planets/gioveim/giove.jpg

http://www.arar.it/astroimm/nebulosa_orione_3.jpg

Planetas

Nebulosas

Estrellas

http://www.bellatrixobservatory.org/n2194.jpg

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* Analizar y evaluar los resultados de la observación.

http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~hessman/ImageJ/Book/An%20Introduction%20to%20Astronomical%20Image%20Processing%20with%20ImageJ/images/ImageJ_screenshot.jpg

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c1/Computer-aj_aj_ashton_01.svg/325px-Computer-aj_aj_ashton_01.svg.png

Escribir o utilizar programas especializados en en análisis de imágenes, bases de datos, cómputo de efemérides, etc.

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CONCEPTOS

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El hecho de ver más estrellas a través del telescopio, que a simple vista, se debe a la enorme diferencia entre las superficies colectoras del ojo y del espejo del telescopio, si tomamos por ejemplo el telescopio Gemini, su capacidad colectora de luz es 2,700,000 veces mayor que la del ojo.

OJOEspejo del Gemini

CAPACIDADCOLECTORA

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La sensibilidad a los diferentes colores (sensibilidad espectral) del ojo es reducida a una muy estrecha banda del espectro electromagnético, en cambio las placas fotográficas y los sensores digitales, trabajan en un rango más amplio.

SENSIBILIDAD ESPECTRAL

Sensibilidad espectral del ojo

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La sensibilidad a los colores de una película fotográfica y de un sensor digital (CCD), abarcan un mayor rango del espectro electromagnético. Por eso son capaces de registrar colores que son invisibles al ojo humano.

SENSIBILIDAD ESPECTRAL

El ojo tiene su mayor sensibilidad hacia el verde, las películas fotográficas hacia el azul y los detectores electrónicos hacia el rojo.

M33 tomada con dos tipos diferentes de película

Mt. Palom

ar SkyAtlas

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El tiempo durante el cual el ojo almacena la luz es de 0.3 segundos, mientras que una cámara fotográfica o un sensor digital, pueden estar expuestos a la luz todo el tiempo que sea necesario.

La capacidad de convertir los fotones en señales útiles para ser procesadas por el cerebro es mínima para el ojo humano, comparado con los sistemas detectores de imagen químicos y electrónicos.

EFICIENCIA CUÁNTICA

Steve Howell

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MAGNITUD LÍMITE

La diferencia de brillo entre una estrella de magnitud 0 y una de magnitud 6 es de 250 veces.

Swinburne University of Technology

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MAGNITUD LÍMITE

0.7

0.14

2.2

1.8

3.4

2.1

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5

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Ejemplos de estrellas de diferente magnitud en la constelación de Orión.

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Para observar estrellas débiles el cielo debe estar completamente oscuro y la transparencia perfecta. Condiciones extremadamente difíciles de encontrar hoy en día, debido a la contaminación luminosa y ambiental.El lugar de observación debe tener un clima muy seco y la temperatura debe ser muy baja.

MAGNITUD LÍMITE

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La mínima magnitud visible a simple vista es 6, algunas personas pueden alcanzar hasta 6.5 o 7 (pero depende de la edad, de las condiciones climáticas, de la dilatación de la pupila y de la iluminación).

MAGNITUD LÍMITE

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Cuando pasamos de un lugar oscuro a uno iluminado, la pupila actúa como un diafragma, que se abre y cierra dependiendo de la cantidad de luz entrante.

Pero esto no sucede instantáneamente.

Para obtener la máxima sensibilidad (la máxima apertura) se requiere de 30 minutos de adaptación.

ADAPTACIÓN A LA OSCURIDAD

Para que los bastoncillos tengan la máxima sensibilidad, se requiere de la generación de una sustancia llamada Rodopsina. Esta se genera durante la oscuridad, y, es destruida inmediatamente cuando por la pupila entra una luz intensa.

Si es necesario tener iluminación, como para ver un mapa, se debe utilizar una lámpara de color rojo, lo más débil posible.

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Durante la noche, las células que trabajan son los bastoncillos, porque son mucho más grandes que los conos, por eso son más sensibles. Pero esto disminuye la capacidad de distinguir colores, por eso solo las estrellas más brillantes las vemos con el color que tienen.

