11 DE NOVIEMBRE 2019. TRANSITO DE MERCURIO

El lunes 11 de noviembre por la tarde, los observadores que dispongan de pequeños telescopios podrán observar el tránsito, sobre el disco del Sol, de la pequeña silueta del planeta Mercurio, un interesante evento astronómico que será visible desde Europa, América, África y Asia occidental. En Donostia será visible desde hora y media después del mediodía, a las 13:36h, hasta el ocaso (17:48h), porque las últimas fases del evento, que durará hasta la 19:03h, no los veremos desde aquí ya que el Sol se habrá ocultado.

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Transito de Mercurio desde Donostia mayo 2016. Foto cortesía de Iñaki Taboada
Llamamos tránsito de un planeta interior (Venus o Mercurio), a su paso por delante del disco solar. Es un fenómeno poco frecuente que se produce cuando el planeta interior se encuentra en conjunción inferior a la vez que está cruzando uno de sus nodos orbitales. La Tierra atraviesa todos los años la línea de nodos de la órbita de Mercurio los días 8-9 de mayo y los días 10-11 de noviembre. Si en esas fechas concurre una conjunción inferior, tenemos oportunidad entonces de observar un Tránsito.

En este caso, el 11 de noviembre, tenemos a Mercurio en conjunción inferior y cruzando el nodo ascendente. Los tránsitos de Mercurio tienen lugar un promedio de 13 veces por siglo. El último tuvo lugar el 9 de mayo de 2016 y fue visible desde Donostia en su totalidad. El siguiente será el 7 de mayo de 2032. 

La órbita de Mercurio está inclinada 7º respecto a la de la Tierra, de manera que el plano de la órbita de Mercurio corta el plano de la Eclíptica y conforma dos nodos en su órbita por donde el planeta pasa del sur al norte eclíptico por el nodo ascendente, en torno al 10 de noviembre, y del norte al sur por el nodo descendente, en torno al 8 de mayo.


La notable excentricidad de la órbita de Mercurio y la proximidad del nodo ascendente al perihelio del planeta explica que los tránsitos por este nodo, los de noviembre, sean el doble de frecuentes que los de mayo por el descendente, debido a que la cercanía al Sol es mayor. Esta cercanía también explica que los tránsitos en noviembre sean más cortos (5 horas y media) que los de mayo (8 horas), debido a que el planeta se mueve más rápidamente.

Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos, aunque obedece a reglas complejas. Es claro que tales periodos han de ser múltiplos del periodo sinódico, que es de 166 días. Mercurio suele transitar el disco solar en promedio unas 13,3 veces por siglo, y no de forma regular, sino en intervalos de 3, 5 y 13 años. Y si contemplamos plazos de tiempo mucho mayores (siglos), a esta discreta diferencia se acumulan las motivadas por las variaciones orbitales que afectan a la posición del perihelio (precesión del perihelio de Mercurio), a la variación en la excentricidad, y a la variación secular de la longitud del nodo en la órbita.

A esto hay que añadir las variaciones que también afectan a la órbita terrestre. Hace mil años, los tránsitos que ahora vemos en mayo y noviembre se producían en abril y octubre, y dentro de dos mil años se producirán en junio y diciembre. La coincidencia en las fechas del calendario de los tránsitos está determinada por el hecho de que los planos orbitales de la Tierra y Mercurio se mantienen estables -teniendo en cuenta referencias sidéreas- en escalas temporales bajas; la pequeña oscilación en los días se explica porque el año de nuestro calendario, el año civil, de 365 días, no coincide con el año trópico de 365 días 5 horas 49 minutos. 

DATOS ORBITALES DE          
MERCURIO
Semieje Mayor a
0.387099 UA|          57.91 millones de km
Excentricidad e
0.20563
Periodo Orbital P
0.240844 años                       87d 23h 15m
Inclinación i
7.004979º
Velocidad Orbital
47.873 km/s
Periodo Sinódico Medio
115.878 días
Diámetro aparente
Mínimo 4.5”               |             Máximo 13.0”
Distancia a la Tierra
Máxima 221.9 x106|             Mínima 77.3x106
 Fuente JPL


La primera observación de un tránsito de Mercurio de la que se tiene noticia fue realizada el 7 de noviembre de 1631 por Pierre Gassendi (1592-1655). Los astrónomos de los siglos XVII y XVIII se aplicaron, a propuesta de Edmond Halley (1656-1742), en observar los tránsitos planetarios, especialmente los de Venus, para tratar de determinar la distancia al Sol siguiendo el método de Joseph-Nicolas Delisle (1688-1768).

