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Júpiter, el gigante del Sistema Solar
Introducción a la Heliofísica (III)
Fronteras de la Astronomía (III)
Astronomía para niños y jóvenes
Boletín patrocinado por:
N.º 26 - Año IX - 1.º Trimestre de 2005
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
3
GALILEO
Boletín Astronómico
N.º 26, 1.e Trimestre de 2005
Boletín de la Agrupación
Astronómica Vizcaína/
Bizkaiko Astronomi Elkartea
AAV/BAE
Sede:
Locales del Departamento de
Cultura de la Diputación Foral de
Vizcaya - Bizkaiko Foru Aldundia
C/. Iparraguirre 46, - 5.º Dpto. 2
48012 Bilbao
Horario:
Martes, de 19:30 h. a 21:30 h.
E-mail: mail@aavbae.net
Web: http://www.aavbae.net
Edición y maquetación:
Eduardo Rodríguez, Juan A.
Somavilla 
GALILEO en internet:
http://www.aavbae.net/boletín.php
Depósito Legal: BI-420-92
Colaboran en este número:
Juán A. Somavilla, Esteban
Esteban, Emilio Martínez, José
Félix Rojas, Mª Rosa Martín,
Eduardo Rodríguez.
Este ejemplar se distribuye de
forma gratuita entre los socios/as
y colaboradores/as de la
AAV/BAE. Ésta no se hace
responsable del contenido de los
artículos, ni de las opiniones
vertidas en ellos por sus
autores/as. Queda prohibida la
reproducción total o parcial de
cualquier información gráfica o
escrita, por cualquier medio, sin
permiso expreso de la AAV/BAE.
© AAV/BAE 2005
ÍIndice
Curso de iniciación a la Astronomía (XV)
“Júpiter, el gigante del Sistema Solar” 4
Periodicidades en las fechas de los tránsitos de Venus 7
Posiciones planetarias 10
Efemérides 1º trimestre 2005 12
Efemérides 4º trimestre 12
Observando el Sol 14
Introducción a la Heliofísica (III) 17
Fronteras de la Astronomía (III) “Supernovas” 19
Astronomía para niños y jóvenes 21
Editorial
El año 2005 comienza con la visita de un cometa moderadamente brillan-te. El cometa C/2004 Q2 (Machholz) habrá alcanzado su máximo brillo enlos primeros días del año colocándose durante los 2 primeros meses en
una posición muy cómoda para su observación (ver Galileo nº 25) con prismá-
ticos y pequeños telescopios. 
Por lo demás, el año se presenta astronómicamente hablando, algo corto de
eventos significativos, con una sola excepción en forma de "eclipse anular de
Sol", dándose la circunstancia de que el recorrido de la sombra, atraviesa la Pe-
nínsula Ibérica de noroeste a sudeste. La línea de la totalidad entra por el Atlán-
tico, pasando por el norte de Vigo y atraviesa las tierras de las Comunidades del
suroeste de Castilla y León, continúa por el norte de Madrid, sur de Aragón y
centro de la Comunidad Valenciana, saliendo por el Mediterráneo hacia el nor-
te de África. Este es el recorrido a grosso modo.
El 3 de Octubre de 2005 se dará este fenómeno de la naturaleza. Dispone-
mos de tiempo suficiente para organizar las expediciones y poner a prueba nues-
tros instrumentos ópticos. Así que, manos a la obra, porque todo lo que se pue-
da prever, condicionará los resultados, sin sobresaltos.
Debemos aprovechar la oportunidad de observar a Júpiter y Saturno du-
rante la segunda mitad de la noche en los primeros meses del año. Venus lle-
va camino en su acercamiento al Sol, por lo que cada día lo encontramos más
bajo sobre el horizonte este, al amanecer.
Saludos y feliz año 2005
¡¡URTE BERRI ON!!
Juan A. Somavilla
Presidente de la AAV/BAE
En Portada: Mosaico de 9 imágenes
de Titán tomadas por la Cassini
durante el primer sobrevuelo sobre la
el satélite de Saturno el 26 de octubre
de 2004. Las imágenes han sido
procesadas para reducir los efectos
de la atmósfera y resaltar la superficie.
La zona brillante situada en la zona
ecuatorial, a la derecha de la imágen,
ha sido bautizada Xanadu Regio.
También podemos apreciar algunas
nubes brillantes en el polo sur.
(NASA/JPL/Space Science Institute)
En Contraportada: Fotografía de la
Const. del Cisne y la nebulosa
Norteamérica obtenida desde Orduña.
Cámara Olympus OM-1 y obj. 50mm a
f/1.8 en paralelo sobre un C8. Exp. de
5 minutos con película Ektachrome
Elite II 100.
Eduardo Rodríguez (19-09-98) 
Curso de Iniciación a la Astronomía (XV)
Júpiter, el gigante del Sistema Solar
J. A. Somavilla - juanantonio_s@aavbae.net
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
4
Este inmenso planeta absor-bió una gran parte de los res-tos (polvo, gas, rocas y pla-
netoides) que orbitaban alrededor
del Sol, durante y después del en-
cendido nuclear de nuestra estre-
lla. En un proceso que aún hoy en
día se desconoce en su totalidad,
promocionó la aparición de la acu-
mulación de materiales, elevando
cada vez más la atracción gravita-
toria de este núcleo hasta llegar a
lo que hoy conocemos, un planeta
gaseoso de un diámetro ecuatorial
de unos 142.800 Km. (fig 1).
Júpiter posee una
masa de casi tres
veces la de todos los
planetas del Sistema
Solar juntos,
aproximadamente dos
millones de trillones de
toneladas, lo que le
pone en segundo lugar
después del Sol.
La relativa cercanía al Sol (778,3
millones de Km.), la existencia en
la nube primigenia de más núcleos
rocosos y gaseosos en construc-
ciones planetarias, es posible que
impidiera que Júpiter alcanzase la
fase primitiva en la que pudiese ha-
ber conseguido reacciones nuclea-
res y así convertirse en estrella. El
7 de diciembre de 1995 el módulo
sonda se desprendió de la nave Ga-
lileo, penetrando en la atmósfera
superior de Júpiter y proporcionan-
do las medidas de su composición
química, dando como resultado de
un 90% de H (hidrógeno) y un 10%
de He (helio), siendo el mejor ex-
ponente de la nebulosa original a
partir de la cual surgió nuestro Sis-
tema Solar. Podría enumerar infini-
dad de descubrimientos realizados
por las sondas Voyager hasta los
últimos conseguidos por la Galileo,
pero entiendo que en Internet y en
las sedes de las Asociaciones As-
tronómicas de aficionados podéis
consultar sus bibliotecas sobre es-
te tema, en las que encontraréis to-
dos los datos de referencia y conti-
nuidad investigadora.
Su gran masa le permite, con la
ley física de la atracción gravitato-
ria comandar en sus cercanías,
atrayendo constantemente a todos
los cuerpos errantes que orbitan en
torno al Sol (cometas, asteroides,
etc.), rectificando sus órbitas, acor-
tando las distancias de sus perihe-
lios e incluso "succionándolos", co-
mo fue el caso del cometa
Shoemaker-Levi en Julio de 1994,
que impactó en las capas atmosfé-
ricas del planeta. En sus cercanías
el Cinturón de Asteroides se ve per-
turbado por su fuerza de atracción,
generando en estos, resonancias
orbitales y agrupándolos en fami-
lias (ver figura del anterior boletín
Nº 25). Incluso los cabeceos en las
órbitas de Saturno y Urano están
regidos por los tirones poderosos
gravitacionales que emanan de Jú-
piter.
Este gigante en su translación
alrededor del Sol culmina una órbi-
ta completa en 11,856 años terres-
tres, es decir, que observado des-
de la Tierra cruza las constelaciones
empleando un año en cada una de
ellas. El tiempo que emplea entre
dos oposiciones consecutivas os-
cila entre los 394,9 hasta los 401,89
días, con una media de 398,88 dí-
as terrestres, obligado por su ex-
centricidad orbital (0,048) superior
a la terrestre (0,0167), llamándo-
se a este tiempo período sinódico
del planeta.
