VT-2004 English Version

Título:  OBSERVAR EL TRÁNSITO DE VENUS

Autores: Diego Castellano Sánchez, Daniel Cantero González (14), José Antonio Cerpa Ruíz (15), Daniel Cordero Cuadrado (15), Manuel Jiménez Rovira (15), Irene Llucia López (15), Cristian Rodríguez Mesa (15), José María Rosales Crespo (15)

Centro de Enseñanza: IES "La Algaida", Río San Pedro, Puerto Real, 11519

E-mail: diego.castellano@uca.es

Real Sociedad Española de Física

Grupo de Observación Astronómica "Astroalgaida" Real Sociedad Española de Matemáticas

ÍNDICE:

Física en Acción  Instituto de Astrofísica de Canarias   Venus Transit 2004
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Abstract

This work intends to make an approach to the study of the most near and visible celestial bodies, by means of their mechanical analysis and the construction of simple observation devices from recycled and reused materials.

As an example of this procedure, the study of the Venus transit by the sun disc is proposed. For the study of the Venus transit, the construction of a plastic adapter for a telescope was planed. The image of the sun disc was projected over it once the image passed through the telescope optical system. This device was coupled to a conventional telescope so that the projection of the sun disc over a white screen was allowed. The sun could be observed without any risk. PVC tube was used to couple the pot that supports the screen to the telescope. Screws and rubber disks allowed to align the telescope optical system with the screen.

Due to the difficulty of following the transit during the seven hours that this phenomenon last, a motorisation system for the equatorial mounting of the telescope was designed. The sun disc continuously remains in sight over the screen. This was possible by means of a motor coupled to a screw for the slow height movement, a step-by-step motor from a unused printer, and the construction of a control system by using a power amplifier and a programmable microcontroller. This development stage implied the collaboration from the Technology Department of the Secondary School “San Isidoro” (Cartagena, Spain). The most complicated task in this step was the programation of the device to follow the sun with an adequate synchronicity. This was a complex work and we had to be assessed by our Cartagena colleagues. We are in a debt with them and with their professor Mariano Castellano for the motor that allowed us to observe the transit easily.

 

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Resumen

Este trabajo pretende hacer una aproximación al estudio de los cuerpos celestes más próximos y visibles, mediante el análisis de su mecánica y la construcción de instrumentos de observación sencillos a partir de materiales reciclados y reutilizados.

Como ejemplo de esta mecánica se pone de manifiesto el estudio del tránsito de Venus por el disco Solar. Para el estudio del tránsito se ha planteado la construcción de un adaptador plástico sobre el que proyectar la luz del Sol, una vez que ésta ha atravesado el ocular del telescopio. Se ha utilizado un dispositivo acoplable a un telescopio convencional que permita la proyección del disco solar sobre una pantalla blanca. De esta manera podemos observar el Sol sin riesgo. Para acoplar la maceta que soporta la pantalla se ha utilizado tubo de PVC unido al tubo del telescopio mediante palometas y discos de goma que permiten graduar la sujeción y alinear el objetivo con la pantalla.

Dada la complejidad del seguimiento del tránsito durante las siete horas que dura el fenómeno se ha planteado la incorporación de un sistema de motorización de la montura ecuatorial. El disco solar permanece continuamente dentro del campo de visión gracias a un motor acoplado al tornillo de movimiento lento en ascensión recta. Para ello ha sido necesario la utilización de un motor paso a paso de una impresora en desuso, y la construcción del sistema de control mediante un microcontrolador programable y una etapa de potencia. Lo más complicado era programar este dispositivo para que siguiera al Sol continuamente, sin adelantarse o atrasarse. Esta fase implicó la colaboración del Departamento de Tecnología del IES “San Isidoro” de Cartagena. A Mariano Castellano, Jefe del Departamento, le debemos el motor con el que observar comodamente el tránsito.