Las observaciones de los tránsitos de Mercurio en el siglo XIX mostraron una discrepancia en el cálculo de efemérides elaboradas para este planeta, que revelaba una anomalía que se concretaba en un avance del perihelio de Mercurio inexplicable con las leyes gravitacionales de Newton. Dicho fenómeno se había tratado de justificar de manera no satisfactoria por perturbaciones gravitatorias de los demás planetas.

En 1915, Albert Einstein (1879-1955), aplicando sus ecuaciones, corrigió satisfactoriamente los cálculos para con la precesión del perihelio de Mercurio, explicándolo mediante su Teoría de la Relatividad General, lo que supuso una rotunda confirmación de ésta.

Tránsito de Mercurio de Mayo 2016 desde Donostia. Cortesía de Aitor Abadía



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M30. CÚMULO GLOBULAR EN CAPRICORNIO

Foto de wikipedia

Messier 30
, también conocido como NGC 7099, es un cúmulo globular brillante de mag 7.2 y 12' de tamaño aparente, al que se le estima un diámetro de 28.3 pc (92 años luz) y una distancia de 8.1 kpc (26400) años luz.

Fue observado y catalogado por Charles Messier (1730-1817) el 3 de agosto de 1764 que lo señaló como "una nebulosa descubierta por debajo de la cola de Capricornio, muy cerca de la estrella 41 Cap... es redonda y no contiene estrella alguna". En 1783, William Herschel (1738-1822) resolvió por primera vez las estrellas del cúmulo.

El cúmulo está ligeramente elongado y es irregular. Su densidad estelar aumenta dramáticamente en el centro del objeto mostrando un fuerte gradiente luminoso que no admite grandes aumentos y exige medias y grandes aperturas para resolver algo las regiones periféricas. En éstas pueden apreciarse diversas cadenas de estrellas (patas de araña) y cabe señalar que algunas de sus estrellas no se muestran puntuales sino como grumos o pequeños cúmulos densos.

Se localiza fácilmente  con prismáticos o con el buscador del telescopio cerca de 41 Cap, a un lado de la cola de la cabra-pez.
Los primeros dias de otoño son un cómodo y buen momento para observar este objeto en cuanto oscurece sobre el horizonte meridional

NORTEAMÉRICA Y PELÍCANO DESDE CANARIAS

Nuestro amigo Juan P. Ramón nos envía desde Canarias esta bonita imagen de las nebulosas Norteamérica y Pelícano con su correspondiente reporte...gracias Juan Pedro

NGC 7000 e IC 5067/68/70. Nebulosas Norteamérica y Pelícano. Cortesía de Juan P. Ramón

NGC7000 / IC 5067/68/70 - Nebulosas Norteamérica y Pelícano

En esta región del cielo, visible en las noches de verano, hay cuatro nebulosas brillantes que figuran en los catálogos NGC/IC. La Nebulosa Norteamérica (NGC 7000) es la parte mas brillante. Las otras tres nebulosas listadas aquí (IC 5067/68/70) son todas partes de la nebulosa mas pequeña, Pelícano.

Las nebulosas Norte América y Pelícano son dos partes de la misma nebulosa, separadas por densas nubes de polvo. A la izquierda abajo está la nebulosa Norteamérica llamada así por su parecido con el continente Norteamericano en los mapas. Arriba vemos la nebulosa Pelícano, llamada así por el parecido con esta ave, especialmente su peculiar pico.

Están ubicadas en el brazo de Orión de nuestra Galaxia. Recientes estudios estiman que desde nuestro sistema solar a las nebulosas hay una distancia entre 1800 y 2000 años luz . forman parte de la misma nube interestelar de hidrógeno ionizado (región HII). El área oscura del centro es una región muy densa de material interestelar que se encuentra delante de la nebulosa y que absorbe la luz de la misma, marcándola por contraste y dando al conjunto su forma característica.