En su recorrido orbital Júpiter,
se sitúa en su máxima y mínima de-
clinación con respecto a la Tierra,
en torno a los 23º30' y los -23º30',
lo que nos permite a los observa-
dores durante la máxima, estudiar-
le a mayor altura sobre el horizon-
te con comodidad a su paso por el
meridiano de nuestra localidad, ocu-
rriendo lo contrario en su mínima
declinación, puesto que le obser-
varemos más cercano al horizon-
te dificultándonos su visión por las
condiciones atmosféricas terrestres.
Así tenemos que en el pasado
6 de Octubre de 2004, su declina-
ción fue de 0º y el planeta alcan-
zará su próxima declinación más
baja el 13 de Setiembre de 2008
con -23º10', volviendo a recuperar
los 0º de nuevo el 8 de Julio de
2010, situándose en 23º11' el 15 de
Julio de 2013. Durante el invierno
de 2004-2005 lo observaremos du-
N
AS
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a.
Fig 1. Imagen de Júpiter en color verdadero compuesta por 4 tomas captadas
por la sonda Cassini el 7 de diciembre de 2000.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
5
rante la segunda mitad de la noche
en condiciones aceptables.
Su inclinación con respecto a la
eclíptica es de 1,30º y dado que su
período sinódico arriba menciona-
do ronda los 399 días, indica que
la duración de éste, es de 1 año y
unos 34 días, por lo que las opo-
siciones se alargan un mes más tar-
de aproximadamente cada año.
Algo parecido sucede en la ro-
tación sobre su eje, siempre en ar-
monía con las leyes de Kepler y la
de la gravitación. Estudiado en la
antigüedad, el tiempo de duración
de un día jupiteriano era descono-
cido, hasta que en 1664 el astró-
nomo italiano Cassini utilizando las
manchas de su atmósfera superior
estableció un tiempo medio de 9
horas y 56 minutos.
Posteriores astrónomos a Cas-
sini hallaron valores menores, de
unas 9 horas y 50 minutos, no com-
prendiendo estas diferencias has-
ta que descubrieron que el planeta
tenía varias zonas con distintos
tiempos de rotación: una zona
ecuatorial con una rotación media
de 9 horas 50 minutos y 30 segun-
dos y otra zona, las alejadas del
ecuador con tiempos medios de 9
horas y casi 56 minutos. Denomi-
nándose Sistema I al ecuatorial y
Sistema II, al resto de las zonas
hasta los Polos del planeta. Es és-
ta rápida rotación la causante del
achatamiento de los Polos, que se
distingue perfectamente al obser-
varle al telescopio (diámetro polar
de unos 133.700 Km., y diámetro
ecuatorial de 142.800 Km.)
El primero en echar un vistazo
a Júpiter con un instrumento ópti-
co fue Galileo, quedando atónito al
divisar tres estrellitas al lado del diá-
metro planetario en la noche del 7
de Enero de 1610, y no saliendo de
su asombro en la noche del 13 del
mismo mes, seis días más tarde,
observó cuatro puntitos luminosos,
haciéndole sospechar que estos
cuerpos planetarios debían perte-
necer al movimiento orbital jupite-
riano. El mismo Galileo les llamó
"astros de Médicis" nombre de su
mecenas en aquellos momentos.
Posteriormente fueron nominados
con los nombres que actualmente
conocemos (nombres de la mitolo-
gía griega, amantes de Zeus, ver
boletín Nº25 el artículo "La danza
de los satélites galileanos" de nues-
tro compañero Esteban Esteban),
Io I, Europa II, Ganímedes III y Ca-
lixto IV ( fig 2).
Io, en su máximo alejamiento de
Júpiter se sitúa en torno a los
422.000 Km., con un período orbi-
tal de 1,769 días y 0º de inclinación
ecliptical. Este activo satélite des-
arrolla un vulcanismo constante pro-
ducido por las "fuerzas de marea"
provocadas por la inmensa atrac-
ción gravitatoria generada por Jú-
piter. En una noche despejada y a
elevada altura sobre el horizonte,
esta lunita brilla con una magnitud
de 5, pues su diámetro de 3.630
Km., y reflectividad de su superfi-
cie nos permite con unos simples
prismáticos de 7 x 50, observarle
cómodamente.
Europa, con un tamaño algo
menor que Io (3.140 Km.) respon-
de visualmente a una magnitud de
5,3 y se aleja del gigante hasta los
671.000 Km., cerrando su órbita en
3,551 días con 0,5º de inclinación
con respecto al plano de su órbi-
ta. Su visión no entraña dificultades
y su brillo es puntual.
Ganímedes, se sitúa a una dis-
tancia del gigante gaseoso de
1.070.000 Km., tarda 7,155 días en
recorrer su periplo de traslación, in-
clinándose 0,2º con respecto al pla-
no de su órbita. Es el más brillan-
te de los satélites galileanos,
brillando con una magnitud de 4,6
y con su diámetro de 5.270 Km es
el satélite más grande del Sistema
Solar.
Calixto, a una distancia máxi-
ma de Júpiter de 1.880.000 Km.,
cierra una órbita completa en 16,69
días y al igual que Ganímedes su
inclinación alcanza los 0,2º. Es el
más oscuro de los cuatro, alcan-
zando la magnitud de 5,6, siendo
su diámetro de 4.800 Km. En su de-
ambular orbital se aprecia cada día
las distintas posiciones en el pla-
no de la eclíptica.
Además de sus cuatro satélites
principales, en total se han descu-
bierto unos 60, de los que 40 ya
han sido nominados, algunos de
ellos con nombres propios y el res-
to con la inicial J20, J21, J22, J23,
etc.
OBSERVAR JÚPITER
No es mi intención saturar este
trabajo de datos físicos del llama-
do mini sistema solar de Júpiter, así
que ahora me centraré en iniciaros
a la observación de este complejo
planetario.
En la figura 3, observamos a
Júpiter y a los cuatro satélites des-
critos el día 6 de Enero de 2005 a
las 4 horas y 40 minutos de la ma-
drugada, tal como los veríamos a
través de un telescopio de 150 mm.
de diámetro y 1200 mm. de distan-
cia focal y utilizando un ocular de
12 mm., lo que daría como resul-
tado unos 100 aumentos (1200/12).
El espectáculo es altamente re-
confortante. Observamos el disco
de Júpiter bien contorneado, con
dos bandas ecuatoriales definidas
y si la noche en que se observa hay
una cierta estabilidad atmosférica
veremos otras dos bandas cerca-
nas a los polos de menor contras-
te pero resolubles si utilizamos la
visión lateral de nuestros ojos.
Fig 2. 
Los cuatro satélites Galileanos fotografiados por la
sonda Galileo.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
6
A ambos lados del planeta apre-
ciamos el brillo inconfundible de los
satélites antes mencionados. En
menos de dos horas de observa-
ción, notamos como los dos pri-
meros (Io y Europa) cambian de po-
sición orbital. Al día siguiente
apreciamos que Ganímedes y Ca-
lixto también han variado su posi-
ción con respecto al día anterior. De
esta forma se puede seguir un pe-
ríodo completo de sus órbitas.
En determinados momentos los
satélites son ocultados al paso por
detrás de Júpiter y en otros instan-
tes, realizan un tránsito por delan-
te del gigantesco planeta, llegando
a observar las sombras proyecta-
das sobre la alta atmósfera supe-
rior de Júpiter y unas manchitas
muy pequeñas de los propios sa-
télites. Además, el deambular orbi-
tal de los cuatro satélites provoca
eclipses entre ellos. A estas ocul-
taciones, tránsitos y eclipses se les
ha dado en llamar "Fenómenos mu-
tuos", siendo muy observados por
un gran número de aficionados.
Además de estos fenómenos, el
estudio de Júpiter por los aficiona-
dos se centra en la variación de su
alta atmósfera, en la cual se pro-
ducen cambios estructurales a gran
escala. Su conocimiento permite
entender las causas que provocan
el desarrollo atmosférico y la inter-
acción del mismo. De todos es bien
conocido el estudio exhaustivo que
realiza el equipo investigador de la
Universidad del País Vasco, co-
mandada por el Dtor. Agustín Sán-
chez Lavega.
Los aficionados en el registro de
estos fenómenos podemos seguir-
los, incorporando en el porta ocu-
lar de nuestro telescopio la tecno-
logía de las cámaras digitales e in-
cluso a un precio más económico
las Web Cam aparecidas en el mer-
cado de la Informática, que dan un
magnífico resultado en la observa-
ción planetaria. Las imágenes que
se adquieren con estos detectores
son extraordinarias, fáciles de tra-
tamiento posterior con programas
informáticos.