 

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Desarrollo

1- Introducción
2- Metodología

 

a) Primeros Prototipos

 

b) Construcción del Helioscopio

 

- Adaptador Telescopio-Cámara Oscura

 

- Adquisición de la Pantalla

 

- Motorización de la Montura Ecuatorial
3- Observación y Resultados
4- Discusión de Resultados
5- Conclusiones
6- Agradecimientos

 

 

1- Introducción

El día 8 de Junio, el planeta Venus pasó por delante del disco solar en un fenómeno espectacular y raro. El último ocurrió el 6 de diciembre de 1882, hace 122 años. Por lo tanto, ninguna persona viva ha visto este suceso denominado tránsito. En esta última ocasión, la duración total aproximada fue de 6 horas, siendo visible desde Asia (excepto la porción más oriental), África (exceptuando la región occidental), Europa y la mayoría del Océano Índico (Figura 1).

Mapa de Visibilidad del Tránsito de Venus Figura 1 . Mapa de visibilidad del tránsito de Venus 2004.

Los tránsitos ocurren cuando se produce el paso de planetas por delante del Sol cuando éstos se encuentran más cerca del Sol que de la Tierra. Por lo tanto, sólo los planetas interiores, Mercurio y Venus, pueden ocasionar tránsitos.

Los tránsitos de Mercurio son más frecuentes, cada siete años aproximadamente, porque el periodo de Mercurio alrededor del Sol es de sólo 88 días. El último sucedió el pasado 7 de mayo de 2003. El siguiente será el 8 de noviembre de 2006 pero tampoco será observable desde España.

Venus es el segundo planeta desde el Sol y gira alrededor del Sol a diferente velocidad que la Tierra. Esto provoca que de vez en cuando Venus se sitúe entre el Sol y la Tierra, en lo que se denomina Conjunción Inferior. Es aquí donde se puede producir el llamado tránsito de Venus.

Un tránsito de Venus es similar a un eclipse solar, en la que el disco solar es ocultado por la Luna. Pero de igual manera que no vemos un eclipse de Sol cada Luna nueva (fase lunar en el que la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra), tampoco cada vez que Venus se sitúa entre la Tierra y el Sol (hecho que ocurre cada 584 días o 1.6 años) ocurre un tránsito.

Esto es así porque la órbita de Venus y de la Tierra no se encuentran en el mismo plano, sino que la primera se encuentra inclinada 3.4º con respecto al plano de la segunda, cortándola en dos puntos llamados nodos. Solamente en estos puntos, el Sol, Venus y la Tierra se encuentran alineados (Figura 2).

Conjunción inferior de Venus Figura 2 . Venus en conjunción inferior y en la línea de nodos.

En resumen, para que se produzca un tránsito deben darse dos requisitos:

        • Una conjunción inferior de Venus.
        • Esta conjunción debe producirse próxima a uno de los nodos.

    La conjunción inferior del 8 de Junio, cumplió estos dos requisitos y, gracias a que las condiciones meteorológicas lo permitieron, fue posible observar el tránsito de Venus por la parte meridional del Sol.

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2- Metodología

Para la observación del tránsito de Venus por el disco solar, se barajaron las siguientes modalidades de observación:

        • Observación directa del Sol.
        • Observación por proyección.

La primera de las opciones fue descartada por varios motivos. En primer lugar, es uno de los métodos más inseguros de observación, ya que exige exposición del ojo directa al Sol, si bien usando filtros protectores adecuados (Mylar o de otro tipo). En este sentido, cualquier fallo en la fabricación del filtro o de ruptura debido a un exceso de temperatura derivado de las largas horas de observación (más de siete horas) se traduce en posibles daños irreversibles en la visión. En segundo lugar, dado que se querían obtener datos de los tiempos de contacto, el pequeño tamaño del sol a simple vista se traduciría irremediablemente en unos enormes errores de medida. Por último, dado que se deseaba obtener imágenes fotográficas y de vídeo del fenómeno, este método no nos permitía obtener imágenes ampliadas y de calidad a menos que se dispusiera de unas cámaras fotográficas de muy elevado precio.

Por tanto, se optó por la observación mediante la proyección de la imagen del Sol en pantalla. Este método es ampliamente conocido por los aficionados a la astronomía para la observación de fenómenos solares como, por ejemplo, manchas solares y eclipses (Figura 3).

Método de proyección del disco solar. Figura 3 . Representación esquemática del método de proyección.