EL OJO

http://www.infovisual.info/03/img_en/047%20Structure%20of%20the%20posterior%20part%20of%20the%20eye.jpg

http://personales.upv.es/gbenet/teoria%20del%

20color/water_color/IM

G/eye.gif

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La poca sensibilidad a los colores y el corto tiempo durante el cual las células del ojo almacenan la luz entrante (fotones), hace que, aún con telescopios muy grandes, las nebulosas se vean en blanco y negro, y no con los colores que se ven en las fotografías publicadas en los libros de Astronomía.Este efecto, a veces decepciona a los observadores inexpertos.

Nebulosa Trifida

EL OJO

http://www.astrowhatsup.com/wp-content/uploads/2006/08/aug24.jpg http://www.facstaff.bucknell.edu/kochel/FunStuff/trifid.jpg

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PODER DE RESOLUCIÓN

La capacidad de distinguir dos objetos puntiformes separados por cierta distancia depende del diámetro de la superficie colectora de luz y de la longitud de onda (color) de los objetos.

Pero es muy importante tomar en cuenta el contraste (la diferencia de brillo) entre los dos puntos.Si uno es mucho más brillante que el otro, su luz ocultarácompletamente al más débil, por un efecto de difusión.

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Ejemplo de la capacidad de resolución.Las estrellas de la figura 1 y 2 están bien separadas,Mientras que las de la figura 3 apenas podemos decir que son dos distintas.Las estrellas de las figuras 4 y 5 no se puede decir que están separadas, o sea que el instrumento con el cual las estamos observando no tiene la capacidad de resolverlas.

Fig. 1 Fig. 2 Fig. 3 Fig. 4 Fig. 5

PODER DE RESOLUCIÓN

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LEY DE LOS CUADRADOS

Una estrella tiene forma esférica (aproximadamente), pero la podemos considerar como un punto luminoso que emite la misma cantidad de luz en todas direcciones (emisión isotrópica).

La cantidad de energía es entonces inversamente proporcional a la distancia desde la cual se observa el objeto.Si dos estrellas son igual de brillantes, pero se encuentran a diferente distancia, la más alejada se verá menos brillante.

Ley de los cuadrados

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LEY DE LOS CUADRADOS

520

900

1500

1600

470

2100

1400

Ejemplo de distancias de algunas estrellas de la constelación de Orión

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ÍNDICE DE REFRACCIÓN

Cuando la luz pasa a través de un medio de diferente densidad (como por ejemplo del aire al agua), sufre una desviación (porque se modifica su velocidad).Esta desviación depende del color del rayo (longitud de onda).

Mientras menor sea la longitud de onda (luz azul), mayor será la desviación.

La moneda no se ve si el vaso está vacío, cuando se llena con agua, la refracción desvía el rayo de luz y la moneda se hace visible.

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REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA

Las diferentes capas de la atmósfera terrestre tienen diferente temperatura y presión, por lo tanto la luz sufre varias desviaciones.

El efecto de la refracción es que las estrellas no están realmente en la posición en la que las vemos. Este efecto es mínimo en el Cenit y máximo en el horizonte, porque si el objeto esta cerca del horizonte, su luz debe atravesar una capa más gruesa de atmósfera, por lo tanto la desviación de los rayos será mayor.

http://ar.geocities.com/experimet/exp10.htm

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REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA

Como podemos apreciar en las siguientes imágenes de la Luna, el efecto de la refracción es el de la deformación de las figuras cuando estas se acercan al horizonte y su enrojecimiento.

Luna llena desde el Cenit hasta el horizonte

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REFRACCIÓN ATMOSFÉRICAOtro fenómeno interesante debido a la refracción es el rayo verde (green flash).

http://apod.nasa.gov/apod/image/0211/greenflash_parviainen_big.gif

http://jef.raskincenter.org/main/pictures/green_flash.html

http://www.netaxs.com/mhmyers/costarica.html

Cuando el horizonte esta muy plano (en el océano por ejemplo), la luz del limbo superior del Sol es refractada de tal forma que solo la componente verde y amarilla nos llega de manera directa. Pero se necesitan condiciones muy particulares y raras para que esto suceda.