Localizable en la constelación de EL CISNE (CYGNUS), y situada cerca de Deneb (α Cygni), es una nebulosa grande con un tamaño aparente de medio grado, equivalente a la luna llena. Se trata de una nebulosa de emisión, por su tono rojizo; pero su bajo brillo superficial hace que normalmente no sea visible a simple vista (sin embargo, en una noche oscura y con ayuda de un filtro UHC puede verse sin ayuda óptica). No se conoce la estrella responsable de la ionización del hidrógeno que produce la emisión de luz de la nebulosa, pero sí se sabe, como algunas fuentes señalan, que Deneb es la estrella que la ilumina.

fuente: Wiki



Toma desde el Parque Nacional del Teide, región de la Nebulosa Norte América y Pelícano. La noche tuvo bastante variabilidad por lo que el seeing no fue lo bueno que aparentaba. Muy concurrida la zona por amigos de fatigas por lo que se pasó la noche sin darnos cuenta, charlas muy amenas hasta altas horas de la madrugada, esto no tiene precio.

Equipo: CelestronAVX, Fs60CB, Atik Horizon, AcromáticoZWO, Zwo290Mini.
Pixinsight, Maxim, Cs6, Sgpro.
49 x 150 seg. Tiempo de integración: 2.04 Horas
Espero que les guste.




LA ESTRELLA DE BESSEL EN EL CISNE

61 Cygni (GLIESE  820 AB) es una estrella binaria en la constelación de El Cisne (CYGNUS). Sus componentes están separadas 29 segundos de arco y tienen una magnitud aparente de 5,21 y 6,03. Se encuentran a 11 años luz de la Tierra. Son dos enanas rojas de tipo espectral K, de seis mil millones años de edad. 

Fuente Wikipedia
En 1792 Giuseppe Piazzi se dio cuenta de que 61 Cygni parecía haberse movido 3 minutos de arco respecto a la última medida de que disponía, hacía ya 40 años. En aquélla época fue conocida como “La estrella voladora de Piazzi”.

Aquella circunstancia mostraba que la binaria se encontraba relativamente cerca del sistema solar lo que llevó a Friedrich Bessel (1784-1864) a elegirla como candidata a observar e intentar medir su paralaje.
Después de los intentos fallidos de Galileo, Tycho Brahe y otros de observar la paralaje estelar, con la mejora de los instrumentos de medida en la observación astronómica desarrolladas en el siglo de la industrialización, Bessel en 1838 hizo historia al comprobar con el HELIÓMETRO de FRAUNHOFER la paralaje de 61 cygni en 0,314", con lo que, aplicando trigonometría básica, dedujo que se encontraba a 10,4 años luz de distancia.

Se convirtió así en la primera estrella de la que se estimó su distancia a la Tierra con bastante acierto. A partir de entonces la distancia a las estrellas dejó de ser un misterio y se abrió un nuevo mundo a ojos del ser humano, que fue consciente, bruscamente, de la inmensa magnitud del cosmos. La paralaje estelar, observada por primera vez, constataba también el movimiento orbital de la Tierra. 

En la actualidad se acepta para 61 Cyg una paralaje de 0,28547" lo que equivale a 11,36 años luz.

PARALAJE ESTELAR 

Para explicar la paralaje de una manera sencilla en su aplicación a la astronomía, la paralaje estelar es el valor del ángulo que se observa en una estrella desde la tierra; ángulo cuyos lados están definidos por la estrella en el vértice, y dos posiciones orbitales de la Tierra bien separadas. La paralaje estelar de las estrellas cercanas a nuestro sistema solar es observable por la variación angular que se aprecia respecto a las estrellas del fondo, más alejadas físicamente, pero próximas en separaciones  angulares.

La paralaje estelar es apreciable conforme varían las posiciones que ocupa la Tierra en su órbita, cuando las estrellas próximas pareciera que se desplazaran con respecto a las estrellas más distantes con un movimiento anual de vaivén. Al observar la paralaje, estableciendo como línea base el semieje mayor de la órbita terrestre, midiendo ángulos y utilizando elementos de geometría, se puede determinar la distancia a  estrellas cercanas y planetas.

OBSERVACIÓN

La observación de esta binaria con binoculares es preciosa, el par muestra un sutil pero perceptible contraste de tonos rojo-naranja. Con pequeñas aperturas es magnífico. 

Infografía elaborada a partir de foto cortesía de Belén Santamaría

61 cygni es fácilmente localizable sobre el ala oriental de El Cisne (CYGNUS), una constelación del Triángulo de Verano visible durante el estío y el otoño desde que oscurece. Está en el vértice opuesto de la figura que forman Deneb, Sadr y Gienah, muy cerca de Tau Cygni, que es visible a simple vista.