Cometas y Meteoros Los cometas son pequeños cuerpos de forma irregular compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases helados, lo que les valió ser designados por Whipple como "bolas de nieve sucias". l nombre "cometa" proviene del griego clásico y significa astro con larga cabellera, como referencia a sus largas colas. !picamente, un cometa tiene menos de #$ %m de diámetro. La mayor parte de sus vidas son cuerpos sólidos congelados. &uando eventualmente se acercan al 'ol, el calor de (ste empieza a vaporizar sus capas e)ternas, convirti(ndolo en un astro de aspecto muy dinámico, con unas partes diferenciadas* el gráfico inferior muestra los componentes de un cometa. +ientras se mantiene congelado, es simplemente un ncleo y su aspecto es muy similar al de un asteroide, con la salvedad de que en vez de estar compuesto por rocas, lo está por hielos. Las estructuras de los los come cometa tass son son dive divers rsas as y con con rápi rápido doss camb cambio ios, s, aunq aunque ue todo todoss ello ellos, s, cuan cuando do está están n suficientemente cerca del 'ol, desarrollan una nube de material difuso denominada coma, que aumenta de tamaño y brillo a medida que el cometa es calentado por la radiación solar. !ambi(n muestran normalmente un pequeño ncleo, semioculto por la neblina de la coma. La coma y el ncleo constituyen la "cabeza" del cometa.
Los cometas son imprevisibles, pudiendo repentinamente brillar o empalidecer en cuestión de horas. -ueden perder su cola o desarrollar varias. lgunas veces pueden incluso partirse en dos o más pedazos, movi(ndose /untos por el cielo. -oseen órbitas muy elpticas, que en el perihelio los lleva muy cerca del 'ol, en tanto que a menudo el afelio tiene lugar mucho más allá de la órbita de -lutón. -or la duración de sus perodos orbitales se les divide en cometas de corto perodo y cometas de largo perodo. vidente videntemente mente,, tambi(n tambi(n pueden pueden e)istir e)istir cometas cometas de perodo perodo medio. medio. 'e denomin denominan an cometas cometas periód periódico icoss aquell aquellos os cuyas cuyas órbita órbitas, s, bien bien deter determin minada adas, s, hacen hacen que que vuelva vuelvan n a pasar pasar por por las las cercanas del 'ol al cabo de unos años. La figura pone de manifiesto dos particularidades de los cometas. La primera es que la cola se desarrolla a medida que (stos se acercan al 'ol, debido al calentamiento de sus heladas superficies. La segunda, es que sus colas siempre están dirigidas en dirección opuesta al 'ol. 0o hace hace toda todav va a much mucho, o, los los come cometa tass eran ob/eto de superstición y se les atribua el caráct carácter er de mensa/ mensa/ero eross de malas malas notic noticias ias.. 1egi 1egist stro ross escr escrititos os en &hin &hina a y uro uropa pa que que se remo remont ntan an hast hasta a 2$$$ 2$$$ años años atrá atrás, s, cuen cuenta tan n ocasionales cometas de gran tamaño movi(ndose por el cielo, /unto con las calamidades que la gente crea que haban causado. 1elatos más recientes de los indgenas de m(rica del norte, &ometas y +eteoros
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central y del sur, as como de islas del -acfico, hablan de los cometas como señales de catástrofes. n todas las sociedades se los ha relacionado con todo tipo de catástrofes4 guerras, terremotos, plagas y muertes de reyes y dirigentes. l astrónomo ingl(s dmund 5alley fue un buen amigo de 6saac 0e7ton. n #8$9 usó la nueva teora de la gravitación de 0e7ton para determinar órbitas de cometas a partir de sus registros en el cielo en función del tiempo. 5alló que los cometas brillantes de #92#, #3$8 y #3:; tenan casi las mismas órbitas, y cuando tuvo en cuenta las perturbaciones gravitacionales producidas por <piter y 'aturno sobre los cometas, llegó a la conclusión de que fueron distintos aspectos de un mismo cometa. ntonces, realizó los oportunos cálculos y predi/o el retorno del cometa en #89:. 5alley no vivió para poder comprobar su predicción, puesto que falleció en #8=;. 'in embargo, el da de 0avidad de #89:, el cometa que inmortalizara su nombre hizo el retorno previsto, siendo localizado por
eorg -alitzsch, un gran/ero alemán aficionado a la astronoma, con lo cual no sólo se desmitificaba el mal augurio que se haba atribuido a los cometas, mostrando que eran astros como todos los demás, sino lo más importante, que quedaba absolutamente probada la teora de la gravitación de 0e7ton. ?espu(s del retorno de #89:@#89A, los astrónomos empezaron a buscar cone)iones entre el cometa 5alley y otros cometas vistos antes de la aparición de #92#. n total fueron identificadas ;2 apariciones previas, siendo la primera documentada por los chinos en el año ;=$ antes de &risto. l ltimo retorno fue en #A:3 Bnada espectacularC y el pró)imo está previsto para el año ;$3#.
EL NÚCLEO ?espu(s que sonda espacial europea >iotto fotografiara el ncleo del cometa 5alley en #A:3, sabemos que el ncleo de un cometa probablemente tiene una superficie que puede definirse como una corteza negra. l cometa 5alley posee un ncleo de unos #; %m y se cree que los ncleos de los cometas tienen diámetros comprendidos entre # y 9$ %m. l cometa 5ale@Dopp de #AA8 tena un ncleo estimado en unos =$ %m.
-osible estructura interna de un ncleo cometario, inspirado en un dibu/o de ?.
La corteza negra del ncleo ayuda al cometa a absorber calor, el cual causa que algunos hielos de deba/o de la corteza se conviertan en gas. &on el aumento de la presión por deba/o de la corteza, el helado terreno empieza a combarse en algunos sitios. ventualmente las áreas más blandas de la corteza ceden y el gas es disparado hacia afuera de forma parecida a un g(iser y que los astrónomos denominan chorro o /et.
LA COMA Los cometas normalmente despliegan una coma de varios miles de %ilómetros de diámetro, cuyo tamaño depende de la distancia al 'ol y del diámetro del ncleo. ste ltimo es importante, pues como los chorros generalmente surgen en la cara del ncleo que mira el 'ol, la más caliente, cuanto mayor es el ncleo, más grande es la superficie dirigida al 'ol, con lo que potencialmente puede e)istir un nmero mayor de chorros que proporcionen una mayor cantidad de gas alimentando a la coma. Eno de los mayores cometas históricos fue el >ran &ometa de #:##. 'u ncleo fue estimado entre 2$ y =$ %m de diámetro y durante los meses de septiembre y octubre &ometas y +eteoros
; de #3
de #:## la coma alcanzó un diámetro apro)imadamente igual al del 'ol B#.=$$.$$$ %mC. l diámetro de la coma decrece apreciablemente cuando alcanza la órbita de +arte. esa distancia es cuando el chorro de partculas solares adquieren la suficiente intensidad para arrastrar las partculas de gas y polvo del ncleo y la coma, y este proceso es el responsable de la cola del cometa que le confiere su espectacularidad.
