sábado, 25 de octubre de 2025

SPRITE FOTOGRAFIADO DESDE LA ESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL.

Una medusa eléctrica sobre la Tierra: el sprite fotografiado desde la Estación Espacial Internacional
Planetarium Perú · Divulgación científica

Una medusa eléctrica sobre la Tierra: el sprite fotografiado desde la Estación Espacial Internacional

La astronauta Nichole Ayers captó desde la ISS un fenómeno luminoso transitorio —un sprite— que se elevó sobre una tormenta. Esta imagen, tan bella como reveladora, abre una puerta para comprender la electricidad de la atmósfera y su vínculo con el espacio cercano a la Tierra.

Sprite fotografiado desde la Estación Espacial Internacional
Portada — Sprite observado desde la ISS por la astronauta Nichole Ayers (3 de julio de 2025). Crédito: NASA / Nichole Ayers.

¿Qué es un sprite?

Un sprite es una descarga eléctrica que ocurre por encima de una tormenta, entre los 50 y 90 km de altitud (mesosfera y base de la ionosfera). A diferencia de los relámpagos convencionales, que conectan nubes con el suelo o entre sí, los sprites se activan tras rayos muy energéticos —frecuentemente rayos positivos— generando una emisión rojiza al excitar y desexcitar el nitrógeno molecular (N2).

Su duración es de milisegundos y su altura extrema explica por qué son difíciles de ver desde tierra: la ISS y plataformas orbitales ofrecen una ventaja ideal para capturarlos.

La mirada desde el espacio

La Estación Espacial Internacional (ISS) orbita a unos ~400 km de altitud. Desde allí, la astronauta Nichole Ayers registró —el 3 de julio de 2025— una estructura rojiza emergiendo por encima de una intensa tormenta sobre Norteamérica. En la fotografía se aprecia una base azulada coronando el cumulonimbo, y una “medusa” de filamentos que ascienden hacia capas más altas.

El valor de la toma radica en su perspectiva: sin la obstrucción de la nubosidad y contaminación lumínica que suelen afectar a los observadores terrestres, la geometría del evento se distingue con claridad, permitiendo comparaciones con modelos de campo eléctrico y altitud.

Entre la ciencia y el asombro

Familia de TLEs

  • Sprites rojos: en forma de “zanahoria” o “medusa”.
  • Blue jets: chorros azules que ascienden desde la nube.
  • Gigantic jets: rayos colosales que conectan con la ionosfera (>80–90 km).
  • ELVES: anillos ultrarrápidos generados por pulsos electromagnéticos.

Estas manifestaciones muestran el acoplamiento entre la electricidad de tormentas y las capas altas de la atmósfera, con efectos temporales en la ionización y química del aire.

Valor científico y educativo

La imagen de Ayers se suma al trabajo instrumental de la ISS (por ejemplo, ASIM, Atmosphere–Space Interactions Monitor) para estudiar TLEs con cámaras de alta velocidad y sensores ópticos. Contribuye a:

  • mejorar modelos de acoplamiento troposfera–ionosfera;
  • comprender la distribución espacial y altitud de los TLE;
  • fortalecer la enseñanza de física atmosférica y astronomía con imágenes impactantes.
Aplicación educativa: ideal para planetarios, talleres STEM y actividades con niñas y niños. Propón comparar altitudes en km, tiempos de duración (ms) y relación con rayos comunes.

Diagramas y bosquejos

Diagrama de altitud típica de un sprite
Diagrama 1 — Altitud típica de un sprite en relación con la tormenta subyacente.
Detalle ampliado del sprite captado desde la ISS
Detalle — Ampliación del sprite observado desde la ISS. Crédito: NASA / Nichole Ayers.
Comparación entre relámpago convencional y sprite
Diagrama 2 — Diferencia esquemática entre un relámpago común y un sprite.

Créditos e imágenes

Retrato oficial de la astronauta Nichole Ayers
Retrato — Astronauta Nichole Ayers. Crédito: NASA.

Uso con fines educativos y de divulgación. Mantener los créditos “NASA / Nichole Ayers” al reutilizar las imágenes.