Para los que se inician en la ob-
servación del gigante gaseoso es
necesario que no realicéis compa-
ración de lo que estáis viendo con
vuestro telescopio a como lo ven y
fotografían los grandes telescopios.
Debemos comenzar con la utiliza-
ción de aumentos bajos y medios,
para que la resolución del diámetro
jupiteriano sea nítida y estable con
el mínimo de pérdida de luz y utili-
zando la "visión lateral", que nos
permitirá concretar detalles de las
bandas nubosas, incluso apreciar
la Gran Mancha Roja (fig 4), siem-
pre que en el momento de la ob-
servación se sitúe cercana al meri-
diano central de Júpiter. Debemos
de tener en cuenta para ello, que la
rotación del planeta ronda las 9 ho-
ras y 54 minutos. En la sede de
nuestra Agrupación Astronómica,
disponemos de un programa infor-
mático en el que podemos hallar la
posición en todo momento, de es-
te gigantesco anticiclón. 
Los nombres de los detalles de
la altaatmósfera adoptados por la
IAU (Unión Astronómica Interna-
cional) no las menciono puesto que
alargaría excesivamente este es-
tudio preliminar, pero podéis con-
seguirlas en las bibliotecas de las
asociaciones astronómicas. El ob-
jetivo que persigo es vuestro inte-
rés en la observación planetaria,
que disfrutéis del espectáculo que
la visión telescópica nos ofrecen los
planetas gigantes y sobre todo, co-
mo es y como se mueve el 5º pla-
neta.
Mucho se ha descubierto sobre
Júpiter y su sistema de satélites
desde la visita de las sondas Pio-
ner, hasta la Galileo. Hay para lle-
nar más de cuatro tomos científicos
de esta exploración. Importante es
conocerlos, ahí están, en las bi-
bliotecas de las Asociaciones As-
tronómicas de aficionados, en In-
ternet,e las revistas especializadas.
Además hay publicados infinidad
de artículos de cómo observar di-
rectamente el sistema de Júpiter y
su cohorte de satélites con los te-
lescopios de aficionados y disfrutar
de la belleza de sus movimientos y
los fenómenos tan extraordinarios
que se producen.
Bien, apuntemos nuestros "tu-
bos ópticos", probemos con distin-
tas ampliaciones (oculares) y ano-
temos lo que veamos. Si
disponemos de cámara fotográfica,
digital o Web Cam, utilicémosla a
foco primario interponiendo una len-
te Barlow x 2 ó x 3, las imágenes
mantendrán vivo el interés de lo que
han visto nuestros ojos, hagámos-
lo saber. Cualquier duda o incerti-
dumbre que os surja en vuestra ob-
servación, no dudéis en consultarla
con amigos aficionados más ex-
pertos, del correcto conocimiento y
orientación adecuada depende
vuestra singladura en el tema de la
Astronomía planetaria.
Como siempre, me despido de
vosotros deseándoos noches lar-
gas observacionales de prolonga-
da satisfacción, nos vemos para no
perder nunca nuestra buena cos-
tumbre, hasta dentro de tres lunas.
Saludos astronómicos.
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an
et
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Ph
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al
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3
Fig 4.
La Gran Mancha
Roja en el infrarrojo
cercano (756 nm).
Mosaico compuesto
por 6 imágenes
captadas por la
sona Galileo
El pasado 8 de Junio se pro-dujo un fenómeno astronó-mico muy especial: El trán-
sito de Venus por delante del disco
solar. Dicho fenómeno es muy po-
co frecuente, hasta el punto de so-
lo ha sido observado en 5 ocasio-
nes (el primero en 1639) y, como el
último se produjo en 1882, nunca
ha sido observado un tránsito de
Venus anterior al de este año por
ninguna persona que viva actual-
mente.
Si buscamos las fechas de pa-
sados y futuros tránsitos de Venus
(ver tabla), veremos que se produ-
cen una serie de circunstancias o
periodicidades cuando menos cu-
riosas, que nos pueden llevar a pre-
guntarnos cuál es la mecánica de
estos fenómenos y las causas que
los motivan.
En la tabla se observan varias
circunstancias: 
- A pesar de la poca frecuencia,
de solo dos tránsitos por siglo y a
veces ninguno, se producen por pa-
rejas separados por solo ocho
años, en fechas similares pero el
segundo 2 o 3 días antes.
- Después de una pareja de
tránsitos, la siguiente ocurre 113,5
o 129,5 años después, alternativa-
mente.
- Por ello cada 243 años se re-
pite la situación casi exactamente
igual, y solo con alrededor de 2 dí-
as de retraso (a veces 3 o en algún
caso un solo día). Hay una excep-
ción cuyo motivo se explicará al fi-
nal.
Para que un tránsito se produz-
ca tienen que alinearse los tres as-
tros Tierra-Venus-Sol en este or-
den. Por ello Venus deberá estar
en conjunción inferior y en la Eclíp-
tica o plano or-
bital de la Tie-
rra (gráfico 1).
Como el plano
orbital de Ve-
nus está incli-
nado 3,4º res-
pecto a la
eclíptica, el
momento de la
conjunción de-
berá coincidir con el paso de este
planeta por uno de los dos puntos
de corte su órbita con el citado pla-
no de la eclíptica llamados nodos
(o muy cerca de ellos). Esta nece-
saria coincidencia hace que el fe-
nómeno no sea frecuente. 
CONJUNCIONES
INFERIORES DE VENUS
Analicemos en primer lugar la
periodicidad y los lugares en que
se producen las conjunciones infe-
riores, y posteriormente su relación
con los nodos.
Debido a la duración de los años
sidéreos de la Tierra: 365.256 días
y de Venus: 224,701 días terres-
tres, existe una resonancia casi per-
fecta 8:13. Esto significa que cada
8 años (8 vueltas de la Tierra alre-
dedor del Sol) Venus da casi exac-
tamente 13 vueltas.
Esto origina el que las conjun-
ciones no se produzcan en cual-
quier fecha del año ni en cualquier
lugar de la órbita, sino solo en 5
puntos concretos. Actualmente so-
lo puede haber conjunciones en dí-
as próximos al 15-1, 30-3, 8-6, 20-
8, y 30-10.
Efectivamente, imaginemos una
carrera atlética en que la Tierra co-
rre por la calle exterior y Venus por
la interior. Si en 8 años Venus da
13 vueltas, esto signifi-
ca que en ese período
de tiempo Venus alcan-
za 5 veces a la Tierra a
partir de una salida si-
multánea en la carrera
cósmica; y si prescindimos de la 2ª
ley de Kepler y suponemos veloci-
dad uniforme, esos adelantamien-
tos se producirán en 5 puntos equi-
distantes entre sí A, B, C, D y E que
corresponderían a las citadas fe-
chas aunque no en ese orden. (grá-
fico 2)
Hay que decir que en una des-
cripción general del proceso se pue-
de prescindir de esta 2ª ley ya que
las órbitas de estos dos planetas
son muy poco excéntricas. 
Partiendo de la situación A, y de-
bido a la resonancia 8:13 después
de que la Tierra haya dado 8/5 de
vuelta (una vuelta +3/5) Venus ha-
brá dado 13/5 (2 vueltas +3/5) y se
encontrarán nuevamente en con-
junción en las posiciones B, que es-
tá 3/5 de vuelta más adelante. (grá-
fico 3)
El proceso se repite y después
de sucesivos intervalos de 8/5 de
año, (o 584,5 días de promedio) se
van situando en las posiciones C,
D, E, y vuelven a la posición inicial
A, (o mejor le llamaremos A´) com-
pletando el ciclo de los 8 años.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
7
Periodicidades en las fechas de los
tránsitos de Venus
Esteban Esteban - esteban_e@aavbae.net
26 05 1518 
23 05 1526 
07 12 1631 
04 12 1639 
06 06 1761 
03 06 1769 
09 12 1874 
06 12 1882 
08 06 2004 
06 06 2012 
11 12 2117 
08 12 2125 
11 06 2247 
09 06 2255 
13 12 2360 
10 12 2368 
12 06 2490 
10 06 2498 ww
w
. c
ie
nc
ia
ne
t.c
om
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
8
CONJUNCIÓN Y NODOS
Para que el tránsito se produz-
ca, la conjunción tiene que ocurrir
cerca de los nodos. Por ello, si la
mencionada resonancia fuera exac-
ta los puntos A, B, C, D y E estarí-
an fijos y solo una extraordinaria ca-
sualidad haría que alguno de ellos
coincidiese con uno de los dos no-
dos produciendo un tránsito siem-
pre cada 8 años, y siempre en el
mismo nodo y fecha, supuestos los
nodos inmóviles. Pero lo más pro-
bable es que no coincidiesen y nun-
ca habría tránsito; o, mejor dicho
teniendo en cuenta el pequeño des-
plazamiento de la posición de los
nodos, pasaría más de 70 siglos sin
tránsitos.