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http://www.allthesky.com/atmosphere/greenflash-e.html

REFRACCIÓN ATMOSFÉRICA

Otro fenómeno debido a la refracción es el rayo azul, extremadamente raro y difícil de observar.

http://www.atacamaphoto.com/paranal/paranal34.htm

http://www.tboeckel.de/EFSF/efsf_ps/greenflash_04/IMG_8082-gnfl.jpg

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ABSORCIÓN ATMOSFÉRICA

Debido a que los rayos de luz tienen que atravesar una capa más gruesa de atmósfera, cuando los objetos son más cercanos al horizonte, se ven rojizos, porque la componente roja de su luz nos llega de manera más directa. La componente azul, se dispersa en todas las demás direcciones.

http://home.clara.net/rfleet/gbh/glows/mon11.jpg

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ABSORCIÓN INTER ESTELAR

La luz de los objetos que están muy lejos tiene que atravesar grandes distancias, y, a pesar de que el espacio inter-estelar es muy poco denso (casi vacío), después de miles de años-luz, parte de esa luz es absorbida y re-emitida a mayor longitud de onda (más roja).

Este fenómeno no se debe confundir con el corrimiento Doppler hacia el rojo.

http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/graphics/ch15/1512.html

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CORRIMIENTO DOPPLER

http://www.luventicus.org/articulos/03U006/azulrojo.jpg

Supongamos que una estrella emite luz en todas direcciones (emisión isotrópica) de color verde, si la distancia entre el observador y la estrella es fija, la estrella se verá verde.

http://www.physics.utoledo.edu/~lsa/_p1750/SPlab.jpg

Si la distancia entre el objeto y el observador disminuye, o sea las ondas se acercan al observador, se verán como si se estuviesen comprimiendo, o sea más cercanas unas de otras, entonces su longitud de onda (la distancia entre ellas) se hace menor y el color del objeto se hace más azulado.

Si la distancia entre el objeto y el observador aumenta, o sea las ondas se alejan del observador, se verán como si se estuviesen expandiendo, o sea más lejos unas de otras, entonces su longitud de onda (la distancia entre ellas) se hace mayor y el color del objeto se hace más rojizo.

Observador fijo

Movimiento del objeto

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http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/14/Redshift.png/200px-Redshift.png

CORRIMIENTO DOPPLER

El espectro de un objeto en movimiento, presenta un desplazamiento de las líneas hacia longitudes de onda más cortas (hacia el azul) o más largas (hacia el rojo) dependiendo si se esta acercando o alejado del observador.

Espectro tomado con el objeto y el observador fijos.

Espectro tomado con el observador fijo y el objeto acercándose.

Espectro tomado con el observador fijo y el objeto alejándose.

Longitud de onda (λ)

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Las temperaturas y las presiones de las diferentes capas de la atmósfera son variables, así que el rayo de luz que tendrá que atravesar cada una de ellas, será desviado constantemente y de forma casi impredecible.

TURBULENCIA

A través del telescopio en vez que verse como puntos, se ven como manchas.

Debido a este fenómeno, las estrellas a simple vista parecen titilar y vibrar.

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TURBULENCIAPara lograr imágenes casi perfectas, como si no existiera la turbulencia, hay dos técnicas: la óptica activa y la óptica adaptiva. De estas se hablarádetenidamente en el capítulo dedicado a los telescopios.

Óptica activaConsiste en analizar la imagen de las estrellas y deformar, casi en tiempo real, el espejo primario del telescopio utilizando una serie de pistones colocados en su parte posterior, para crear una distorsión de la imagen igual y contraria a la producida por la turbulencia.

Imagen sin el sistema activado (izquierda) y con el sistema activado (derecha)

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TURBULENCIA

Óptica adaptivaConsiste en analizar la imagen que llega de una estrella creada artificialmente por un laser y deformar, en tiempo real, el espejo secundario creando una distorsión igual y contraria a la generada por la turbulencia.