Referencias

  • NASA Science. “A gigantic jet caught on camera — a spritacular moment for NASA astronaut Nichole Ayers”.
  • Live Science. “Astronaut snaps giant red ‘jellyfish’ sprite over North America…”.
  • Planetary Society. “Sprite from the ISS”.
  • Wikipedia (es): “Sprite (descarga eléctrica)”.

viernes, 24 de octubre de 2025

¿PORQUÉ PLUTÓN YA NO ES UN PLANETA? — SIMULADOR DE LA RESONANCIA 3:2 PLUTÓN : NEPTUNO

¿Por qué Plutón ya no es un planeta? — Resonancia 3:2 Plutón : Neptuno
Plutón — New Horizons (colores naturales)
Figura — Plutón tomada por la sonda New Horizons (c) NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Instituto de Investigación del Suroeste.

¿Por qué Plutón ya no es un planeta? — Resonancia 3:2 Plutón : Neptuno

1) Contexto y decisión de la UAI (2006)

La UAI definió que un planeta debe: (i) orbitar el Sol, (ii) ser casi esférico por equilibrio hidrostático y (iii) haber limpiado su vecindad orbital. Plutón cumple (i) y (ii) pero no (iii); comparte su región con una población abundante de objetos del Cinturón de Kuiper, por lo que es un planeta enano.

2) Resonancia 3:2 con Neptuno

La resonancia 3:2 implica que por cada tres revoluciones de Neptuno, Plutón completa ~dos. Para la posición usamos M(t)=M0+n·t, resolvemos M=E−e·sinE y rotamos por Ω,i,ω al sistema eclíptico.

Clave: la fase relativa, la excentricidad (~0,25) y la inclinación (~17°) de Plutón evitan encuentros cercanos con Neptuno aun cuando las órbitas se cruzan en proyección.
Sol (centro) Órbita de Neptuno ~ 30 UA Órbita de Plutón ~ 39,5 UA (e=0,25, i=17°)
Controles: Barra espaciadora = pausa/continuar Tecla R = reiniciar
Progreso orbital de Plutón (sobre 1 periodo, 248 años): 0%
Arrastra para rotar · Rueda para zoom · Espacio pausa/continúa · R reinicia

Barthélemy d´Ans (c) Instituto Peruano de Astronomía – 2025

Cartilla científica (paso a paso)

1) Objetivo

Visualizar por qué Plutón no domina su vecindad orbital y cómo la resonancia 3:2 con Neptuno evita encuentros cercanos incluso cuando las órbitas se cruzan en proyección.

2) Datos usados

  • Semiejes: Neptuno a~30,07 UA, Plutón a~39,48 UA
  • Excentricidades: e_N~0,009, e_P~0,249
  • Inclinaciones: i_N~1,77°, i_P~17,14°
  • Períodos: P_N~164,8 a, P_P~248 a

3) Leyes y fórmulas

3ª Ley de Kepler: P^2 ∝ a^3. Más lejos ⇒ períodos mayores.

Ecuación de Kepler: M = E − e·sinE (resuelta numéricamente).

Coordenadas: x' = a(cosE − e), y' = a√(1−e^2)·sinE y rotación por Ω, i, ω.

4) ¿Qué es la resonancia 3:2?

Por cada 3 vueltas de Neptuno, Plutón completa ~2. Los alineamientos evitan encuentros cercanos. Muchos plutinos comparten esta resonancia.

Créditos: Barthélemy d´Ans (c) Instituto Peruano de Astronomía — 2025

miércoles, 22 de octubre de 2025

CALCULADORA DE LOS DIAS Y HORA DE PASO CENITAL SOLAR.

Calculadora de Paso Cenital — Azul Planetarium v8l (sin aleatorio)

Calculadora de Pasos Cenitales del Sol

Versión compacta con cartilla — Planetarium Maria Reiche (v8l) -- Barthélemy d´Ans

Spencer/Cooper EoT(γ) Bisección + Newton

Cartilla del calculo paso a paso del Paso Cenital del Sol

1. ¿Qué es el paso cenital?

Es el instante en que el Sol se sitúa exactamente sobre la vertical del lugar (cenit). En ese momento, un gnomon vertical no proyecta sombra al mediodía. Solo ocurre entre los Trópicos de Cáncer y de Capricornio.