Sin embargo la resonancia 8:13
no es totalmente exacta; la Tierra
para dar 8 vueltas necesita exac-
tamente 8x365,256=2922,05 dí-
as y Venus para completar 13 vuel-
tas necesita solo 13x224,701=
2921,11 días por lo que Venus al-
canza a la Tierra un poco antes de
completarse los 8 años (aunque no
un día antes -o exactamente 0,96
días- como en una primera impre-
sión podría interpretarse, sino más,
porque la Tierra ha sido adelanta-
da con anterioridad, pues en 8 años
menos un día Venus ya completó
su carrera y la Tierra todavía no). 
Exactamente el final de la ca-
rrera (5º adelantamiento) se pro-
duce 2,4 días antes de completar-
se el octavo año, o bien 2919.6 días
después de iniciada la misma, por-
que en este tiempo la Tierra ha da-
do 7,9933 vueltas (2919,6/365,256)
y Venus 12,9933 (2919.6/224,701).
Por ello el punto A´ no coinci-
de con A, sino que está 0,0067
vueltas o 2º 25´ antes.
INTERVALO DE 8 AÑOS
Según lo explicado, cada ciclo
de "casi" 8 años todo el esquema
de la figura va girando solidaria-
mente casi 2 grados y medio en
sentido retrógrado, el contrario al
movimiento planetario.Gracias a
ello llega un momento en que una
de las 5 posiciones A, B, C, D, o E
(supongamos la A) se acerca sufi-
cientemente a un nodo y se produ-
ce el tránsito. Tal como se ha vis-
to antes, después de otros 8 años,
pero 2 o 3 días antes, vuelve a pro-
ducirse la conjunción en A´, a una
distancia angular de unos 2 grados
y medio de la anterior análoga, to-
davía suficientemente próxima al
nodo, y el tránsito se repite. En la
siguiente situación después de
otros 8 años ya no hay tránsito por-
que esos casi 2,5 grados adiciona-
les lo separan del nodo, lo suficiente
para que Venus pase por arriba o
por debajo del Sol en la posición
A´´. (gráfico 4)
PERÍODO DE 243 AÑOS
Como toda la figura va girando,
si suponemos que la posición coin-
cidente con el nodo era la A, este
giro a la vez que evita un tercer
tránsito consecutivo va acercando
la posición C (del gráfico 2) a este
nodo. Como la separación angular
entre los puntos A y C es de unos
72º (360/5), en 243 años la posición
C coincidirá con el nodo (posición
inicial A) y los tránsitos se vuelven
a repetir de la misma manera. Co-
mo se verá luego, en realidad en
ese tiempo el nodo se habrá des-
plazado muy ligeramente.
243 años son 30 ciclos de 8
años + 3 años en que la conjunción
pasa de A a C. 
La Tierra habrá dado 243 vuel-
tas (30 x 8 + 3) y Venus 395 (30 x
13 + 5). La Tierra da poco más de
3 vueltas de la conjunción A a la
C y Venus poco más de 5. Ese "po-
co más" que es 1/5 de vuelta, se
compensa exactamente para dar
243 años exactos con los déficit
acumulados del ciclo respecto a los
8 años ya que se produce el paso
de la posición C a la que ocupaba
antes A, y eso implica años exac-
tos.
Si observamos las fechas de la
tabla vemos que después de 243
años las situaciones se repiten, pe-
ro unos 2 días después. Este des-
ajuste está motivado por dos fac-
tores cuya lenta evolución hace que
no tengan incidencia apreciable a
corto plazo, pero después de 2 si-
glos y medio tengan su efecto. Por
un lado la precesión de los equi-
noccios, ya que la Tierra después
de 243 años (trópicos u oficiales)
pasa por el mismo punto de la ór-
bita 3,4 días después. Esta prece-
sión va modificando el calendario
respecto a la posición en la órbita
que marca el año sidéreo. El otro
motivo es el desplazamiento de los
nodos de Venus, que si bien es muy
lento, en esos 243 años se han mo-
vido casi 2º en sentido retrógrado
por lo que la Tierra está en conjun-
ción con este nodo unos dos días
antes.
Estos dos factores se contra-
rrestan y el resultado es esa dife-
rencia en fechas de un ciclo a otro
(gráfico 5). En este gráfico, tanto
el 6-6-1761 como el 8-6-2004 es-
tán un poco a la derecha del nodo,
y los tránsitos que ocurren 8 años
después quedarán un poco a la iz-
quierda. 
De todas formas no hay que per-
der de vista que la fecha del trán-
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
9
sito (y ese mencionado retraso de
dos días de un ciclo a otro) no vie-
ne determinado fundamentalmen-
te por la posición exacta respecto
al nodo, sino por la fecha de la con-
junción. De hecho la fecha 6-6-
2004, que aparece en el gráfico so-
lo para señalar el efecto de la
retrogradación, está suficiente-
mente cerca del nodo para que ocu-
rra el tránsito, pero ese día no hay
conjunción. Sí habrá tránsito ese
mismo día 8 años después prácti-
camente en el mismo sitio, porque
ese día sí hay conjunción. 
TRÁNSITO EN LOS NODOS
El hecho de que durante el pe-
riodo de 243 años se produzcan
otros dos tránsitos intercalados en
la parte opuesta de la órbita (ac-
tualmente todos se producen en ju-
nio o diciembre) se debe a que la
conjunción pasa por el otro nodo al
que se ha analizado. Por ejemplo
si en el gráfico suponemos uno de
los nodos en la parte inferior y he-
mos analizado el paso por él de las
conjunciones A y C, después de la
A y antes de la C pasará la con-
junción B por el nodo situado en la
parte superior del gráfico, según la
mecánica de giro de toda la figura.
En la situación actual, si las po-
siciones A coinciden con los trán-
sitos en junio, éstos se producen
en el nodo descendente y los de di-
ciembre en el ascendente.
El hecho de que los tránsitos en
el otro nodo no se produzcan exac-
tamente en la mitad de los 243
años que según la mecánica expli-
cada debería ocurrir, sino al cabo
de 113,5 y nuevamente en el nodo
inicial después de 129,5 años se
debe a la segunda ley de Kepler,
que en este aspecto sí tiene un li-
gero efecto originando que la figu-
ra no sea totalmente simétrica con
todos los ángulos de 72º y el movi-
miento de giro de esta figura pen-
tagonal no sea totalmente solida-
rio. En el caso de Venus, con una
órbita casi circular, el efecto es me-
nor; pero cuando la Tierra circula
lejos del perihelio va algo más des-
pacio y esto ayuda a que Venus nos
alcance antes, Debido a la posición
del perihelio terrestre el desplaza-
miento de la posición B es algo más
rápida que la C (* ver explicación
detallada al final) y, aunque le falta
la mitad de camino que a la C pa-
ra llegar al correspondiente nodo
(el ángulo que se recorrería en
121,5 años, la mitad de los 243), lo
hará un poco antes (113,5); con-
cretamente un ciclo de 8 años an-
tes. Lógicamente la diferencia de-
be ser un múltiplo de 8 años.
ALGUNAS CURIOSIDADES EN
LAS FECHAS
Para concluir, un dato curioso
que se puede observar en las fe-
chas de la tabla . Parece haber un
error en las fechas de los dos pri-
meros tránsitos que aparecen, pues
no se ajustan al patrón seguido por
el resto y analizado aquí, por unos
10 días. En realidad son correctas,
y no hubo en aquella época ningún
cataclismo cósmico que alterase los
movimientos planetarios. Simple-
mente hay que reparar en que son
anteriores al año 1582 en que con
la reforma Gregoriana del calen-
dario se eliminaron artificialmente
esos 10 días, y si utilizamos el ca-
lendario actual y lo retrotraemos a
esas fechas, corresponderían al 5-
6-1518 y al 2-6-1526. 