LA COLA Las colas de los cometas brillantes pueden llegar a tener una longitud de #9$ millones de %ilómetros B# E..C y más. 'in embargo, las colas que están compuestas por gas y polvo procedentes del ncleo son muy difusas, tanto que el vaco en la cola es mucho me/or que cualquier vaco que se pueda producir en la !ierra. La cola más larga observada fue la del >ran &ometa de #:=2, que se e)tendió más de ;9$ millones de %ilómetros. -ara tener una idea de lo que esto representa, baste decir que si el ncleo de cometa estuviera situado en el centro del 'ol, las cola no sólo rebasara las órbitas de +ercurio, Fenus y la !ierra, sino Gtambi(n la de +arteH +uchos cometas poseen dos colas, una cola de gas Btambi(n llamada cola iónica o cola de plasmaC compuesta por iones por el choque del viento solar con el cometa, y la cola de polvo, compuesta por partculas liberadas del ncleo al vaporizarse el hielo. Las partculas de polvo se disponen siguiendo la órbita del cometa y se desplazan ligeramente por la presión de la radiación solar, por lo que tienden a curvarse respecto a la cola de iones. La cola de plasma con frecuencia muestra estructuras asociadas con variaciones del ritmo de eyección del ncleo en el tiempo. La cola iónica normalmente es más azul, estrecha y recta, mientras que la cola de polvo es más difusa, ancha, a menudo curvada y de color más blanco. stas diferencias de aspecto están directamente correlacionadas con los diferentes orgenes y composiciones de ambas colas. lrededor del cometa tambi(n se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno4 como el cometa absorbe luz ultravioleta, por procesos qumicos se escapa hidrógeno y forma una especie de envoltura. 'in embargo, esto no puede ser observado desde la !ierra, pues su luz es absorbida por la atmósfera y nicamente es posible verlo desde el espacio. !al como se ha dicho al principio, la descripción más concisa de un cometa es que son bolas de nieve sucia. -oseen un tamaño de pocos %ilómetros y parecen estar compuestos principalmente por hielos de agua, dió)ido de carbono, amonaco y metano, mezclados con polvo. 'e cree que esta composición representa un e/emplo de la materia primordial a partir de la que se formó el sistema solar. -or consiguiente, son de un considerable inter(s cientfico por la información que pueden proporcionar sobre la primitiva historia del sistema solar. &ometas y +eteoros
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ÓRBITAS DE LOS COMETAS Los cometas interaccionan gravitacionalmente con el 'ol y otros ob/etos del sistema solar. 'u movimiento tambi(n está influenciado en cierto grado por los gases que eyecta, de modo que sus órbitas están determinadas mayormente, pero no del todo, por la gravedad. La mayora de órbitas parecen ser elpticas o, en algn caso, parabólicas. +uchos de los cometas pertenecen a una población denominada cometas de corto perodo, con órbitas elpticas "suaves" que los llevan a regiones lindantes con <piter o hasta más allá de la órbita de 0eptuno. pro)imadamente una docena de estos cometas pasan por el sistema solar interior cada año, pero normalmente sólo pueden ser observados con telescopios. Los cometas que son mucho más fáciles de ver son mucho más raros* se piensa que provienen de un gran cmulo esf(rico de material cometario que rodea el 'ol, llamado nube de Iort. sta esfera tiene a un año luz B9$.$$$ EC de radio, es decir, de dimensiones enormes, aunque la masa total de este material cometario es pequeña, estimada desde menos de la masa de la !ierra hasta, como má)imo, menos de la masa de <piter. -uede comprobarse que estas estimaciones son muy dispares, pero hay que tener en cuenta que la propia nube de Iort tan sólo es una hipótesis. Icasionalmente un cometa de esta nube es perturbado gravitacionalmente, por e/emplo por el paso de una estrella o por interacciones con otro cometa, emprendiendo un largo camino con una larga órbita elptica o parabólica hacia el 'ol. stos son los cometas de largo perodo, que históricamente suelen ser los más brillantes observados. Las órbitas de todos los cometas pueden ser fuertemente influenciadas cuando pasan cerca de los planetas /ovianos y, en ocasiones, quedan confinados en órbitas más cortas y cercanas.
PERÍODOS DE LOS COMETAS &omo se ha indicado, los cometas pueden clasificarse de acuerdo con sus perodos orbitales, que además, tambi(n les confiere otras caractersticas propias como vamos a ver a continuación. Los cometas de corto perodo son aquellos que necesitan menos de ;$ años para describir una órbita completa alrededor del 'ol. -or tanto, se sobreentiende que son periódicos, es decir, que repiten sus pasos por el perihelio como si se tratara de planetas. )isten otras caractersticas que los diferencian, como son que sus inclinaciones orbitales respecto a la eclptica en casi la mitad de ellos B=:JC son inferiores a los #$ grados, mientras que el 28J de los restantes poseen inclinaciones entre #$ y ;$ grados. demás, en su inmensa mayora su sentido de rotación es directo, como el de los planetas y muchos de ellos tienen su afelio en las pro)imidades de la órbita de <piter. Las dimensiones de los ncleos de (stos son del orden de los ; %m, es decir, pequeños, pues en los frecuentes pasos por el perihelio van perdiendo sus componentes volátiles y sus vidas forzosamente deben ser cortas a escala cosmológica. 'e supone que debe e)istir algn mecanismo que realimente el sistema solar interno de cometas de corto perodo, pues de lo contrario los e)istentes posiblemente ya se hubieran consumido hace tiempo. Los cometas de largo perodo son los que completan su órbita en más de ;$$ años. 'us inclinaciones pueden adquirir cualquier valor y están distribuidos de forma más o menos aleatoria por la esfera celeste. 'in embargo, una caracterstica es que sus semie/es mayores hacen suponer que proceden de un remoto halo cometario situado entre las #$.$$$ y #$$.$$$ unidades astronómicas. Kue este hecho el que hico postular a Iort la e)istencia de una nube o esfera donde se hallaban confinados y que hoy conocemos con el nombre de nube de Iort. 'e calcula que &ometas y +eteoros
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para mantener constante el nmero observado de cometas de corto perodo, deberan transitar cada año entre #.$$$ y 2.$$$ pequeños cometas de largo perodo entre = y 3 unidades astronómicas del 'ol. Los cometas de perodo medio poseen perodos orbitales entre ;$ y ;$$ años. 'e conocen varias docenas de ellos y cuatro se mueven en sentido retrógrado. l más famoso es el cometa 5alley que describe una órbita en unos 83 años en sentido retrógrado, con una inclinación de #3; con respecto a la eclptica. !ienen el mismo origen que los cometas de corto perodo, pero como sus órbitas los llevan con menos frecuencia a las pro)imidades del 'ol, conservan bastantes caractersticas de los cometas nuevos o /óvenes.