Sin embargo, uno de los objetivos era conseguir un tamaño del Sol lo más grande posible. De hecho, en un primer momento la idea era hacer una observación pública en el patio del I.E.S “La Algaida”, en la que pensábamos reunir al mayor número de alumnos y profesores posibles. Para que todos ellos pudieran seguir el tránsito sin dificultad, una proyección del disco solar de un tamaño amplio era casi un requisito indispensable. Tras un periodo de investigación se decidió cómo se podría mejorar el método.

La solución ideada consiste básicamente en la adaptación de forma solidaria de un recipiente de gran tamaño (maceta, cubo de pintura, etc.) a la parte posterior del telescopio acimutal dotado de una pantalla de proyección donde se proyecta la imagen ampliada del sol.

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a) Primeros Prototipos

En las primeras reuniones se tenían claros varios aspectos: contábamos con un telescopio de 80 mm de abertura cedido por Raúl Fernández Velasco, por lo que se barajó conseguir un diámetro para el disco solar ampliado de, al menos, 20cm. Por otra parte, el hecho de contar con una montura ecuatorial, permitía poder seguir el sol durante las siete horas de fenómeno de forma automatizada, lo cual era una ventaja desde el punto de vista de ganar precisión en las medidas y también, cómo no, de la comodidad.

Antes de construir ningún adaptador para el telescopio de 80 mm, era necesario validar nuestras hipótesis respecto a la proyección, por lo que se realizaron varias pruebas iniciales. El primer prototipo que salió del taller de Astroalgaida consistía en un telescopio refractor de 50 mm de diámetro al que se le incorporó un embudo de plástico en su parte trasera (Figura 4). Para la proyección se utilizó una pantalla de diapositivas que se podía acercar o alejar para conseguir una imagen nítida, y estudiar así el fenómeno óptico que posibilitara el cálculo de la distancia desde el ocular a la pantalla para conseguir el tamaño del disco solar requerido.

Primer Prototipo Figura 4 . Primer prototipo: embudo acoplado a telescopio de 50 mm.

El primer ensayo permitió, de esta manera, escalar los resultados sobre un segundo prototipo consistente en el citado telescopio refractor de 80 mm de diámetro con ocular de 20 mm de diámetro (60X) al que se le acopló una maceta de plástico de unos 15 cm de diámetro. La primera pantalla rudimentaria fue un trozo circular de sábana de color blanco soportada sobre la maceta gracias a una abrazadera metálica autoajustable (Figura 5). El disco solar obtenido era sólo de 6 cm de diámetro.

Segundo Prototipo Figura 5 . Segundo prototipo: maceta acoplada a telescopio 80 mm.

A estas alturas, ya era claro que el factor clave del que dependía la magnitud del tamaño ampliado del disco solar era la altura del recipiente, más que su diámetro. Por tanto, contar con un recipiente adecuado era vital para los objetivos marcados. La búsqueda del recipiente fue realizada por los componentes de Astroalgaida en todos los viveros y grandes superficies de la Bahía de Cádiz.

La solución vino a través de un bidón de residuos de disolventes donado por la Facultad de Ciencias de la Universidad de Cádiz, con unas dimensiones de 63 x 33 cm. Este parecía ideal para la construcción del helioscopio definitivo. Con esa pieza se comenzó a trabajar. Tras taladrar la parte inferior del bidón para adaptarlo al telescopio, se realizó una primera prueba desde la azotea del Instituto con el rudimentario telescopio (Figura 6). Tras enfocar, ¡eureka!, era posible observar un disco solar de 13 cm. de diámetro. La alegría general se vio aumentada cuando se pudo distinguir incluso alguna mancha solar en la superficie del Sol. Aquella era la confirmación de que, si la meteorología acompañaba, nadie en el Instituto se iba a perder el tránsito de Venus.

Tercer Prototipo Figura 6 . Tercer prototipo: bidón de disolventes acoplado a telescopio 80 mm.