2. Condición astronómica

La condición para el paso cenital es la coincidencia entre la declinación solar (δ) y la latitud (φ):

δ = φ

Por ello, se requiere |φ| ≤ 23.44° (aprox. la oblicuidad de la eclíptica).

3. Parámetro fracción del año

La posición anual del Sol se modela con γ (radianes):

γ = 2π (N − 1) / 365

donde N es el número de día del año (1–365/366).

4. Declinación solar (Spencer/Cooper)

Serie trigonométrica (en radianes):

δ(γ) = 0.006918 − 0.399912 cosγ + 0.070257 sinγ − 0.006758 cos2γ + 0.000907 sin2γ − 0.002697 cos3γ + 0.001480 sin3γ

5. Ecuación del tiempo (EoT)

Diferencia entre tiempo solar aparente y medio (en minutos):

EoT(γ) = 229.18 [0.000075 + 0.001868 cosγ − 0.032077 sinγ − 0.014615 cos2γ − 0.040849 sin2γ]

6. Método numérico

Se define f(N) = δ(N) − φ. El programa busca cambios de signo y refina la raíz con:

  • Bisección para asegurar el intervalo con raíz.
  • Newton-Raphson para converger rápidamente a δ ≈ φ.

7. Mediodía solar aparente (hora oficial)

Con el día fraccional N se estima:

tnoon ≈ 12:00 + (UTC × 60 − 4·λ + EoT) / 60

siendo λ la longitud (Este positiva) y UTC el huso horario oficial.

8. Ejemplo interpretativo

Para Lima (φ ≈ −12.046°, λ ≈ −77.043°, UTC −5), en 2025 la calculadora entrega:

  • lunes, 17 de febrero de 2025 (δ ascendiendo desde −23.44° hacia 0°).
  • sábado, 25 de octubre de 2025 (δ descendiendo desde 0° hacia −23.44°).

Las horas mostradas corresponden al mediodía solar aparente (hora oficial) calculado con la Ecuación del Tiempo y la longitud. Las fechas pueden variar levemente si se ajustan tolerancia o parámetros.

9. Alcance y limitaciones

Modelo con atmósfera ideal y h₀ = 0°. Para observación instrumental, considerar refracción, altura del observador y entorno urbano.

© Barthélemy d’Ans 2025 — Planetarium Maria Reiche

martes, 7 de octubre de 2025

TALLER DE ASTROFOTOGRAFÍA SOLAR - HUAMANGA 2025


Taller del 28 al 31 de julio de 2025

Durante cuatro días en la ciudad de Huamanga, se desarrolló un taller intensivo de astrofotografía solar, reuniendo a entusiastas de la astronomía, docentes y jóvenes investigadores. La experiencia buscó integrar teoría y práctica, con el objetivo de formar capacidades en la observación científica del Sol y en el registro de sus fenómenos a través de técnicas modernas de imagen. El taller fue dictado por el ingeniero y astrofísico Barthélemy d´Ans.

Contenidos del Taller

a) Bases teóricas de la física solar

Se presentó una introducción a la estructura del Sol: núcleo, zona radiactiva, convectiva, fotosfera, cromosfera y corona. También se abordaron procesos físicos fundamentales como la fusión nuclear, la generación del campo magnético y los ciclos solares.

b) Uso del telescopio solar

Los participantes aprendieron el manejo de telescopios equipados con filtros adecuados para la observación directa y segura del Sol, tanto en luz blanca como en H-alfa, enfatizando normas de seguridad y protocolos básicos de calibración.

c) Adquisición de imágenes astro fotográficas en H-alfa

Se realizaron prácticas de captura con cámaras astronómicas, explorando detalles finos de la cromosfera como filamentos, prominencias y fulguraciones.

d) Tratamiento de imágenes

Se introdujo el flujo de trabajo digital: apilado de imágenes, reducción de ruido, realce de contraste y calibración de color, utilizando programas especializados en astrofotografía.

e) Evaluación de datos

Los registros obtenidos fueron sometidos a análisis, discutiendo calidad de imagen, resolución, y la importancia de la documentación sistemática para generar series comparativas.

f) Reconocimiento de características en la superficie solar

Los participantes identificaron estructuras visibles en la fotosfera y cromosfera, como gránulos, fáculas, filamentos y protuberancias, entrenando la mirada científica.

g) Identificación y conteo de manchas solares

Se aplicaron métodos estandarizados de registro de manchas solares, contribuyendo a la práctica ciudadana de ciencia colaborativa (solar monitoring).

h) Cálculo de la velocidad radial de manchas solares

Finalmente, se trabajó con mediciones sucesivas de posición para estimar la velocidad de desplazamiento de las manchas solares, relacionando los datos con la rotación diferencial del Sol.