¿DE DÓNDE PROCEDEN? l sistema solar empezó como una vasta nube de polvo y gas. 5ace =.3$$ millones de años esta nube giraba lentamente alrededor del naciente 'ol y partculas de la misma colisionaron entre s. ?urante ese tiempo algunos ob/etos fueron destruidos por las colisiones, en tanto que otros crecieron en tamaño y llegaron a convertirse en planetas. lo largo de este primitivo perodo, los cometas probablemente llenaban el sistema solar. 'us colisiones con los nacientes planetas desempeñaron un papel principal en el crecimiento y evolución de cada planeta. Los hielos de los que están compuestos los cometas parecen haber sido los "ladrillos" que formaron las primitivas atmósferas de los planetas. 5ay quien cree firmemente que fueron las colisiones de cometas las que proporcionaron el agua de la !ierra y lo capacitaron para que la vida pudiera empezar. s más, pudieron ser básicos en la formación de algunos planetas gigantes, tales como Erano y 0eptuno, cuyas composiciones prácticamente son id(nticas a las de los cometas. &on el transcurso de los tiempos, los cometas han llegado a ser ob/etos raros en el interior del sistema solar. ?e/aron de poblar el espacio interplanetario hace unos =.$$$ millones de años y actualmente, en promedio, sólo aparece uno visible a simple vista cada d(cada. &on telescopios potentes se pueden ver muchos más, pero continan siendo escasos, pues se observan como mucho de #9 a ;$ al mismo tiempo en todo el cielo. 5oy en da, la mayora de los cometas se hallan localizados fuera del sistema solar, en parte de la nube original de polvo y gas que ha permanecido prácticamente intocable durante miles de millones de años. stas regiones son conocidas por nube de Iort y cinturón de Muiper. La e)istencia de la nube de Iort fue fue propuesta teóricamente por el astrónomo holand(s
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COLISIONES CON COMETAS ?ado que las órbitas de los cometas en ocasiones cruzan las órbitas de otros cuerpos del sistema solar, pueden producirse colisiones. 5ubo un tiempo en que se pensaba que la colisión de un cometa con la !ierra no ocasionara graves per/uicios. hora se sabe que no es as y que el choque de un cometa, al igual que el de un asteroide, puede tener resultados catastróficos. n la mañana del 2$ de /unio de #A$:, en una región remota de la 'iberia central denominada !ungus%a, un gran bólido blancoazulado más brillante que el 'ol estalló en el cielo con un intenso resplandor y onda de calor. l ruido de la e)plosión pudo ser odo a #$$$ %m de distancia, y derribó los árboles en un radio de 2$ %m desde el punto central del valle del ro !ungus%a. La onda e)pansiva dio dos veces la vuelta a la !ierra y en las noches siguientes se pudo observar una neblina ro/iza en la alta atmósfera, aunque en aquel momento no se conocan los motivos. 'e estima que la e)plosión tuvo una intensidad equivalente a una bomba de hidrógeno de #$ a ;$ megatones detonada a unos 3@: %m de altura sobre la superficie, lo que podra e)plicar el por qu( no ha sido hallado ningn cráter en la zona. La región era tan remota que hubo pocos testigos y presumiblemente se perdieron pocas vidas. Las noticias del evento fueron censuradas y sólo se conocieron poco a poco en el resto del mundo. ?ebido a lo ale/ada que es la zona y a las vicisitudes polticas en esa parte durante el primer tercio del siglo, no fue hasta #A;8 que finalmente partió una e)pedición para investigar lo que haba sucedido. unque han sido propuestas varias teoras fantásticas, la e)plicación más simple consiste en que la !ierra fue alcanzada por un pequeño cometa o roca asteroidal de unos #$$ metros de diámetro, que estalló antes de alcanzar el suelo, sobre la vertical de !ungus%a. n #AA= pudimos ser testigos directos de un fenómeno similar en otro planeta del sistema solar. n efecto, a mediados de /ulio fragmentos del &ometa 'hoema%er@Levy A impactaron sobre <piter. l 'hoema%er@Levy A era un cometa con una órbita que parcialmente interceptaba la de <piter. ?urante una muy cercana apro)imación a <piter fue roto en más de ;$ pedazos por la fuerza de la gravedad del planeta, al tiempo que fue capturado quedando momentáneamente en órbita alrededor de (ste como si de un nuevo sat(lite se tratara, pero en una elipse tan cerrada, que pasaba por dentro del globo de <piter. 'e pudo calcular con antelación que en el siguiente acercamiento, los fragmentos en que se haba dividido el cometa se precipitaran uno tras otro, a lo largo de una semana, sobre <piter, organizándose una gran campaña mundial que observar este acontecimiento, que se calcula puede ocurrir una vez cada 9$$ o mil años. n verdad que el espectáculo no defraudó a nadie y los efectos de los impactos superaron todas las e)pectativas previas. unque no e)iste un consenso entre los especialistas sobre el tamaño original y la composición del cometa, en un principio se estimó que poda tener unas dimensiones cercanas a los #$ %m, pero más tarde se reba/ó esta cifra a entre 2 y 9 %m. Ena vez fragmentado, los pedazos menores se estima que podan ser del orden de los #$$ a 2$$ metros Bvarios de los más pequeños se volatilizaron antes del impactoC y los mayores podran llegar a incluso superar # %m. l resultado de los choques sobre el gigantesco <piter fueron impresionantes, sobre todo pensando en el efecto devastador que podra tener el impacto de uno sólo de estos f ragmentos en un planeta como la !ierra. La bola de fuego de los mayores impactos en algunos casos fue de algunos millares de %ilómetros, y en la alta atmósfera quedaron unas marcas oscuras Bprácticamente negrasC que perduraron meses. -rescindiendo de la onda e)plosiva y de sus efectos, tan sólo esta capa oscura podra ser catastrófica para la vida en la !ierra, ya que bloqueara la llegada de la luz y el calor solar durante meses, sumiendo al planeta a ba/simas temperaturas, al tiempo que impedira la fotosntesis, con lo que las plantas moriran, a las que seguiran los animales que se alimentan de ellas.
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Observación de cometas.