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b) Construcción del Helioscopio

- Adaptador Telescopio-Cámara Oscura

El material seleccionado fue PVC, ya que es fácil de trabajar y bastante rígido, además de muy económico. El material adquirido fue el siguiente:

        • Tubería de PVC de 90 mm de diámetro.
        • Un sumidero de desagüe horizontal de 90 mm de diámetro.
        • Pegamento de PVC.
        • Tornillos de 4 x 8 mm.
        • Palometas.
        • Juntas de plástico.
        • Abrazaderas de tubería.

Sobre el tubo del telescopio se colocaron tres abrazaderas plásticas, abiertas y dispuestas a distintas alturas. Se realizaron taladros en el tubo de PVC de tal forma que se alinearan con las roscas de las abrazaderas. Para una mayor estabilidad los taladros se realizaron en forma de triángulo. Para el ajuste del tubo a las abrazaderas se usaron tornillos con palometa para conseguir alinear el tubo con el eje óptico de una manera sencilla y rápida.

En la base del bidón se practicó un agujero de 5 cm para introducir el tubo de enfoque del telescopio completamente. El bidón se unió con el sumidero de desagüe gracias a cuatro tornillos en la base de éste, de forma que quedaron sólidamente unidas ambas piezas.

Para el montaje final, en primer lugar se introdujo parte del tubo del telescopio completamente dentro del sistema sumidero-bidón, desatornillando previamente las ruedas de plástico que mueven el sistema de enfoque. El tubo del telescopio quedaba así perfectamente ajustado a la base del sumidero y el tubo de enfoque totalmente inmerso en el interior del bidón. De esta manera se podían volver a montar las ruedas de plástico, quedando el dispositivo totalmente oculto en el interior del bidón. El enfoque del telescopio se realizaba de forma indirecta quitando o poniendo la pantalla, lo cual era más lento y más laborioso, aunque el sistema es más robusto.

En segundo lugar, el tubo de PVC se introdujo por la parte superior del telescopio y se encajó con la base del sumidero, de tal forma que los agujeros realizados en éste coincidían con los de las abrazaderas. Ambos tubos, el del telescopio y el de PVC se acoplaron usando tornillos con doble palometa. El conjunto del adaptador (Figura 7) permitió así un ajuste muy robusto entre el bidón y el telescopio ya que los tres elementos constituyen una sola pieza.

Adaptador para Telescopio-Cámara Oscura Figura 7 . Adaptador para el conjunto telescopio-cámara oscura.

Se evitó en todo momento el uso de pegamentos para facilitar el desmontado del sistema, toda vez que el adaptador debía ser un accesorio del telescopio, y no un elemento definitivo.

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- Adquisición de la Pantalla .

Tras diversas pruebas con diversos materiales (tela, plástico, papel acetato, etc.), la pantalla final que se acopló a la cámara oscura fue una pantalla Indoor/Outdoor BackLite . Se trata de un material usado en expositores, carteles, pósteres y señalización vial retroiluminados, instalados tanto en interiores como en exteriores. Las ventajas de este material eran muchas: impermeable, resistente a los rayones y al rasgado y proporcionaimágenes de excelente calidad y nitidez. Esta pantalla fue cedida de forma desinteresada por Encuadernaciones Martínez, de Puerto Real.

La pantalla una vez recortada de forma circular con un diámetro de 32 cm, fue tensada y fijada con pegamento a una circunferencia de cartón, a la que se practicaron 2 agujeros para fijarla a la maceta de plástico (Figura 8).

Pantalla de retroproyección Indoor/Outdoor Backlite Figura 8 . Pantalla de retroproyección.

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- Motorización de la Montura Ecuatorial .

Para la construcción del motor para la montura ecuatorial, recurrimos a la colaboración del Director del Departamento de Tecnología del I.E.S. “San Isidoro“ de Cartagena, Mariano Castellano Sánchez. Dado que nuestro objetivo principal era que el sistema telescopio-cámara oscura pudiera mantenerse orientado constantemente al Sol, necesitábamos de un sistema de motorización muy preciso. De las dos opciones barajadas, la incorporación de un sistema con servomotor o la de un motor paso a paso con etapa de potencia, se optó finalmente por la segunda de ellas (Figura 9) ya que la primera fue desechada por su alto coste económico para alumnos de ESO, además de las dificultades de control preciso que estos motores convencionales presentan. El motor paso a paso fue construido en colaboración desinteresada con Rafael Cambronero Cánovas de la empresa SECA Electricidad, de Cartagena.