Estrella artificial

La estrella artificial se genera proyectando un laseramarillo hacia el espacio. Cuando el haz llega a la altura de 90 km, reacciona con los átomos de sodio y estos emiten luz.

http://www.astro.caltech.edu/palomar/images/aooffon.jpg

http://www.astro.caltech.edu/palomar/AO/laserdome2.jpg

http://exoplanet.as.arizona.edu/~lclose/talks/ins/secondary_photo.jpeg

Imagen tomada sin el auxilio de la óptica adaptiva)izquierda) y con la óptica adaptiva trabajando (derecha).

Espejo secudario del MMT, con los actuadores que lo deforman.

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DIFRACCIÓN

Discos de Airy

La imagen de una estrella debe ser un punto, con varios círculos concéntricos.

La presencia de los discos se debe al fenómeno de la difracción, o sea la desviación de los rayos de luz cuando encuentran un obstáculo como el perímetro de los lentes.

http://www.cida.ve/~briceno/cursos/astrof_observ/clase4/pag1_1.html

En condiciones de visibilidad perfecta una estrella a través del telescopio se debe ver como un disco lleno de color uniforme (el diámetro del disco es inversamente proporcional al diámetro del telescopio) con uno o dos discos concéntricos, el primero brillante y el segundo muy tenue.

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SEEING

El Seeing es una medida de la calidad o de la degradación de las imágenes, según como lo queramos ver.

A nivel no profesional es una medición sujetiva que se vuelve relativamente precisa con el tiempo y la experiencia.

A nivel profesional se mide directamente sobre las imágenes de las estrellas, analizando la forma y el tamaño de los discos de Airy.

La degradación de la imagen (forma de los discos de Airy) es producida por:

- Corrientes de aire entre los 7 y los 13 km de altura.- Calor emitido por el terreno alrededor del telescopio.- Corrientes de aire en el interior del observatorio.- Diferencia de temperatura entre las ópticas del telescopio o en el interior del tubo óptico.- Calentamiento de los espejos.

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http://www.invlumer.e.telefonica.net/Planificando/SEEING/Escala_SEEING.htm

Escala de Pickering

En esta escala, el 1 indica que la imagen esta completamente distorsionada y el 10 indica que la imagen es perfecta. Esta escala y la de Antoniadi son las más utilizadas.

Observando las imágenes anteriores, podemos deducir que el Seeing es: muy malo de 1 a 3muy malo de 1 a 3pobre de 4 a 5pobre de 4 a 5bueno de 6 a 8bueno de 6 a 8excelente de 9 a 10excelente de 9 a 10

SEEING

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1- MUY POBRE: La imagen de la estrella es generalmente del doble del diámetro del tercer anillo de difracción si este puede verse; imagen estelar de 13" de diámetro.

2- POBRE: La imagen ocasionalmente es del doble del diámetro del tercer anillo (13").

3- TIENDE A POBRE: La imagen es de cerca del diámetro del tercer anillo (6.7") y más brillante en el centro.

4- POBRE A JUSTO: El disco central de difracción de Airy es a menudo visible; A menudo se ven en las estrellas brillantes arcos de anillos de difracción.

5- JUSTO: El disco de Airy es siempre visible; en las estrellas brillantes se ven frecuentemente arcos.

6- JUSTO A BUENO: El disco de Airy es visible siempre; constantemente se ven arcos cortos.

7- BUENO: Disco nítido definido algunas veces; anillos de difracción vistos como arcos largos o círculos completos.

8- BUENO A EXCELENTE: Disco siempre nítidamente definido; anillos vistos como arcos largos o círculos completos, pero siempre en movimiento.

9- EXCELENTE: El anillo interno de difracción es estacionario. Anillo exteriores momentáneamente estacionarios.

10- EXCELENTE A PERFECTO: El patrón de difracción completo es estacionario.

Escala de Pickering

http://www.invlumer.e.telefonica.net/Planificando/SEEING/Escala_SEEING.htm

SEEING

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Escala de Danjon

Otro método para la estimación del Seeing es la Escala de Danjon, en la cual V representa condiciones de visibilidad perfecta y I las peores.