OBSERVACIONES VISUALES Los elementos a cuantificar serán los siguientes4 #. ;. 2. =. 9. 3.
magnitud visual global tamaño de la coma grado de condensación de la coma longitud de la cola ángulo de posición de la cola hora, calidad de cielo y observación... Feamos la cuantización de algunas de estas variables4 -ara la determinación de la magnitud visual global de la coma del cometa se pueden utilizar los m(todos de Dobrovni%olff, o fuera@fuera, de 'id7ic%, o adentro@fuera, de +orris o de Deyer. Feamos un poco más en detalle el m(todo Dobrovni%olff o fuera@fuera. -ara (ste m(todo se desenfoca tanto laOs estrellaOs de referencia como el cometa. P se utiliza preferentemente para cometas brillantes. #. ?esenfocar el ocular del telescopio hasta producir una imagen de un tamaño aparente similar entre la parte visible del cometa y las estrellas de comparación. ;. +irar una estrella más d(bil que el cometa, seguidamente al cometa y despu(s a una más brillante. &omparar as las magnitudes de las estrellas con la estimada del cometa y evaluar (sta por interpolación, evaluando la posición en la que está la magnitud del cometa entre las dos estrellas de comparación 'upongamos que comparamos las estrellas y D de magnitud 8,9 y :,; respectivamente. La diferencia de sus magnitudes es4 :,; @ 8,9 Q $,8 'i el cometa es $,3 de a D, la magnitud estimada es 4 $,3 ) $,8 R 8,9 Q 8,A; o sea 8,A. ntre los factores que afectan a la medición encontramos los siguientes4 •
•
l ?6S+!1I ?L !L'&I-6I. n general, con instrumentos pequeños recogemos más luz de las regiones más e)ternas de la coma, lo cual puede hacer que la veamos algo más brillante que con instrumentos más grandes, los cuales son más precisos para medir la condensación de la coma. 5ay que escoger el instrumento más pequeño que sea capaz de darnos una buena imagen del cometa. &omo '!1LL' ? &I+-1&6T0 podemos utilizar las que vienen recogidas en las cartas de estrellas variables de la F'I o las del catálogo !ycho que viene en muchos programas informáticos actuales. Las estrellas que escogeremos no serán estrellas ro/as.
L!6!E? del cometa sobre el horizonte, si muy ba/o sufrirá e)tinción atmosf(rica. &orrección por tablas 6&N. -ara cuantificar la '!1E&!E1 ? L &I+ deberemos tener en cuenta los siguientes parámetros4 el ?iámetro o tamaño aparente, el >rado de condensación y los posibles detalles dentro de la coma. Feamos estos parámetros en detalle4 #. ?!1+60&6T0 ?L ?6S+!1I ? L &I+ La coma tiene una forma circular cuando el cometa está le/os para prolongarse hacia una forma elptica al acercarse. n el primer caso debe medirse su diámetro, pero en el segundo deberán medirse sus dos e/es. La medición se hace mediante estimación comparando a trav(s del telescopio el •
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tamaño de la coma con la separación entre dos estrellas que deberán luego ser identificadas sobre la carta celeste. 'e puede realizar tambi(n con ocular con micrómetro o retculo iluminado. ;. >1?I ? &I0?0'&6T0 ? L &I+ ?escripción del perfil de intensidad de la coma mediante la escala de valores de $ a A Bno son necesarios decimalesC. $ . &oma difusa con luminosidad uniforme, sin condensación hacia el centro. 2 . &oma difusa con luminosidad creciente gradualmente hacia el centro. 3 . La coma muestra un pico de intensidad defin ida en el centro. A . La coma parece un punto estelar. 2. I!1I' K0T+0I' ? L &I+ &horros o /ets y estallidos o outburst. l siguiente paso será el '!E?6I ? L &IL. Pa se ha visto que se pueden observar ; tipos de colas, la de gas BiónicaC y la de polvo. n ambos casos se valorará las dimensiones, el ángulo de posición y si e)isten algunas estructuras caractersticas Bdiferencias de intensidades luminosas y la posible separación de la cabezaC. -ara tener las dimensiones se debera utilizar medios fotográficos ya que visualmente podemos perder mucha precisión. -ara una cola de menos de #$$ de longitud se sugiere obtener su tamaño aparente comparándola con pares de estrellas Bal igual que en las observaciones del diámetro de la comaC. 'e sugiere el transporte mediante dibu/o a una carta celeste. y es conveniente anotar las circunstancias de luminosidad ambiental o curvatura de la cola ya que pueden afectar a la medida. -ara el ángulo de posición se utilizará una precisión de U9V. &omo con el tamaño se puede dibu/ar sobre una carta celeste para posteriormente medir. Los dibu/os tambi(n pueden ser tiles para apreciar me/or estructuras en la cola y en la coma. Eitlizar observaciones con ccd puede facilitarnos las comparaciones anteriores permiti(ndonos realizar mediciones astrom(tricas de mayor calidad.
METEOROS Meteoro, en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno luminoso que se produce al atravesar un meteoroide nuestra atmósfera. s sinónimo de estrella fugaz, t(rmino impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.
'egn la terminologa adoptada en nuestros das se tienen las siguientes definiciones básicas4 +eteoroide4 son partculas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algn cometa o restos de la formación del 'istema 'olar. +eteoro4 es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energa de los meteoroides interceptados por la órbita de la !ierra. +eteorito4 son los meteoroides que alcanzan la superficie de la !ierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera. •
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La aparición de meteoros es un hecho muy frecuente y algunos son tan espectaculares que pueden observarse a simple vista. n una noche oscura y despe/ada se pueden detectar sin ayuda de instrumentos hasta #$ meteoros por hora, pero a intervalos irregulares Bpueden pasar diez o veinte minutos sin que observe ningunoC* sin embargo, en las (pocas denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de #$ a 3$ por hora Buno cada minutoC. La contaminación lumnica hace que en las ciudades sea muy difcil disfrutar de este tipo de observaciones. +ás raro es un fenómeno más deslumbrante4 el de un bólido Bmeteoros de magnitud inferior &ometas y +eteoros
: de #3
a @=, la magnitud de FenusC. traviesan rápidamente el cielo, de/an tras s una estela luminosa y a veces estallan con un ruido análogo al de un disparo de artillera. 0o todas las noches del año son igual de intensas en cuanto a meteoros. Las fechas más notables tienen lugar apro)imadamente el #; de agosto B-erseidasC y el #2 de diciembre las >emnidas. &ada cierto nmero de años se repiten lluvias e)cepcionales en tasa de meteoros visibles por hora, como las Leónidas de #A33 y #AAA. 'e ha comprobado que las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se da el nombre de radiante. s un efecto de perspectiva, pues todos van paralelos, pero igual que las vas del tren, parecen converger hacia el infinito. Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más pró)ima. s, por e/emplo, tenemos las Lridas, las -erseidas, las Leónidas, las gamma cuáridas. En meteoroide que no se consume en su paso por la atmósfera Bfase en la que es visible como meteoroC y llega a estrellarse en la superficie terrestre, dada su energa, puede producir un cráter de impacto. l material fundido terrestre que se esparce de tal cráter puede enfriarse y solidificarse en un ob/eto conocido como tectita. Los fragmentos del cuerpo e)traterrestre se denominan meteoritos. Las partculas de polvo de meteoro de/adas por meteoroides en cada pueden persistir en la atmósfera hasta algunos meses. stas partculas pueden afectar el clima, ya sea por dispersar radiación electromagn(tica o por catalizar reacciones qumicas en la atmósfera superior.