En el mismo sentido resulta tam-
bién muy curiosa la referencia que
aparece en muchos lugares del pri-
mer tránsito de
Venus observa-
do de la Histo-
ria, por el cléri-
go inglés
Jeremías Ho-
rrocks el 24 de
noviembre de
1639 después
de concluir la
misa dominical,
que no coincide
con la fecha de la Tabla. Aunque en
otros textos aparece la "verdadera"
fecha del 4 de diciembre, hay que
decir que la referencia correcta es
la primera, porque en Inglaterra to-
davía estaba en vigor el antiguo Ca-
lendario Juliano, y para la primera
persona que observó un tránsito
ese día era el 24 de noviembre. 
(*) La influencia de la 2ª ley de Kepler en la
diferente velocidad de movimiento de los 5
puntos donde se producen las conjunciones
no es tan fácil de comprender como el resto de
aspectos que se explican en el artículo. Está
claro que si los corredores van a diferente
velocidad en diferentes lugares de la pista, los
adelantamientos no se producirán en puntos
totalmente equidistantes, y por eso la figura
pentagonal no tiene ángulos iguales, y en
realidad varían hasta en unos 3º respecto a los
72º de media. Sin embargo las posiciones de
las conjunciones que se repiten al cabo de 8
años en el mismo lugar (A y A´ o B y B´ ...) no
deberían estar afectadas por esta 2ª ley porque
al ser vueltas completas se han compensado
las velocidades mayores con las menores y en
todo el recorrido la velocidad media es la
esperada con movimiento uniforme. 
A pesar de ello hay un factor que hace que el
pequeño ángulo de B a B´ sea mayor que el C
C´ y por tanto el desplazamiento del punto B
sea más rápido que el C; y es que, como se ha
visto, no son vueltas exactas sino que falta ese
pequeño ángulo B B´. 
Por estar la Tierra cerca del Perihelio en la
posición B, en ese pequeño tramo que le falta
iría a una velocidad superior a la media y por
ello en los casi 8 años de B a B´ va un poco
más lenta que la media, al faltarle el tramo
rápido, y Venus nos alcanza antes. Esta
diferencia que implica solo unas pocas horas
(y por tanto un ángulo muy pequeño) de
adelanto del tránsito en las posiciones B
respectoa la media, y más respecto a las
posiciones C, es suficiente al irse acumulando
durante 14 ciclos para completar los dos
grados y pico que se necesitan, además del
pequeño desplazamiento del nodo en ese
tiempo del orden de 1º, para que la conjunción
en el nodo ascendente se produzca con un
ciclo de adelanto. Como el punto C está lejos
del perihelio el efecto es el contrario.
Los 113´5 años que van desde el par de
conjunciones en el nodo descendente hasta
las siguientes en el nodo ascendente, son 14
ciclos de 8 años, más un año y medio que se
necesita para pasar de una conjunción en la
posición A a otra en la posición B. Realmente,
y tal como se ha explicado al principio de A
hasta la inmediatamente siguiente B pasan 1
año y 3/5, pero como después de todo este
proceso B ha girado hasta el nodo ascendente,
en vez de 3/5 es solo medio año. 
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
10
Posiciones Planetarias
1.º Trimestre 2005
Mercurio 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 17h10m10.4s -21°17'23.9" 6h02m 15h16m 6.23" 
15/01 18h29m39.5s -23°32'49.3" 6h37m 15h32m 5.23" 
01/02 20h22m21.6s -21°19'02.3" 7h12m 16h29m 4.80" 
15/02 21h59m01.0s -14°25'58.5" 7h23m 17h42m 4.88" 
01/03 23h34m28.6s - 3°16'08.5" 7h20m 19h06m 5.65" 
15/03 0h41m33.9s + 7°11'35.3" 6h51m 19h53m 8.14" 
Venus 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 17h12m50.6s -22°15'24.6" 6h09m 15h15m 10.79" 
15/01 18h28m51.5s -23°07'56.0" 6h34m 15h32m 10.46" 
01/02 20h00m32.6s -21°07'22.1" 6h49m 16h07m 10.15" 
15/02 21h12m56.7s -17°10'47.3" 6h48m 16h42m 9.96" 
01/03 22h21m35.0s -11°39'30.7" 6h39m 17h18m 9.81" 
15/03 23h27m06.0s - 5°06'50.7" 6h24m 17h54m 9.72" 
Marte 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 16h09m36.7s -20°51'32.4" 4h59m 14h17m 4.17" 
15/01 16h50m44.9s -22°29'07.3" 4h52m 13h55m 4.36" 
01/02 17h42m14.1s -23°35'11.1" 4h42m 13h35m 4.62" 
15/02 18h25m27.3s -23°42'35.1" 4h30m 13h22m 4.86" 
01/03 19h08m52.2s -23°06'10.0" 4h16m 13h14m 5.14" 
15/03 19h52m01.0s -21°46'52.2" 3h57m 13h08m 5.45" 
Júpiter 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 13h05m44.2s -5°35'32.7" 0h52m 12h14m 35.93" 
15/01 13h09m46.5s -5°56'38.8" 0h03m 11h22m 37.48" 
01/02 13h11m47.0s -6°04'11.9" 22h54m 10h17m 39.46" 
15/02 13h10m53.8s -5°54'59.6" 21h58m 9h21m 41.07" 
01/03 13h07m47.3s -5°32'37.8" 20h58m 2h43m 42.48" 
15/03 13h02m48.3s -4°59'24.8" 19h56m 7h27m 43.55" 
Saturno 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 7h47m27.8s +21°07'53.9" 17h44m 8h44m 20.42" 
15/01 7h42m40.7s +21°21'24.0" 16h43m 7h45m 20.49" 
01/02 7h36m57.5s +21°36'50.9" 15h30m 6h33m 20.36" 
15/02 7h32m56.7s +21°47'24.1" 14h30m 5h35m 20.09" 
01/03 7h30m02.0s +21°55'09.0" 13h31m 4h38m 19.72" 
15/03 7h28m30.3s +21°59'43.2" 12h34m 3h42m 19.27" 
Urano 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 22h24m20.0s -10°46'04.0" 10h29m 21h12m 3.39" 
15/01 22h26m38.2s -10°32'23.7" 9h36m 20h20m 3.37" 
01/02 22h29m54.2s -10°13'05.4" 8h31m 19h17m 3.34" 
15/02 22h32m50.5s - 9°55'44.9" 7h38m 18h26m 3.33" 
01/03 22h35m52.1s - 9°37'53.5" 6h44m 17h35m 3.33" 
15/03 22h38m51.6s - 9°20'14.1" 5h51m 16h45m 3.33" 
Neptuno 
Fecha AR Dec Orto Ocaso D. Ecu 
01/01 21h05m21.9s -16°45'34.3" 9h35m 19h28m 2.17" 
15/01 21h07m18.8s -16°37'15.7" 8h41m 18h36m 2.16" 
01/02 21h09m50.9s -16°26'19.7" 7h36m 17h32m 2.16" 
15/02 21h11m57.9s -16°17'06.7" 6h43m 16h40m 2.16" 
01/03 21h14m00.1s -16°08'10.2" 5h49m 15h48m 2.16" 
15/03 21h15m52.2s -15°59'54.8" 4h55m 14h55m 2.17" 
11
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
Satélites Galileanos
1.º Trimestre 2005
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Satélites de Saturno
1.º Trimestre 2005
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Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