Motor paso a paso bipolar utilizado Figura 9 . Motor paso a paso bipolar.

En una primera etapa, el diseño consistió en un sistema totalmente dependiente de un ordenador portátil, aunque una vez realizado se pensó en mejorarlo para que el sistema fuera autónomo y pudiera ser usado en cualquier campaña de observación independientemente de la existencia de suministro eléctrico. Esto supuso haber tenido que realizar 2 proyectos en sí aunque aquí solo se presenta el sistema portátil y autónomo, quedando el sistema dependiente a disposición de los IES participantes.

Dado que uno de los lemas de Astroalgaida es “Reciclar y reutilizar”, el motor paso a paso lo conseguimos de un impresora en desuso adquirida en un desguace. De los tres motores obtenidos, optamos por uno de 6V. (2.5 A, 15 W) ya que era aquél que conseguía mover todo el sistema telescopio-cámara oscura sin dificultad.

El sistema de motorización consta de dos etapas (Figura 10):

- Etapa de potencia: Consta debatería externa de 6V que suministra corriente a un integrado L298 amplificador de corriente capaz de suministrar dicha corriente de hasta 3 A. a las 4 salidas que van al motor bipolar.

- Etapa de Control : Se diseñó de tal manera que el movimiento del motor fuera regulado a través de un microcontrolador programado en lenguaje Basic y compilado con software Ensamblador. El programa fue cargado en la memoria ROM (programa residente similar a la tecnología empleada en robótica) e insertado en una caja de control. Ésta, a su vez, podía ser programada mediante el uso de un ordenador portátil con conexión COM2 y un cable en serie para descargar el programa y modificar los parámetros del mismo. La caja tiene un receptor de infrarrojos (IR) para recibir órdenes de un mando a distancia de TV adaptado compatible con modelos de la marca Sony. La conexión entre el motor y la caja de control se hizo a través de un conector DIN 5 macho-hembra.

Sistema de motorización Figura 10 Sistema de motorización.

Dado que, como hemos mencionado, la caja controla 4 salidas de potencia de hasta 3 A. también se podría controlar un proyecto que implicara el uso de 2 motores de corriente continua y hacerlos girar tanto en sentido horario como antihorario, uno que necesitara 4 motores de corriente continua que giraran en un solo sentido, o bien otro que tuviera 4 relés electromecánicos o electrónicos que accionaran 4 dispositivos tales como motores de corriente alterna., continua u otros elementos. Asimismo, aunque fue diseñada expresamente para este proyecto, es ampliable y configurable para otros fines educativos mediante la posibilidad de acoplar otra placa de potencia que activara otras 4 salidas, incluso aceptaría señales de control analógicas tales como la indicación de temperatura, presión, velocidad, etc.

El funcionamiento básico es el siguiente: El programa en Basic se descarga del ordenador al microcontrolador a través del cable en serie conectado a la caja de control, que incluye a su vez de manera integrada y compacta la etapa de potencia. Una vez realizado este paso, desconectamos el cable en serie y el microcontrolador empieza a ejecutar el programa.

¿Qué hace el programa? Genera 4 secuencias distintas a intervalos de tiempo configurable vía software, con lo cual tenemos un motor bipolar paso a paso que va girando a la velocidad deseada. La calibración resulta de esta manera muy sencilla y permite un seguimiento automático de forma cómoda.

¿Por qué generar 4 salidas? El motor bipolar consta de 2 bobinas y 2 terminales por bobina, lo cual hace un total de 4 terminales a controlar. Por principios físicos de funcionamiento hay que aplicarles a cada uno de ellos una determinada secuencia de tensiones positivas y negativas para que el rotor del motor vaya siguiendo el campo magnético de la bobina (Figura 11).

Esquema de funcionamiento de motores paso a paso Figura 11 . Esquema del funcionamiento de un motor paso a paso bipolar.