Trayectoria l origen e)traterrestre de los meteoros no fue demostrado hasta #:$$, cuando dos estudiantes alemanes calcularon la altura a la que aparecen en la atmósfera. l primer punto a e)aminar en el estudio de las estrellas fugaces es ver cómo se calcula la altura a que se las observa. -ara ello se colocan dos observadores en lugares situados más de treinta %ilómetros de separación anotando cada uno la trayectoria de la estrella fugaz en relación con las constelaciones y fi/ando su posición aparente en una carta celeste. ?ebido a un efecto de perspectiva, las trayectorias no coincidirán y el cálculo permitirá conocer la altura del meteorito en función de la desviación de las dos trayectorias aparentes. -or t(rmino medio, esta altura resulta ser de unos #$$ %m al aparecer el meteoro y 9$ en el instante en que desaparece, despu(s de haber recorrido incluso más 2$$ %m. 'u desaparición tiene lugar a alturas tanto más ba/as cuanto mayor es el meteoroide. 0o obstante, cuando (ste es lo suficientemente grande como para llegar al suelo, su velocidad disminuye debido al rozamiento con las densas capas de la atmósfera inferior, y la luz que lo envuelve se e)tingue a algunos %ilómetros de altura. l llegar al suelo, si su volumen es suficientemente grande, puede dar lugar a una e)plosión a causa de la compresión brusca del aire. n general, la aparición acostumbra a ser muy breve. ?e unos segundos 2 a 9 por t(rmino medio las más brillantes hasta una fracción de segundo las más d(biles. 'i el meteoro es muy grande, puede seguirse su trayectoria durante un espacio de tiempo algo mayor, inferior siempre a los ;$ segundos. -or otra parte la estrella fugaz es como una estrella luminosa que puede salir en cualquier momento del da, en su mayor parte en la noche, con tal rápidez que es muy posible verlo a simple vista
Distribución horaria 'e ha comprobado que los meteoros visibles en el transcurso de una misma noche van siendo más numerosos a medida que avanza la noche, siendo la media horaria de las seis de la mañana doble que a las #:. dmitiendo que los meteoros proceden de todos los lugares del espacio, la !ierra sólo recibirá los que van a su encuentro, mientras que por la mañana encontrará &ometas y +eteoros
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todos aqu(llos que halla en su camino. demás, los meteoros de la tarde son menos veloces que los de la mañana. n efecto, suponiendo que un corpsculo a una velocidad parabólica de =; %mOs encuentra a la !ierra por la tarde, teniendo la !ierra, como sabemos, una velocidad de 2$ %m por segundo, la velocidad resultante será de =;@2$Q #; %mOs, mientras que por la mañana será de =;R2$Q 8; %mOs. unque, en realidad, estos nmeros deben modificarse por efecto de la atracción terrestre. l penetrar en la atmósfera terrestre, su energa cin(tica se transforma en calor por rozamiento y el material meteórico sublima, dando lugar al fenómeno luminoso que conocemos como estrella fugaz, y que representa un #J de la energa inicial del meteoroide.
Rutas de ionización ?urante la entrada de un meteoroide en la atmósfera superior se crea una ruta de ionización, donde las mol(culas de la atmósfera superior son ionizadas por el paso del meteoro. !ales rutas de ionización pueden durar hasta =9 minutos en cada ocasión. &onstantemente están entrando meteoroides del tamaño de pequeños granos de arena, y por lo tanto, se pueden encontrar más o menos constantemente las rutas de ionización. &uando las ondas de radio son rebotadas por estas rutas, se llama una "comunicación cortada por meteoro" o "dispersión de meteoro". La dispersión de meteoros se ha usado para asegurar la implementación de sistemas militares e)perimentales de comunicación. La idea básica de este sistema es que una ruta de ionización actu( como un espe/o para las ondas de radio, las cuales podrán ser rebotadas en la ruta. La seguridad se dará por el hecho de que sólo receptores en una posición correcta podrán recibir la información del transmisor, al igual que con un espe/o real, lo que se pueda percibir en la refle)ión dependerá en la posición que se tenga respecto al espe/o. ?ebido a la esporádica naturaleza de la entrada de meteoros, tales sistemas están limitados a cortos rangos de datos, tpicamente de =9A3$$ baud. Los operadores de radio amateur utilizan la comunicación dispersa por meteoros en las bandas F5K. La información de 'no7pac% de las montañas 'ierra 0evada en &alifornia se transmite desde sitios remotos va ionización atmósferica de los meteoros. Los radares de meteoros pueden medir la densidad atmosf(rica y los vientos al estimar la proporción de decaimiento y transición ?oppler de un sendero del meteoro. Los grandes meteoroides pueden de/ar tras de si largas rutas de ionización, las cuales interactan con el campo magn(tico de la !ierra. 'e pueden liberar megavatios de energa electromagn(tica cuando la ruta se disipa, con un pico en el espectro de energa en las frecuencias de audio. &uriosamente, aunque las ondas son electromagn(ticas, estas pueden ser escuchadas4 son suficientemente poderosas para hacer vibrar el pasto, vidrios, cabello, los odos y otros materiales. s lo que se conoce con fenómeno electrofónico asociado al paso de grandes bólidos.
Origen: los cometas Los en/ambres de meteoros están asociados a los cometas. ?espu(s de la gran lluvia con radiante en la constelación del León BLeónidasC de #:22, Ilmsted y !7lning, de 0e7haven, reconocieron B#:2=C que la e)istencia de un radiante poda e)plicarse suponiendo que un en/ambre de corpsculos se mova alrededor del 'ol en una órbita regular, análoga a la de un cometa, y que esta órbita era atravesada por la !ierra. n #:3#, Mir%7ood afirmó que estos corpsculos eran restos de los cometas. Erbain Le Ferrier publicó la órbita de los meteoros de noviembre, las Leónidas, y cuando !heodor von Ippolzer e)aminó la órbita del cometa 99-O!empel@!uttle de #:33 B#:33 6C se hizo evidente la identidad de ambas trayectorias.
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!ambi(n en #:3#, 'chiaparelli demostró que las -erseidas del mes de agosto seguan la órbita del hermoso cometa '7ift@!uttle de #:3; B#:3; 666. >alle y Weiss demostraron que las Lridas del #A de abril recorren la misma ruta que el cometa de !hatcher B#:3# 6C. Kinalmente, se demostró que las cuáridas del 2$ de abril se encontraban en la misma órbita del cometa #-O5alley y que las ndrom(didas del ;8 de noviembre proviene del cometa de DielaB#:9; 666C @ de aqu el nombre de Di(lidas @ que se rompió en dos pedazos en #:=9 y desapareció despu(s de su regreso en #:9;. +ás recientemente se ha comprobado que la hermosa lluvia de estrellas ?racónidas del A de octubre de #A22 estaba relacionada con el cometa >iacobini@inner B#A22 666C, por lo que tambi(n se las denomina >iacobnidas.