Efemérides 1.º Trimestre 2005
Día Día 
Enero 
3 La Tierra en el Perihelio (0,983 U.A. del Sol) 15 Observación pública en Bilbao 
3 Lluvia de meteoros Cuadrántidas 17 Luna en Cuarto Creciente 
3 Luna en Cuarto Menguante 24 Cometa C/2004 Q2 (Machholz) en Perihelio 
4 Júpiter a 0,3º al N de la Luna (1,205 U.A.) 
10 Luna Nueva 25 Luna Llena 
13 Saturno en oposición 31 Júpiter a 0,8º N de la Luna 
14 Mercurio a 0,3º S de Venus 
 
Febrero 
2 Luna en Cuarto Menguante 15 Venus a 0,9º S de Neptuno 
2 Júpiter estacionario 16 Luna en Cuarto Creciente 
3 Neptuno en conjunción 19 Observación pública en Bilbao 
7 Luna en Perigeo 20 Luna en Apogeo 
8 Luna Nueva 24 Luna Llena 
14 Mercurio en conjunción superior 
 
Marzo 
3 Luna en Cuarto Menguante 20 Equinoccio de Primavera 
10 Luna Nueva 22 Saturno estacionario 
12 Máxima elongación E de Mercurio 25 Luna llena 
17 Luna en Cuarto Creciente 29 Mercurio en conjunción inferior 
19 Observación pública en Bilbao 31 Venus en conjunción superior 
19 Mercurio estacionario 
 
 CREPÚSCULO MATUTINO CREPÚSCULO VESPERTINO 
Día Astronómico Náutico Náutico Astronómico 
01-01 7h02m 7h37m 18h54m 19h28m 
06-01 7h02m 7h37m 18h58m 19h33m 
11-01 7h02m 7h36m 19h03m 19h37m 
16-01 7h01m 7h35m 19h08m 19h42m 
21-01 6h58m 7h32m 19h14m 19h48m 
26-01 6h55m 7h29m 19h19m 19h53m 
31-01 6h51m 7h25m 19h25m 19h59m 
05-02 6h47m 7h20m 19h31m 20h05m 
10-02 6h41m 7h14m 19h38m 20h11m 
15-05 6h35m 7h08m 19h44m 20h17m 
20-02 6h28m 7h01m 19h50m 20h23m 
25-02 6h20m 6h53m 19h56m 20h29m 
02-03 6h12m 6h45m 20h02m 20h35m 
07-02 6h04m 6h37m 20h08m 20h41m 
12-03 5h55m 6h28m 20h14m 20h48m 
17-03 5h46m 6h19m 20h20m 20h54m 
22-03 5h40m 6h14m 20h31m 21h05m 
27-03 5h30m 6h05m 20h37m 21h12m 
 Crepúsculo Naútico: Sol 12º bajo el horizonte. Son visibles las estrellas más brillantes.
Crepúsculo Astronómico: Sol 18º bajo el horizonte. Cielo completamente oscuro.
ALGUNOS CONSEJOS
Para observar el firmamento y en especial los objetos
de cielo profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias)
debemos buscar siempre un lugar lo más oscuro
posible, alejado de la contaminación luminica de las
ciudades.
Veremos más estrellas si acostumbramos a nuestra
vista a la oscuridad. Esto se consigue después de 15
minutos, aproximadamente.
También necesitaremos, para ver la carta celeste, una
linterna recubierta con celofán rojo, o cualquier otro
sistema que nos filtre gran parte de la luz de la linterna
para que no deslumbre.
Finalmente buscaremos noches sin Luna para este
tipo de observaciones y llevaremos ropa de abrigo
adecuada.
Bilbao - Lat. 43°15'00”N • Long. 02°55'00”W • Altura 20 m
ENERO 21:00 h. T.U.
FEBRERO 20:00 h. T.U 
MARZO 19:00 h. T.U.
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Boletín patrocinado por:
Galileo N.º 26 - Año IX - 5.er Trimestre de 2005
14
Observando el Sol
Emilio Martínez - emilio_m@aavbae.net
N.º de Wolf diario: enero 2003 - diciembre 2003
 Nº Wolf, Valores Mensuales Comparados : enero 2003 - diciembre 2003
0
50
100
150
200
250
ene-03 feb-03 mar-03 abr-03 may-03 jun-03 jul-03 ago-03 sep-03 oct-03 nov-03 dic-03
Max BizkaiA Med Bizkaia Min Bizkaia MaxSabadell
-20
0
20
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60
80
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140
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enero febrero junioabril octubrejulio septiem noviemmarzo mayo agosto diciem
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Galileo N.º 26 - Año IX - 5.erTrimestre de 2005
JULIO - máx. 172 - día 20
El mes de julio, gracias a las vacaciones, nos
perm ite un nivel de días observados (96,77%)
muy alto. Sólo nos impide alcanzar el 100% la ne-
cesidad de realizar un viaje urgente
En la segunda parte del mes hacia el día 20
los índices se elevan destacando la gran canti-
dad de grupos 11, que permite alcanzar un 172 el
día 20. 
AGOSTO - máx. 117 - día 6 
¡¡ Viva las vacaciones !!
No solo por el asueto, también por tener ma-
yores posibilidades de observar , el buen tiempo
que nos permite alcanzar el 100% de días obser-
vados ( supondría el segundo mes del año si no
fuese por el viaje).
Valores buenos también en los índices nº de
grupos (casi 7 de promedio) , valor máximo y pro-
medio del mes. El único ¿sacrificio, necesario es
el de tener que llevarse el equipo a cuestas y li-
brar algo del tiempo de playa a la observación ¡un
cuarto de hora !
SEPTIEMBRE - máx. 103 - día 25
Septiembre: vuelta al tajo, pero sin descuidar
las observaciones, algo de síndrome de buen
tiempo, pero los índices hay que alcanzarlos , el
Sol ayuda, los índices son bajos ¿estarán afec-
tados del síndrome del primer día?.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
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OCTUBRE - máx. 139 - día 29
Sigue la tónica del mes anterior hasta la aparición
del mínimo mensual el día 14,a partir de aquí empie-
za una rápida elevación del índice (con la aparición de
dos grupos espectaculares el día 18, como no se ve-
ían desde la época del máximo del ciclo), de forma im-
portante con imágenes de gran belleza que paradóji-
camente dificultan la realización de los partes diarios
NOVIEMBRE - máx. 163 - día 25
Este mes se contabiliza el segundo 0 de este des-
censo de actividad el día 7 para, de nuevo, rehacerse
hasta alcanzar a finales de mes un valor mas acorde
a la altura en que nos encontramos del ciclo.
DICIEMBRE - max. 112 - día 1
También aquí se produce un declive de la actividad
con máximo cercano al cien con grupos pequeños e
indices bajos de actividad tanto en nº de grupos y un
raquítico 11 el último día del año.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
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4. MANCHAS, PROTUBE-
RANCIAS Y FULGURACIONES 
Antes de pasar a describir losfenómenos solares de lasmanchas, protuberancias y
fulguraciones vamos a explicar el
magnetismo solar que las causa.
4.1. El magnetismo solar 
Las manchas solares demues-
tran la existencia de un campo
magnético producido por las co-
rrientes eléctricas que circulan en
el tercio exterior de la esfera so-
lar.
A principio del ciclo magnético
solar, las líneas del campo magné-
tico siguen los meridianos solares.
El polo norte tiene una polaridad
positiva y el polo sur una polaridad
negativa.
La rotación diferencial del Sol a
distintas latitudes hace que las lí-
neas del campo magnético se esti-
ren. El efecto se nota más en el
ecuador que en los polos, donde la
rotación es más rápida.
Las líneas magnéticas continú-
an estirándose y enrollándose so-
bre sí mismas y alrededor del Sol
como gomas elásticas, distorsio-
nándose con respecto a su traza-
do original de polo a polo. Al mis-
mo tiempo las líneas siguen el
movimiento ascendente y descen-
dente de los gases en las corrien-
te de convección.
La deformación de las líneas ha-
ce que el campo magnético au-
mente su intensidad en estas zo-
nas. Las líneas magnéticas
comprimen los gases que circulan
entre ellas cuando ascienden a la
superficie haciendo que disminu-
yan las corrientes de convección y
por tanto la temperatura, causa de
la creación de las manchas sola-
res. 
Finalmente, las líneas atravie-
san la superficie solar y forman bu-
cles en los que las líneas de fuer-
za salen de una zona con polaridad
positiva y vuelven a entrar por una
zona de polaridad negativa, for-
mando la corona solar al confinar
sus gases y las fulguraciones y
erupciones. A unos 400.000 km. de
altura producen aberturas en la co-
rona y son arrastrados hacia el es-
pacio por el viento solar.
Cuando el máximo del ciclo so-
lar es alcanzado (al cabo de 11
años), las líneas del campo mag-
nético comienzan a desenrollarse
y el Sol vuelve al estado de mag-
netismo y actividad mínimos.
4.2. Las manchas solares y
las fáculas
Las manchas solares aparecen
en la fotosfera. Son regiones más
oscuras y frías que la superficie so-
lar. En una mancha se distinguen
dos zonas, la umbra, que es la zo-
na más fría, y la penumbra, zona
más clara que la anterior.