De esta forma, es posible ajustar el giro del motor a lavelocidad requerida de 15º/hora, velocidad aparente a la que se desplaza el sol por el cielo, tan sólo controlando las pausas entre paso y paso. La ventaja de este sistema es que cualquier error en la orientación de la Polar podía compensarse con la reprogramación del motor, acelerando o atrasando su movimiento.

La ubicación del motor en el telescopio se hizo en una de las patas mediante la construcción de una pletina metálica. A su vez, la conexión del motor al eje de ascensión recta del telescopio se hizo a través del propio mando lento del telescopio, una vez desatornillado el volante de plástico. Antes del montaje final, el sistema se probó mediante el uso de un gato de carpintero (Figura 12).

Sistema de acoplamiento de motor a montura ecuatorial. Figura 12 . Sistema de acoplamiento de motor a montura ecuatorial.

Aunque el resultado final ha sido un éxito, el camino hasta conseguir este objetivo ha sido arduo dado que se han presentado numerosos problemas tales como:

- La estabilidad del sistema y el movimiento. Para mejorar la estabilidad del conjunto telescopio-cámara oscura y asegurar un movimiento continuo y armónico, se decidió sustituir el bidón de disolvente por una maceta de plástico de menor peso, sacrificando la amplificación del disco solar.

- I mplementar un sistema totalmente autónomo y portátil , similar a un microordenador capaz de mover un sistema telescopio-cámara oscura que se asemeja a un autómata.

- Est imar el consumo de energía necesaria . Dado que el consumo del motor es de 2’5 A por hora y el tiempo estimado para el tránsito completo era de unas siete horas, fue necesario contar con dos baterías de 12 A, para asegurar el funcionamiento del motor durante toda la observación. Esto requería disponer de un sistema de cambio de baterías fácil y rápido, lo que se consiguió mediante el uso de conectores Faston .

- Adaptar las señales entre la etapa de control y de potencia . La parte de control funcionaba a nivel activo-bajo y la etapa de potencia funcionaba con señales de nivel activo-alto. Para solucionar esta incompatibilidad hubo que realizar unos puentes-soldaduras en un circuito integrado y anular sus funciones. Estas soldaduras se realizaron después de constatar que el integrado, aunque formaba parte de la placa de control, no era totalmente necesario y, por lo tanto, era eliminable y sustituible por un nuevo integrado L298.

- Programar un microcontrolador capaz de recibir señales por IR . Para solventar los problemas de recepción de señales enviada por el mando a distancia de TV, se realizó una profunda revisión de la bibliografía existente.

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3 - Observación y Resultados

Uno de los problemas planteados en las reuniones de coordinación de Astroalgaida fue la necesidad de encontrar un lugar idóneo desde el cual realizar las observaciones, debido a que las efemérides del tránsito para Puerto Real predecían que el fenómeno se produciría a las 5h 20m 31.6 s TU, a escasos minutos después del orto solar y con el disco solar a una altura de 2.3 grados sobre el horizonte (Tabla 1).

Tabla 1 . Efemérides del tránsito de Venus para Puerto Real (Cádiz)

Tiempo (TU)

Evento

5h 20 m 31.6 s

T1 Inmersión primaria; AP=117.6º; Altitud= 2.3º

5h 40m 15.0 s

T2 Inmersión secundaria; AP=120.8º; Altitud=5.8º

8h 24 m 13.2 s

Máximo tránsito; AP=166.8º; Altitud=37.5º

11h 06m 06.0 s

T3 Emersión primaria; AP=212.6º; Altitud=68.7º

11h 25m 19.1 s

T4 Emersión secundaria; AP=215.9º; Altitud=71.8º

Era por tanto necesario localizar un lugar con un horizonte lo suficientemente despejado para poder observar los primeros contactos. El lugar seleccionado fue la Marisma de Las Aletas, Puerto Real, Cádiz (36º 32´ 53.7´´N; 6º 10´ 3.3´´O) (Figura 13).

Marismas "Las Aletas". Puerto Real Figura 13 . Las marismas de Las Aletas, Puerto Real, Cádiz.