Mecanismos de formación Las Leónidas, las -erseidas y las Lridas han sido observadas centenares de años antes de que fuera descubierto el cometa en que están asociadas. &on la hipótesis del ncleo congelado de Kred Whipple se pudo producir una disgregación lenta del ncleo del cometa. -ero, Xes ello suficiente para e)plicar el inmenso nmero de meteoros, que se deducen de las observacionesY La causa de que los en/ambres est(n más o menos alargados y difusos está en que los corpsculos que los constituyen se e)tienden por grandes espacios. s, por e/emplo, el en/ambre de las -erseidas dura #; das, por lo menos, durante los cuales la !ierra recorre 2$ millones de %ilómetros. <.@>. -orter calculó que la anchura del anillo debe sobrepasar los 8 millones de %m. Las distancias de los córpusculos al 'ol están le/os de ser iguales y, en consecuencia, la duración de sus revoluciones alrededor del 'ol, con arreglo a las leyes de Mepler, son diferentes. l en/ambre, segn esto, se dispersará a lo largo de toda la órbita y con el tiempo acabará por formar un anillo de corpsculos en el cual los elementos más rápidos alcanzarán a los más lentos* como los corredores en una pista, que si a la partida forman un solo pelotón, luego, poco a poco, los más veloces alcanzan a los ltimos al ganarles una vuelta. ?e esta manera se e)plica que se puedan encontrar meteoros lo mismo antes que despu(s del paso de un cometa. &ada año, al llegar la !ierra por la misma fecha al punto de intersección de su órbita con la del en/ambre, es decir, a su nodo ascendente o descendente, encuentra meteoroides. 'i el en/ambre es vie/o, sus elementos habrán tenido tiempo de dispersarse a lo largo de la órbita y cada año tendrá lugar una lluvia análoga a las anteriores, como ocurre con las Leónidas* por el contrario, si el en/ambre es /oven, de reciente formación, se presentará en bloque compacto y solamente habrá una lluvia de estrellas en caso de encontrarse el en/ambre y la !ierra en el mismo punto, lo que puede ocurrir muy de tarde en tarde si los perodos de revolución del en/ambre y la !ierra no son conmensurables. l mismo en/ambre puede ser más o menos ancho y su órbita más o menos inclinada respecto al plano de la eclptica. La !ierra tardará algunas horas, algunos das, o algunos meses, como ocurre con las e ri(tidas, en atravesarlo. Los meteoros están entonces muy esparcidos y pasan muchos das sin que se encuentre el radiante. Las irregularidades anuales tambi(n tienen otra causa4 el en/ambre sufre la atracción de los planetas por los que pasa cerca y ello hace que cambie su órbita, la duración de su revolución y la distancia de los nodos a la órbita terrestre* cambios que a menudo son lo bastante importantes para que al llegar nuestro planeta en la trayectoria del en/ambre solamente encuentre los elementos marginales, poco numerosos, o pase fuera del anillo corpuscular. 0o hay que sorprenderse, pues, de las grandes variaciones que a veces se observan de un año al siguiente. s ocurre que un radiante rico en el pasado, hoy sólo d( algunos meteoros o se haya e)tinguido* por el contrario, tambi(n puede ocurrir que otro radiante, habitualmente pobre, nos reserve la sorpresa de una abundante lluvia meteórica. ' bien es relativamente fácil trazar un catálogo de los radiantes conocidos, apenas es posible confeccionar uno en que prevea con certeza las grandes apariciones de meteoros, dado que un en/ambre alargado presenta regiones irregulares y de desigual densidad que cambian con el transcurso de los años. &amille Klammarion indicaba a principios del siglo ZZ4 "l problema &ometas y +eteoros
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está, pues, le/os de poderse dar por resuelto". 0o obstante la teora de ?avid sher y 1obert +c0aught, que fi/a su atención en la órbita de los meteoros más que en la de los cometas que los generan puede dar buenas predicciones. ?e entre los más importantes, sólamente hay unos pocos cuya actividad se remonta a un pasado le/ano. Las Leónidas, por e/emplo, han sido señaladas desde A$;* las -erseidas desde :39 y las Lrdas desde el siglo F a.&. Los corpsculos esporádicos que se hacen visibles a su encuentro con la !ierra, a razón de ;$ millones por da durante todo el año, están separados, por t(rmino medio, ;3$ %m uno de otro, segn los cálculos de -orter. n las -ersedas, esta distancia se reduce a #;$ %m, y en la gran lluvia de las Leónidas que tuvo efecto en #:92, en que la media horaria fue de 29.$$$, la separación de las partculas era del orden de los #9 a los 2$ %m. &omo vemos, la distancia que separa a los corpsculos es mucha, y el en/ambre más compacto no puede compararse con el ncleo de un cometa. s posible recoger residuos de estrellas fugaces4 basta fundir nieve de montañas poco holladas por el hombre y que haya permanecido en ellas el mayor tiempo posible. ?espu(s de filtrar el agua resultante, en el filtro quedan pequeñas partculas, generalmente f(rreas, separables por un simple imán. 'e han de observar con una potente lupa, pues sus dimensiones son inferiores a $,# mm. ?e da hay meteoros pero es difcil su observación. 'ólo son detectables con t(cnicas de radioastronoma ya que las partculas que penetran a gran velocidad ionizan los átomos de la atmósfera. stos trayectos ocupados por iones refle/an las ondas del radar detectando as la presencia diurna de meteoros.
Observación de Meteoros. Ena manera fácil de observar meteoros visualmente es lo que llamamos el "m(todo de conteo". l observador toma nota de los meteoros vistos en una grabadora de cinta o sólo un trozo de papel. ?a la magnitud estimada del meteoro y si pertenece o no a la lluvia observada Bpor e/emplo, si se trata de una -erseida o noC. !his method is applicable for ma/or sho7er ma)ima li%e the Nuadrantids, -erseids, and >eminids. ste m(todo es aplicable para má)imos de lluvias mayores como las &uadrántidas, -erseidas y >emnidas. Pou have to decide 7hich observing method, plotting or counting, can be used most favourably. l observador tiene que decidir qu( m(todo de observación, dibu/o o conteo, puede resultar más til para la observación. -uesto que el observador quiere tener tanta información como fuera posible de su observación, la respuesta a esta pregunta parece ser clara4 gráficos. Dut plotting has the main disadvantage that the time used for plotting meteors is dead time. -ero dibu/ar los meteoros tiene una desventa/a importante, que el tiempo utilizado para trazar los meteoros es tiempo muerto Bde no observaciónC. 'i la frecuencia de meteoros es demasiado alto, puede suceder que se consuma hasta el 9$J de su tiempo de observación para el procedimiento de trazado. sto hace que esta observación sea muy poco fiable. sta situación se produce cuando la actividad de meteoros total es elevada, como en agosto u octubre, o cuando una lluvia importante BmayorC está activa. 6magnese que usted desea observar en octubre. !hen a ma/or sho7er, the Irionids, and t7o minor sho7ers, the !aurids and epsilon@>eminids, are active. n esa (poca tenemos una lluvia importante, las Iriónidas, y dos lluvias de menor importancia, las !áuridas y (psilon@ >emnidas. La frecuencia de meteoros pueden ser tales que su observación se vuelve intil si cada meteoro visto hay que dibu/arlo. n este caso se deben combinar ambos m(todos. ll meteors 7hich could belong to one of the minor sho7ers are plotted 7hile obvious Irionids and 'poradics are "counted" according to the guidelines for ma/or@sho7er observations, ie you record the latter meteor data onto tape Bor 7rite the details as notesC 7ithout ta%ing your eyes off the s%y, 7hile plotting the former meteors. -odran dibu/arse todos los meteoros que &ometas y +eteoros
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podran pertenecer a una de las lluvias menores, mientras que las Iriónidas y otros esporádicos son "contados", de acuerdo a las directrices para las observaciones de lluvias mayores de meteoros, es decir, grabar los datos de meteoros esta ltima a la cinta Bo escriba a la información como notasC sin perder de vista el cielo, mientras que se trazan los meteoros de la lluvia menor que pretendemos documentar. 6n this 7ay you reduce the amount of dead time but still enable an accurate sho7er association to be obtained for the minor sho7ers. ?e esta manera se reduce la cantidad de tiempo muerto, pero todava es posible una asociación precisa de las lluvias de menor importancia. !an pronto como el observador ve a más de ;$ meteoros por hora debe dibu/ar solo los meteoros que podran pertenecer a una lluvia menor* el resto de meteoros deberan ser "contados" solamente. !engase en cuenta que el principio y el final de los perodos de actividad de la lluvia mayor tienen que ser considerados como los menores ya que en esos momentos se produce una tasa ba/a. +ientras se vean menos de ;$ meteoros por hora se puede trazar todos los meteoros vistos, y cuando la frecuencia es muy alta, por e/emplo 9$ meteoros por hora, el observador debe concentrarse en la lluvia mayor que causa la actividad.