Las manchas se ven más oscu-
ras porque tienen una temperatura
inferior a la del resto de la fotosfe-
ra, en realidad sólo son oscuras en
comparación con el resto del Sol ya
que algunas manchas pueden al-
canzar un brillo diez veces superior
al de la Luna. La umbra suele tener
unos 4200°K, mientras que la fo-
tosfera ronda los 5800°K.
Las manchas presentan distin-
tas morfologías. Generalmente apa-
recen en dúos con polaridad mag-
nética contraria, estos dúos tienden
a aumentar su tamaño y su núme-
ro a lo largo de los días, dando lu-
gar a grupos. Los grupos que más
se desarrollan pueden tener una es-
peranza de vida hasta dos meses,
aunque lo más normal es que los
grupos tengan una vida más sim-
ple y corta.
Muchas veces las manchas so-
lares pueden observarse rodeadas
de una zona brillante denominada
fácula. Estas fáculas son más vi-
sibles en los bordes del disco solar
donde el contraste es mayor que
en el centro. Existe una relación en-
tre las fáculas y las manchas. Así,
todas las manchas solares están
asociadas a una fácula, pero no to-
das las fáculas llegan a convertirse
en manchas.
Introducción a la Heliofísica (III)
Mª Rosa Martín - rosa_m@aavbae.net
Debido a la rotación diferencial las líneas del campo mágnético solar se distorsionan y
emergen en la superficie concentrándose e intensificándose formando las manchas
solares.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
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Las fáculas tienen una tempe-
ratura superior a la de las regiones
adyacentes de entre 200°K y
300°K. El origen de las fáculas tam-
bién está relacionado con el mag-
netismo solar. En general, la con-
vección es frenada por rozamiento
provocado por la materia que as-
ciende. En las fáculas, el campo
magnético es más intenso y obliga
a la materia a moverse por sus lí-
neas de fuerza disminuyendo el ro-
zamiento y aumentando el flujo de
materia y energía que llega a la su-
perficie. El aumento de energía ha-
ce que la materia alcance mayor al-
titud en la fotosfera. Las fáculas son
fenómenos muy estables.
Existe un fenómeno similar al de
las fáculas en la cromosfera que se
denomina playas. Estas playas son
más extensas que las fáculas.
4.3. Las protuberancias
Durante los eclipses solares o
bien tapando el disco solar con un
filtro o pantalla especial se pueden
ver las protuberancias solares. En
general, las protuberancias se pre-
sentan como inmensas columnas
ardientes de color rojo profundo
que pueden llegar a medir cente-
nares de miles de km. Con fre-
cuencia las protuberancias se cur-
van hasta formar un arco debido
a que están formadas por partícu-
las altamente ionizadas que se
mantienen alrededor de los cam-
pos magnéticos que rodean a las
manchas. Las protuberancias tam-
bién pueden alcanzar una disposi-
ción arborescente, en forma de
tronco con ramas.
Por lo general, las protuberan-
cias parten de la cromosfera y as-
cienden por gran parte de la coro-
na. En comparación con la materia
que las rodea, son masas de gas
más frías y densas. Su temperatu-
ra ronda los 10.000°K y son unas
100 veces más densas que el res-
to de la corona.
Existen dos tipos de protube-
rancias. Las protuberancias; está-
ticas o quiescentes. Son arcos de
materia que suelen formarse por
encima de los campos magnéticos
de las grandes manchas y pueden
durar varios días. Las protuberan-
cias eruptivas están relacionadas
con las fulguraciones, suponen la
expulsión de materia hacia el es-
pacio exterior a grandes velocida-
des. Su vida es más breve que la
de las protuberancias quiescentes. 
4.4. Las fulguraciones
Las fulguracionesse originan en
la fotosfera. Se encuentran aso-
ciadas a grandes estallidos de ener-
gía acumulada en un bucle mag-
nético cuya inestabilidad en
aumento provoca su erupción. Es-
te estallido lanza al espacio rayos
X, rayos gamma y partículas de al-
ta energía que alcanzarán la Tierra
en horas o días. Esta lluvia de par-
tículas puede provocar daños en
los satélites artificiales, inducción
de corrientes en las líneas de ten-
dido eléctrico e incluso causar per-
turbaciones en las capas superio-
res de la atmósfera, alterando las
transmisiones de onda corta e in-
terrumpiendo las comunicaciones
por radio. También se pueden pro-
ducir perturbaciones en el campo
magnético terrestre haciendo que
las brújulas tenga un comporta-
miento anómalo e incluso que ani-
males como las palomas mensaje-
ras pierdan temporalmente su
sentido de la orientación.
Otro efecto de las fulguraciones
son las auroras boreales. Estas son
causadas por la interacción de los
campos magnéticos del Sol y de la
Tierra. Cuando se produce una ful-
guración, las partículas de gran
energía lanzadas (viento solar) pro-
ducen una intensa corriente indu-
cida en el campo magnético de la
Tierra que excita los átomos de la
atmósfera superior. Estos átomos
emiten luz de determinados colo-
res: verde los de oxígeno, rojo los
de nitrógeno, etc. Cuando las tor-
mentas magnéticas son extrema-
damente fuertes, la distorsión so-
bre el campo magnético terrestre
puede ser tan grande que las au-
roras boreales se extiendan hasta
latitudes más bajas desde donde,
normalmente, no pueden ser vis-
tas.
Grupo de manchas solare. Su color más oscuro es debido a su menor 
temperatura respecto al resto de la fotosfera. 
Protuberancia solar.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
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Fronteras de la Astronomía(III)
Supernovas 
José F. Rojas Palenzuela - josefelix_r@aavbae.net
En el año 1.054 astrónomoschinos observaron y dejaronconstancia de la aparición de
una nueva estrella en la actual
constelación de Cancer, tan brillante
que durante varias semanas se pu-
do ver incluso en el brillante cielo
diurno, compitiendo con el plane-
ta Venus. En la actualidad, en esa
región se observa una masa irre-
gular de gas en expansión detec-
table en todas las gamas de longi-
tudes de onda del espectro
electromagnético. Dentro de ella se
descubrió una señal de radio pul-
sante, con 33 destellos por segun-
do. Este tipo de fenómeno ya se co-
nocía de otros puntos del cielo y se
llama pulsar. Posteriormente se
descubrió que una débil estrella, ca-
si en el centro de la nube, también
parpadea 33 veces por segundo en
luz visible, por lo que debe corres-
ponder con el pulsar observado en
radio. Este fenómeno explosivo re-
cibe el nombre de supernova y re-
presenta el final de la existencia de
una estrella bastante mayor que
nuestro Sol. 
El resto que deja se denomina
remanente de la supernova y siem-
pre contiene gas en expansión pe-
ro sólo algunas veces contiene un
pulsar. Esto se debe a que no to-
das las supernovas dejan el resto
compacto (denominado estrella de
neutrones) responsable del fenó-
meno pulsar y tanbién a que, in-
cluso cuando lo forman, el pulsar
emite su energía a lo largo de dos
chorros opuestos a lo largo de una
línea que no coincide con el eje de
rotación, por lo que sólo los detec-
tamos si se da la circunstancia de
que el chorro de radiación nos ilu-
mina en algún momento mientras
gira, tal y como sucede con la luz
de una ambulancia. 
Estos remanentes de superno-
vas se pueden ver en diferentes re-
giones del cielo y se encuentran en
nuestra propia galaxia, e incluso se
pueden ver en las galaxias más cer-
canas. Su belleza es el último ves-
tigio de una estrella que ya no exis-
te pero de cuyo deslumbrante final
ha quedado la semilla de futuros
planetas y quizás incluso de seres
vivos. El motivo es que todos los
elementos que no son el hidróge-
no y el helio no existían en el Uni-
verso primigenio y se sintetizan día
a día en los hornos termonucleares
que hay en el centro de las estre-
llas de gran masa durante las últi-
mas etapas de su existencia. Y allí
se quedarían hasta el fin de los
tiempos si la explosión final como
supernova de esta clase de estre-
llas no los arrojase al espacio, don-
Esquema de un pulsar.
Remanente de la Supernova del Cangrejo (M 1) Pulsar existente en el centro de M 1
E
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S
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O
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va
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Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
20
de constituirán el material de cons-
trucción de los planetas de poste-
riores generaciones de estrellas.
Junto a esta gran cantidad de ma-
teria parten billones de neutrinos
producidos en el mismo momento
de la explosión.