El programa de observación que se siguió fue el siguiente:

      • 19 h TU (7 jun.) . Montaje de la Tienda de Observación y tiendas de campaña para los observadores.
      • 22 h TU (7 jun.) . Colimación del buscador y orientación a la Polar. Primeras pruebas del motor paso a paso.
      • 01 h TU (8 jun.) . Descanso de los observadores
      • 04 h TU (8 jun.) . Desayuno. Montaje del helioscopio. Sincronización de los relojes con GPS (Garmin Etrex)
      • 5h 10m TU (8 jun.) . Orto solar a 61º de acimut.
      • 5 h 20 m TU (8 jun.) . Inicio de la observación del tránsito de Venus.

La observación del tránsito se realizó por el método de observación directa en sus primeros minutos con un pequeño telescopio refractor de 50 mm de diámetro con ocular de 12.5 mm (48 aumentos) debido a que la baja intensidad de la luz solar a esa hora impedía la proyección del disco solar en la pantalla del helioscopio. Además del seguimiento del tránsito a través del helioscopio, se realizaron fotos del evento (Figura 14).

Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito Dibujos esquemáticos del tránsito

Figura 14 . Imagenes del tránsito (pulsar para ampliar) .

Asimismo, los observadores participantes realizaron dibujos cada 30 minutos del tránsito (Figura 15).

Dibujos esquemáticos del tránsito Figura 15 . Dibujos esquemáticos del tránsito de Venus.

Los tiempos de contacto son los que se muestran en la tabla siguiente (Tabla 2).

Tabla 2. Resultados de la medición de la unidad astronómica (UA)

Instante (T.U.)

UA (Km)

P (”)

D (UA) (Km)

D (P) (”)

Error

5h 16m 9.00 s

147495976

8.9195

2101894

0.1253

1.405%

5 h 36 m 13.00 s

147627893

8.9115

1969977

0.1174

1.317 %

11 h 2 m 42.00 s

151235790

8.6989

1637920

0.0952

1.095 %

11 h 22 m 40.00 s

150864185

8.7203

1266315

0.0738

0.846 %

 

UA Media = 149305961 km

P Media = 8.8126 ''

Error Medio = 0.195 %

Donde:

UA , (unidad astronómica), es el valor de la distancia media de la Tierra al Sol, calculada de nuestras medidas.

P, (paralaje solar), es el ángulo bajo el cual se ve el radio terrestre desde el centro del Sol.

D (UA) (Km) y D(P) ( ”) , son los correspondientes incrementos de las medidas.

Error, es el error cometido en las medidas medido en %.

Con estos tiempos, se puede calcular la distancia Tierra-Sol mediante el método del paralaje. Llamamos paralaje de un astro al ángulo bajo el que se vería desde este astro una longitud convencionalmente elegida, situada a distancia de la Tierra. Para los astros del sistema solar se usa el radio de la Tierra y para las estrellas el radio orbital (Figura 16).

Esquema del método de paralaje Figura 16 . Método del cálculo del paralaje solar.

Aunque esta distancia carezca de relevancia global, dado que existen otros métodos más precisos, para nosotros supone todo un reto el construir con nuestras manos un sistema fiable decálculo de distancias astronómicas, aplicable a otros fenómenos. Los resultados de la distancia solar son los que se muestran en la Tabla 2.

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4 - Discusión de Resultados

De los resultados obtenidos se observa que el error cometido es de 0.195%. En el siguiente gráfico (Figura 17), se muestra ladistribución de los valores obtenidos por los diferentes participantes en el concurso catch the transit organizado por el Obsevatorio Europeo Meridional ( ESO), que han realizado la medida de la Unidad Astronómica, así como el valor real.

Resultados obtenidos en comparación con el resto de observadores europeos. Figura 17. Distribución gaussiana para el total de medidas de los participantes.

Se observa como el valor de nuestra medida está muy próximo al valor real, así como se encuentra dentro del máximo de la distribución de la mayoría de los valores de los observadores participantes. Observando la Tabla 2, podemos ver cómo los errores van disminuyendo a lo largo del tránsito, lo cual nos indica que dado lo inusual de este fenómeno, no hemos podido “ensayar” los contactos con el disco solar anteriormente y sólo la experiencia adquirida durante el fenómeno nos ha hecho disminuir los errores de la misma.