El resultado más representativo del taller fue la obtención de una imagen combinada en H-Alpha y Continuum, que muestra con gran detalle las manchas solares y estructuras de la superficie y la cromosfera. En este caso el estudio del desplazamiento y cambio morfológico del grupo 4153.


Proyección

Este taller en huamanga representa un paso importante en la formación de capacidades de astrofotografía solar en el Perú, y contribuye al fortalecimiento de una red nacional de observadores solares, integrando ciencia, educación y cultura.


domingo, 28 de septiembre de 2025

CALCULADORA DE AZIMUT DE LA SALIDA Y PUESTA DEL SOL PARA UNA LATITUD DADA - CORRECCIONES POR NOAA Y DECLINACIÓN POR SPENCER/COOPER.

Azimut de salida/puesta del Sol Azimut Amanecer/Atardecer — Calculadora (Spencer + Cartillas)

Calculadora de Azimut — Amanecer / Atardecer Azimut horario desde Norte (0°→E=90°→S=180°→O=270°)

Selecciona un sitio o ingresa tu latitud. Elige la fecha y h₀ (NOAA, Geométrico o Personalizado). Se incluye una segunda solución (Spencer) y puedes trazarla en el gráfico.

MagnitudValor
Sin resultados todavía.

En equinoccio (δ≈0°), se espera Amanecer ≈ 90° y Atardecer ≈ 270° (pequeñas variaciones por h₀ y latitud).

Créditos: Barthélemy d´Ans 2025 (c) Planetarium María Reiche

El gráfico usa el año de la fecha seleccionada.
Amanecer (Base) Atardecer (Base) Amanecer (Spencer) Atardecer (Spencer)
📘 Cartilla: paso a paso y fórmulas (incluye Spencer)

1) Preparación

  1. Define la latitud φ (Norte +, Sur −).
  2. Fija la fecha (UTC).
  3. Elige la altura de horizonte h₀:
    • NOAA: h₀ = −0.83° (refracción + radio solar).
    • Geométrico: h₀ = 0°.
    • Personalizado: ajusta por orografía/refracción local.

2) Declinación solar δ

Modelo base (orbital reducido)
Se evalúa la longitud eclíptica aparente λ y la oblicuidad ε, y luego:
δ = asin( sin(ε) · sin(λ) )
Serie de Spencer (aproximación trigonométrica)
γ = 2π·(n−1)/365, con n = día del año (1–365/366).
δ = 0.006918 − 0.399912·cosγ + 0.070257·sinγ − 0.006758·cos2γ + 0.000907·sin2γ − 0.002697·cos3γ + 0.00148·sin3γ (en radianes).

3) Ángulo horario de salida/puesta

cos w = ( sin h₀ − sin φ·sin δ ) / ( cos φ·cos δ )
Si |cos w| ≤ 1, entonces w = arccos(cos w).
Para amanecer usa ω = −w; para atardecer usa ω = +w.

4) Azimut en el horizonte

Primero en convención matemática (antihoraria desde el Norte):
sin A = ( cos δ · sin ω ) / cos h₀
cos A = ( sin δ − sin φ · sin h₀ ) / ( cos φ · cos h₀ )
A = atan2(sin A, cos A) en [0, 2π).

Para convertir a sentido horario desde el Norte (N=0°, E=90°, S=180°, O=270°):
Ahor = (360° − Adeg) mod 360°.
Con ω = −w obtienes amanecer, con ω = +w obtienes atardecer.