Características de !ser"aci#es de L$%"ias Me#res 'e les llama a las lluvias de meteoros menores debido a que en estas se produce poca actividad para el observador visual. >eneralmente se define una lluvia como menor aquella en la cual su tasa por hora B51 5ourly 1ateC es menor de #$. s de admitirse que es un lmite arbitrario, pero es de utilidad para nuestros propósitos. 0o tiene sentido definir el lmite distinguiendo entre lluvia mayorOmenor utilizando el 51 Bzenithal hourly rate en ingl(s, !5 ó tasa horaria cenital en españolC. La t(cnica de observación descrita aqu es la apropiada cuando la cantidad observada de meteoros no e)ceda un cierto lmite, ya que este m(todo nos da un cierto tiempo muerto de observación. s claro que la perdida de tiempo no ha de ser significativa comprometiendo la certeza de la observación. 'e ha dicho anteriormente, la meta principal de la observación visual es la confiabilidad de los parámetros fsicos de la lluvia. -or lo tanto, consideramos aquellas lluvias que proporcionen menos de #$ meteorosOhora como menores. l trazar en estas lluvias se considera un m(todo esencial de observación. sto significa el nmero visible de meteoros durante una observación es considerablemente menor al de una lluvia mayor. sta ba/a actividad meteórica causa problemas especficos los cuales trataremos ahora. n realidad, los periodos de actividad inicial y final de lluvias mayores pueden ser consideradas en efecto lluvias menores, conllevando los mismos problemas. La actividad esporádica ocurre a trav(s de todo el año. Las trayectorias en el cielo de meteoros esporádicos parecieran estar distribuidos de forma aleatoria. P, ocurre a veces que al trazar la trayectoria de un meteoro esporádico se cruce accidentalmente con el radiante de una lluvia. -or lo tanto, la información registrada de una lluvia puede contener algunos meteoros esporádicos no pertenecientes a esta. este efecto se le llama "polución por meteoros esporádicos" y se encuentra en el borde de # a ; meteoros por hora BmOhC. 6magnese una polución esporádica de ;mOh. l observar una lluvia mayor de unos :$ meteoros por hora, el error relativo sera de solo ;.9J, pero en una lluvia menor de = meteoros por hora llegara a ser de un 9$J. -or consiguiente, la polución por meteoros esporádicos es el mayor problema al observar lluvias menores. 'i deseamos obtener resultados confiables debemos reducirlo. n las siguientes partes aprenderá a lograr esto. nseguida apreciará que esto requiere bastante conocimiento y e)periencia. 'e necesitarán muchas horas de observación para lograr obtener este talento. 'e preguntará entonces si todos &ometas y +eteoros
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los resultados que obtuvieron en esta etapa de aprendiza/e no tienen valor. n lo más mnimo. +ientras usted crea que la información que obtuvo de lluvias menores no es completamente confiable, reporte nicamente la cantidad de meteoros vistos. n la tabla "0mero de meteoros observados por perodo y por lluvia" solo apunte en la columna "!ot" y en la tabla "?istribución de +agnitud" solamente anote el total de la distribución de la magnitud. sta información sobre el total de actividad puede ser utilizada para algunos análisis. ?e esta forma podrá aprender paso a paso, sin la presión de reportar gran cantidad de datos de forma correcta. n esta fase de aprendiza/e trate de trazar los meteoros, reportar todos los datos, y asignar los meteoros a las diferentes lluvias hasta que usted estime que su información puede considerarse confiable. -uede darse el caso que usted no quiera llegar tan le/os en la observación de meteoros. 'i este es el caso, trate de trazar los meteoros que mira utilizando el m(todo gráfico y enve los datos registrados y mapas al director para observaciones visuales de la Irganización 6nternacional de +eteoros, 6+I. sto implica que no tendrá que pelear con los problemas de observaciones de lluvias menores, pero que su información será de utilidad cientfica.