En líneas generales se conoce
bien cómo tienen lugar estas ex-
plosiones colosales que hacen bri-
llar a una estrella con una luz com-
parable a la de toda la galaxia que
la contiene, y sin embargo hay di-
ficultades. Por un lado, los estudios
teóricos de estos procesos han par-
tido de suponer una situación ini-
cial y unos procesos actuantes si-
métricos, por lo que inevitablemente
surgían resultados con simetría es-
férica, lo que evidentemente no
coincide con las masas de gas fi-
lamentoso que observamos en los
remanentes de las supernovas. Por
otro lado, las simulaciones por or-
denador de este proceso han pre-
sentado una dificultad muy notable:
¡la explosión no tenía lugar! Re-
cientes simulaciones sin embargo
han conseguido superar este pro-
blema dado que en ellas el torren-
te de neutrinos que escapa del in-
terior fuerza a la materia de la
estrella a salir despedida hacia el
espacio exterior. Si se añade el he-
cho de que ahora se incluyen fluc-
tuaciones y turbulencia, los resul-
tados de las simulaciones actuales
presentan resultados muy simila-
res a lo que se observa en la reali-
dad, presentando en todos los ca-
sos una característica común y que
consiste en una explosión menos
simétrica y con mayor empuje en
las direcciones axial y ecuatorial.
No obstante, existe el inconveniente
de no contar con datos observa-
cionales detallados de las primeras
fases de una explosión de super-
nova.
Se observan supernovas en
otras galaxias rutinariamente, pero
en la nuestra no se ha detectado
ninguna desde la invención del te-
lescopio. Por este motivo, la apari-
ción de una brillante supernova en
la Nube Mayor de Magallanes (una
pequeña galaxia satélite de la Vía
Láctea) en 1.987 permitió utilizar
toda la moderna parafernalia as-
tronómica con esta "nueva estre-
lla". ¡Al fin y al cabo ha sido la más
cercana en 400 años! Y las obser-
vaciones tremendamente detalla-
das realizadas con el material más
moderno existente en ese momento
dieron sus frutos: por primera vez
en la historia se detectaron neutri-
nos procedentes de una fuente ex-
terna al Sistema Solar (en este ca-
so venidos desde 165.000
años-luz), se observaron "ecos" lu-
minosos del estallido al iluminar
material gaseoso del área y dos
años más tarde se descubrió ma-
terial gaseoso formando un anillo
ecuatorial que se alejaba de la es-
trella y que se corresponde bien
con lo que los modelos actuales
preveen como resultado de la ex-
plosión. Lo que no se ha encontra-
do es un pulsar, aunque podría ha-
berlo pero que su haz de radiación
no iluminase la Tierra. Ahora, a es-
perar una supernova en nuestra
propia galaxia, que podría ser uno
de los candidatos ya conocidos, co-
mo Eta Carinae, o una estrella aún
desconocida.
Eta Carinae
A la derecha, la estrella Sanduleak -69 202 antes de convertirse en la Supernova
1987 A (izquierda), en la Gran Nube de Magallanes.
Supernova 1994 D en NGC -4526
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Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
Astronomía para niños y jóvenes (I)
Mª Rosa Martín - rosa_m@aavbae.net
Somos muchos a los que nosgustaría transmitir nuestroafán por la astronomía a las
nuevas generaciones. Sin embar-
go, a la hora de compartir nuestra
afición con los más pequeños, nos
encontramos con el problema de
"por dónde empezar". Es impor-
tante tratar de acercar la Astrono-
mía a los niños de forma que éstospuedan comprenderla, no debemos
querer llenar sus pequeñas cabe-
citas con cientos de datos que só-
lo servirán para que sus amigos
piensen que son "unos tíos muy ra-
ros" y ninguno de nosotros quere-
mos tener un "friqui" en la familia.
Como para todo en la actuali-
dad, Internet puede ser una buena
fuente de inspiración. En la red po-
demos encontrar varias páginas de-
dicadas a la divulgación de la as-
tronomía entre los más pequeños.
Algunas de estas páginas propo-
nen, además, actividades para re-
alizar en casa y en la escuela.
Es suficiente con que acudáis a
Google y realicéis una búsqueda
con las palabras clave "astronomía"
y "niños" y os aparecerán, entre los
cientos de webs inservibles de cos-
tumbre, algunas páginas muy inte-
resantes. Pero si sois de esos a los
que las búsquedas por Internet aún
les dan alergia, os propongo que le
echéis un vistazo a esta selección
de páginas (todas ellas en caste-
llano, por si lo del "guachu-guachu"
tampoco es lo vuestro).
http://www.alucine.com/ni-
nos.htm
En esta página podéis encon-
trar, con un leguaje muy asequible
para los más jóvenes, explicacio-
nes sobre cómo se forma el arco
iris, la búsqueda de agua en la Lu-
na o qué son los meteoros.
http://www.cienciafacil.com/as-
tronomia.html
Donde, entre divertidos dibuji-
tos, podrás acceder no sólo a in-
formación sobre el Sol, la Luna y
los planetas... si no que además
presenta algunos trucos para utili-
zar en las observaciones de estos
astros con los más pequeños.
http://www.cnice.mecd.es/eos/
MaterialesEducativos/mem2000/a
stronomia/chicos/index.html
Es, con mucho, la mejor de to-
das las webs de Astronomía para
niños. Se trata de un pequeño cur-
so sobre el tema, que además de
las lecciones, incluye secciones es-
peciales de manualidades para ha-
cer en casa (desde un "colgante"
de planetas para el techo hasta un
reloj solar), juegos, fotos, acertijos...
y hasta una colección de exáme-
nes para aquellos que os dedicáis
a la enseñanza. Podéis encontrar
en ella una sección dedicada a la
Astronomía con ordenador en la
que aparecen varios programas pa-
ra el cálculo de las distancias entre
planetas, simulaciones de grave-
dad en distintos astros, contami-
nación lumínica, etc.
http://www.mundopeque.com/s
aber_es_diver/ciencia/astrono-
mia/links-ast.htm
Y en esta sección sobre astro-
nomía de la web "mundopeque" te-
néis recogidos links a sitios astro-
nómicos para todos los gustos y
todas las edades.
Espero que con esto os hayáis
decidido a empezar a introducir a
vuestros peques en el mundo de la
Astronomía. Recordad que no son
demasiado pequeños para empe-
zar, siempre podéis encontrar una
actividad adecuada a su edad que
os permita disfrutar a todos.
Galileo N.º 26 - Año IX - 1.er Trimestre de 2005
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Observaciones Públicas 2005
Organizadas por la Agrupación Astronómica Vizcaína / Bizkaiko Astronomi Elkartea
Éstas se realizan habitual-mente en el Parque deEtxebarria de Bilbao, un sá-
bado al mes, desde las 20:00 h. del
sábado hasta las 00:00 h. del do-
mingo. También se organizan ob-
servaciones en caso de eventos es-
peciales, que se anuncian con
antelación en nuestra página Web. 
Para conocer posibles cambios
de última hora, u observaciones de
eventos concretos, consultad en el
teléfono de información ciudadana
del Ayuntamiento de Bilbao, 010 ó
la sección de agenda de los dife-
rentes diarios del territorio.
Durante las
observaciones se
instalan varios
telescopios, mediante
los cuales los
asistentes podrán
observar
principalmente la Luna
y los planetas, además
de algunos fenómenos
tales como
ocultaciones, tránsitos,
etc.
Debido a la contaminación lu-
mínica, no es posible observar otros
objetos y fenómenos. También se
instalan sistemas de vídeo conec-
tados a los telescopios. Los asis-
tentes son invitados a observar a
través de los instrumentos, y gozar
de la experiencia de contemplar di-
rectamente los astros y planetas.
HILGORA/CRECIENTE HILBERA/MENGUANTE
BETEA/LLENA BARRIA/NUEVA
Días de observación pública 
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GALILEO
Boletín Astronómico
Boletín de la Agrupación Astronómica Vizcaina / Bizkaiko Astronomi Elkartea - AAV/BAE
Locales del Dpto. de Cultura de la D.F.V. - B.F.A.
C/. Iparraguirre 46, 5.º, Dpto. 4 - 48012 Bilbao
mail@aavbae.net • http://www.aavbae.net
GALILEO en Internet: http://www.aavbae.net/boletín.php