SEEING

Esta escala es poco utilizada, por lo menos en Europa y América.

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La escala de Antoniadi se basa en la apariencia del objeto observado, solo tiene 5 valores que se anotan con numeros romanos. El 1 representa las mejores imágenes y el 5 las peores.

Escala de Antoniadi

SEEING

I - Visibilidad perfecta, con muy pocas ondulaciones de la imagen. II - Pequeñas ondulaciones, con momentos de calma que se extienden por varios segundos. III - Visibilidad moderada, con mayores ondulaciones. IV - Pobre visibilidad, con ondulaciones constantes y perturbadoras.V - Muy pobre visibilidad, apenas permitiendo observar lo suficiente como para hacer un dibujo.

Resumiendo, la apariencia de la imagen nos indica, según la escala de Antoniadi, las condiciones del cielo.

I – ExcelenteII – Bueno

III – PromedioIV – Malo

V - Pésimo

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SEEING

Un seeing malo reduce la resolución y el contraste de las imágenes (por lo tanto reduce la magnitud límite alcanzable) porque la luz es esparcida sobre una superficie mayor.

Las tres imágenes son del mismo grupo de objetos:

• la de la izquierda tomada con seeing muy malo,• la del centro con un seeing pobre,

• y la de la derecha con un seeing excelente.

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TRANSPARENCIA

La transparencia del cielo es muy importante y está relacionada con el Seeing.

Un cielo muy transparente nos permite ver estrellas de menor magnitud. Las nubes altas como los Cirrus, absorben parte de la luz que llega de las estrellas, impidiendo ver las estrellas débiles, actúan como un velo.

Un cielo parcialmente nublado, con nubes de baja altura, tipo Cúmulos, permiten buenas observaciones, naturalmente en las áreas despejadas, porque en esas áreas el cielo es muy transparente, a menos que en la parte alta de la atmósfera, existan Cumulo-Cirrus o Cirrus (foto del centro).

http://orange.math.buffalo.edu/455/patterns/web/slides/slide_Cirrus.jpg

CirrusCumulos con Cirrus muy tenues

http://pegasus.ouvaton.org/IMG/jpg/cumulus2.jpg

Cúmuloshttp://www.globalmeteo.altervista.org/IMMAGINI/F3.jpg

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Una forma de medir la transparencia es la de determinar la mínima magnitud visible a simple vista.

TRANSPARENCIA

Naturalmente la mínima magnitud visible depende de la contaminación luminosa y atmosférica del lugar de observación.

TransparenciaMínima

MagnitudVisible

Excelente 5 y 6Buena 4Mala 3

http://www.pha.jhu.edu/~atolea/second/comparision.jpg

El cielo de la ciudad y el cielo del campo

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Para determinar cual es la mínima magnitud visible, es necesario comparar lo que se esta observando con un mapa que tenga indicadas las magnitudes de las estrellas.

Algunos las marcan con círculos de diferente diámetro.

Otros mapas indican cada magnitud con diferente símbolo.

TRANSPARENCIA

Astronomia Pratica, W. Schroeder

StarandPlanetSpotting. P. LancasterBrow

n

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ILUSIONES ÓPTICAS

Desde una ciudad la Luna, el Sol y las constelaciones, aparecen exageradamente amplificadas y distorsionadas, como si las viéramos proyectadas sobre una pantalla que no estuviera perpendicular al proyector.

Esto es solo una ilusión óptica, debido a que el cerebro compara los objetos cercanos que son relativamente grandes con los lejanos que son pequeños, haciendo una especie de compensación.

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ILUSIONES ÓPTICASLas constelaciones, vistas desde los centros urbanos, también se ven muy distorsionadas cerca del horizonte, como se puede ver en las fotografías de Escorpión.

Altura > 45º, tamaño real Cercana al horizonte, deformada

http://www.astrofilivicentini.it/web/fogfilter/scorpius_50_28_P400F_10m_filter.jpg

Adaptada de:http://www.astrofilivicentini.it/web/fogfilter/scorpius_50_28_P400F_10m_filter.jpg

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MUCHAS GRACIASPOR SU ATENCIÓN