Esc&er e$ ca'( de !ser"aci)#* +uchos meteoros son vistos en el centro del campo de visión. -or ende, es importante el escoger el centro del campo como aquel en el que los meteoros que aparecen all puede ser distinguidos de los esporádicos y asociarse a una lluvia en estudio en ese momento. n las vecindades del radiante, los meteoros pertenecientes a una lluvia, se mueven lentamente y tienen recorridos cortos mientras que a distancias mas largas del radiante, se aseme/an a los esporádicos. En campo cerca del radiante, aparenta ser más favorable. l principal criterio, la dirección del recorrido, tambi(n aplica de manera más e)acta a meteoros en la vecindad del radiante. -or lo anterior, uno puede tal vez concluir que es me/or mirar directamente al radiante. -ero debemos de considerar otro punto tambi(n. XNue propiedad distingue a los meteoros de las estrellasY 'u movimiento. 0osotros vemos meteoros d(biles entre los cientos de estrellas en nuestro campo, debido a su movimiento 'i una estrella d(bil apareciese durante un segundo no nos daramos cuenta. G-ero este es e)actamente el escenario que sucede cuando un meteoro surge en la vecindad inmediata del radianteH 0ecesitamos un ángulo de movimiento cuando se avista un meteoro. -or otro lado, los meteoros muy rápidos, tambi(n no se ven. La velocidad intermedia es óptima para la percepción. !omando en consideración todos los factores discutidos anteriormente, una distancia del centro del campo de visión al radianteBsC en estudio de ;$ a =$ es ideal. Las distancias de más de 9$ deben evitarse. demás, una elevación de 9$ a 8$ del horizonte y una distancia del radiante de ;$ a =$, e)iste un punto adicional para tomar en cuenta. 'i va a observar varias lluvias al mismo tiempo, lo cual es perfectamente posible, debe de tomar en consideración que los radiantes no se siten en una lnea como es visto desde el centro del campo. ?e otra forma, los meteoros de estos radiantes no podrán ser distinguidos por las direcciones de sus recorridos y distinguirlos por su velocidad angular o nicamente por la longitud de su recorrido será más difcil y menos certero. l observar, por e/emplo, las Iriónidas con su radiante cerca de Detelgeuse Bbeta IriC y las epsilon >emnidas con su radiante cerca de -ollu) Bbeta >emC el centro del campo debera estar en !auroOurigaO-erseo o &an +ayorO+onocerosO&an +enor más bien que en &áncerOIsa +ayor o LiebreOridano. &uando haya escogido el campo me/or situado, debera de seguir su movimiento diurno mientras las condiciones lo permitan Belevación del campo de 9$@8$, luces artificiales, obstrucciones, etc.C. 'i usted se ve en la necesidad de cambiar de campo, anote el tiempo de este cambio y el nuevo campo. -ara el análisis, el tiempo de dicho cambio debera de ser id(ntico al lmite del intervalo de observación. &uando aparezca un meteoro, mantenga su mente alerta. !rate de guardar el fenómeno &ometas y +eteoros
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completo en su memoria. Luego siga viendo el cielo para memorizar la siguiente información Ben este ordenC4 #. l recorrido4 La información más importante es su dirección antes que sus puntos e)actos de inicio y fin. +emorcelo de acuerdo a las estrellas de fondo, es decir entre cuales estrellas paso el meteoro o entre cuales puede ser rastreada nuevamente o prolongada. ;. +agnitud má)ima4 stime (sta comparándola con la brillantez de las estrellas vecinas que memorizó al principio de la observación. 2. Felocidad ngular4 -ara tener una cantidad que pueda compararse con un valor esperado para asociar una lluvia, usted debe de estimar (sta en grados por segundo. sto no es complicado. n su imaginación, usted supone que un meteoro se mueva por un segundo. l lapso de tiempo de un segundo puede ser reproducido fácilmente y la sensación de la velocidad angular, aun la tiene en la memoria. La longitud del recorrido en grados que el meteoro haya alcanzado despu(s de moverse por un segundo, es su velocidad angular en grados por segundo. Ena vez se tenga mas e)periencia, usted tendrá la escala fi/a en su memoria y puede entonces estimar la velocidad angular directamente sin utilizar este procedimiento. 0o intente de estimar la duración y de obtener la velocidad angular dividiendo su longitud del recorrido entre su duración. La duración es muy difcil e incierta para estimar y la longitud del recorrido es afectada por trazar errores, por lo que el resultado incierto de la velocidad angular es mucho mayor que si convirtiera la sensación de la velocidad directamente en grados por segundo. La Kigura da una idea acerca de la precisión que logran los observadores e)perimentados.
=. stela persistente4 6ndique su duración en segundos. Las estelas muy cortas pueden marcarse con una [R\. Las estelas de larga duracion de meteoros brillantes pueden mostrar comportamientos interesantes de atenuación. Las mismas pueden resultar dobladas o distorsionadas, y usted debe de anotar los detalles de estos fenómenos. 9. &olor 0ote que generalmente es imposible detectar colores en meteoros menores a magnitud R;. ste dato es el de menor valor de toda la información. hora, usted puede escoger la carta en donde el meteoro se ha trazado me/or, es decir aquella carta estelar en la cual el meteoro se encuentra lo mas cerca del centro. Fale la pena preparar un surtido de cartas para que usted sepa la secuencia e)actamente y pueda encontrar la tar/eta más adecuada y no interrumpir la observación. l siguiente paso es la identificación de las estrellas que utilizó para memorizar el recorrido en la propia carta. Pa que las cartas contienen todas las estrellas hasta la magnitud R3.9 usted debera de encontrarlas fácilmente a menos que su limite de magnitud es considerablemente me/or que R3.9mag. ste paso es una fuente para trazar errores, por lo que Ghay que tener cuidadoH 'i usted está seguro que ha encontrado las estrellas correctas, puede trazar el meteoro de memoria. -ara identificación, el trazo debe de numerarse. Kinalmente, usted debe de estimar la precisión del trazo con la siguiente escala4 #. +uy preciso ;. -recisión intermedia 2. -recisión pobre &ometas y +eteoros
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-ara sus primeras observaciones, el trazo requerirá de algn tiempo. 0o se apure4 tome su tiempo para trazar con cuidado. GLo mas importante es la calidadH l tiempo necesario para trazar reducirá rápidamente con la e)periencia. Los observadores e)pertos necesitan un promedio de #$ a 2$ segundos. ?espu(s de trazar, vea su relo/ para registrar la hora. menos que haya visto un bólido, la hora debe de ser apro)imada unicamente. Ena e)actitud de un minuto es suficiente. Luego debe de registrarse todo el resto de la información. -uede completar una lista como se indica en la figura de aba/o.
-ara poder ahorrar tiempo de observación, se puede registrar la información en cinta magn(tica. n esta caso usted debe lenar la lista despu(s de la observación. -ara meteoros trazados necesitará cierto tiempo, durante el cual debe ver a sus tar/etas en vez de al cielo. -or lo tanto, el tiempo de observación efectivo debe reducirse por el tiempo de trazo. 'eria un esfuerzo mayor el registrar el tiempo que se utilizó en trazar cada meteoro individualmente, por lo que es me/or determinar el tiempo promedio para trazar un meteoro como se indica a continuación. Etilice un cronómetro que pueda sumar tiempos. &uando empiece a ver la tar/eta inicie el cronómetro para trazar, det(ngalo al finalizar el trazo en, digamos 2:.= s B$42:.=C, cuando ocurra el siguiente meteoro despu(s de algunos minutos, inicie otra vez a los 2:.=s, det(ngalo despu(s del trazo a #4;;.3 y as sucesivamente. ?espu(s de observar un dado nmero de meteoros, digamos ;9, el cronómetro despliega el tiempo en el que usted no observó el cielo, digamos #3 min =$ s. ?ividiendo este tiempo entre ;9 meteoros, obtendrá un promedio de tiempo de trazo de =$ s por meteoro B#3 min =$ s Q #$$$ s, #$$$ s O ;9 meteoros Q =$ s O meteoroC. 'i usted observó, por e/emplo ;A meteoros en un intervalo, el tiempo total de trazo a ser restado del tiempo efectivo es ;A meteoros por =$ sOmeteoro Q ##3$ s Q #Am ;$s ]#A min. n la f orma de reporte Banálisis de intervalosC estas cantidades deben de ser llenadas en la lnea [!iempo para trazo ^^^^^^ s O meteoro, ^^^^^^^^^min total\. -ara los observadores e)perimentados el tiempo promedio para trazar un meteoro es una constante que debe revisarse unas dos veces al año a traves del procedimiento descrito con anterioridad. Los novatos deben revisarlo regularmente, digamos cada tres observaciones de meteoros.
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