Por otra parte, también se observa que los errores mayores lo hemos cometido en las dos primeros contactos, precisamente en aquellos en que la observación se realizó de forma directa como ya hemos comentado. Este hecho corrobora la precisión de nuestra metodología por proyección frente a la directa ya que entre el primer contacto y el último el error se reduce casi a la mitad (1.405% frente a 0.846%).

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5 - Conclusiones

La culminación de los objetivos de este proyecto ha permitido completar con éxito no sólo la observación de un fenómeno astronómico tan inusual como el tránsito de Venus, sino también una experiencia educativa entre dos centros educativos tan lejanos gracias a un objetivo común y que ha implicado a dos departamentos tan dispares como Ciencias Naturales y Tecnología.

Por una parte, la introducción de la astronomía como materia en los contenidos curriculares de 3º E.S.O. se ha revelado como un recurso muy adecuado para la motivación de los alumnos de estas edades por el estudio de las ciencias. De esta manera, se ha podido consolidar en nuestro centro un grupo de observación astronómica ( Astroalgaida ), después de haber iniciado su andadura durante el presente curso con el trabajo titulado “Observar un eclipse” presentado durante la Semana de la Ciencia y Tecnología de 2003, organizada por la FECYT.

Por otra parte, la motorización de la montura ecuatorial es totalmente realizable por cualquier Departamento de Tecnología de E.S.O., y constituye un campo muy novedoso para los alumnos de fácil aplicación, tal y como demuestra la experiencia educativa llevada a cabo con ellos en el I.E.S. “San Isidoro” una vez terminado el proyecto. Los alumnos pudieron controlar ellos mismos el telescopio con un simple mando a distancia de TV alineándolo con la posición deseada.

Finalmente, la realización de este proyecto ha supuesto una actividad multidisciplinar de trabajo en equipo en los centros de Educación Secundaria, ya que en este proyecto se han conjugado varias especialidades, tales como física, matemáticas, astronomía, óptica, mecánica, electrónica o informática.

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6 - Agradecimientos

A todos vosotros, gracias por hacerlo posible...

- A Raúl , por su paciencia, dedicación y buen humor. Sin él, este trabajo hubiera sido imposible.
- A Mariano , por su ingenio y eficacia en la motorización del telescopio.
- A Rafa , por el tiempo empeñado en la motorización del telescopio.
- A Ramón , por su apoyo y estímulo, así como por la difusión pública de nuestro trabajo.
- A Ceferino y Nuria , por su tiempo y su habilidad en la edición de vídeo.
- A David M. , por convertirse en un Webmaster imprescindible.
- A Chema y David Ch. , por sus opiniones, siempre tan "estimulantes".
- A Roberto , por su esmero en que este trabajo sea bilingüe.
- A Televisión de Puerto Real , por sus imágenes.
- A Radio Sol Puerto Real , por sus sonidos.
- A Jonathan , por su amabilidad.
- A Gonzalo , por su colaboración.
- Al Instituto , por sus instalaciones.
- A nuestros compañeros , por su ánimo.
- A nuestras familias , por su comprensión.

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Galería de imágenes

- Hacer click para ver las secuencias de imágenes ampliadas -

Preparación (1 m 26 s)

Fases de Preparación (1 m 36 s)

Observación (2 m 44 s)

Fase de Observación (2 m 44s)

Tránsito (55 s)

Seguimiento del Tránsito (55 s)

Secuencia (44 s)

Transición Fotográfica (44 s)

Resultados (30 s)

Tiempos de Contacto (30 s)

Agradecimientos (24 s)

Agradecimientos (24 s)

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Referencias

Bibliografía

  • “Astronomía”. Martín Asín, F. 1990. Editorial Paraninfo. Madrid.
  • “Astronomía amateur”.1991.Newton, J. y Teece, P. Editorial Omega. Barcelona.
  • “Estrellas y telescopios”. 1995. Arranz García, P. y García Martín, J. Equipo Sirius. Madrid.
  • “Guía de de las estrellas y los planetas”. 1989. Editorial Omega. Barcelona.

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