5) Notas y variables

  • φ: latitud (rad), δ: declinación (rad), h₀: altura objetivo (rad).
  • ω: ángulo horario (rad). w: |ω| en el horizonte.
  • Un resultado nulo (—) indica sol circumpolar (no hay salida/puesta).
  • Pequeñas diferencias entre base y Spencer son normales (Spencer es aproximado).
📗 Cartilla 2: variación anual del azimut, declinación δ, criterio NOAA y fórmula Spencer/Cooper

A) ¿Cómo varía el azimut de salida/puesta en el año?

  • El azimut en el horizonte depende principalmente de la latitud φ y de la declinación solar δ de ese día.
  • En los equinoccios (δ≈0°) el amanecer ocurre cerca de 90° (Este) y el atardecer cerca de 270° (Oeste) para latitudes templadas.
  • Hacia el solsticio de junio (δ≈+23.44°), el amanecer se desplaza hacia el NE y el atardecer hacia el NO en el hemisferio norte; al revés en el hemisferio sur.
  • Hacia el solsticio de diciembre (δ≈−23.44°), el amanecer/atardecer se mueven hacia el SE/SO en el hemisferio norte; al revés en el sur.
  • En latitudes altas puede darse Sol de medianoche o noche polar; allí no existen amanecer/atardecer ciertos días.

B) ¿Qué es la declinación solar δ y para qué se usa?

  • Es el ángulo entre el rayo Sol‑Tierra y el plano del ecuador celeste. Varía lentamente de −23.44° a +23.44° a lo largo del año.
  • Con δ y φ se determinan: azimut, altura del Sol en cualquier hora, duración del día, salida/puesta, mediodía solar.
  • En ingeniería solar, δ entra en modelos de irradiación, ángulo de incidencia, seguimiento y dimensionamiento fotovoltaico.

C) Criterio NOAA para h₀ = −0.83°

  • NOAA usa h₀ = −0.83° para definir salida/puesta: incluye ≈ −0.566° por refracción estándar y ≈ −0.267° por semidiámetro solar.
  • Este criterio aproxima condiciones a nivel del mar, atmósfera estándar y horizonte geométrico plano.
  • En montaña, sobre el mar o con inversiones térmicas, conviene usar un h₀ personalizado para reflejar el horizonte real y la refracción local.

D) Fórmula Spencer/Cooper para δ: importancia y características

  • La serie trigonométrica de Spencer (popularizada por Cooper en energía solar) da δ en función del día del año \(n\).
  • Ventajas: simple, rápida y suficientemente precisa para cálculos de ingeniería y docencia.
  • Precisión típica: del orden de 0.1–0.3° en δ, adecuada para azimuts y duración del día en aplicaciones generales.
  • Limitaciones: no incluye efectos finos (nutación, variaciones de oblicuidad a largo plazo, efemérides de alta precisión). Para trabajos astronómicos de precisión, usar efemérides de mayor orden.
Definición (radianes, notación algebraica)
γ = 2π·(n − 1)/365
δ(γ) = a0 + a1·cos(γ) + b1·sin(γ) + a2·cos(2γ) + b2·sin(2γ) + a3·cos(3γ) + b3·sin(3γ)

Coeficientes (δ en radianes):
  • a0 = 0.006918
  • a1 = −0.399912    b1 = +0.070257
  • a2 = −0.006758    b2 = +0.000907
  • a3 = −0.002697    b3 = +0.001480

E) Consejos prácticos

  • Para cartografía arqueoastronómica o arquitectura, usa NOAA como base y ajusta h₀ al horizonte local.
  • Para fotovoltaica preliminar o docencia, Spencer/Cooper es una aproximación excelente en δ.
  • Comprueba resultados en los equinoccios: amanecer ≈ 90°, atardecer ≈ 270° (según convención usada aquí: azimut horario desde Norte).
Créditos: Planetarium María Reiche — © Barthélemy d´Ans Azimut horario desde Norte · Cálculos: modelo orbital y Serie de Spencer/Cooper

martes, 19 de agosto de 2025

MÁXIMA ELONGACION DE MERCURIO Y ALINEACION PLANETARIA - AGOSTO 2025

Fotografía obtenida con lente Leica. Celular XIAOMI 14

¿Qué es la máxima elongación?

En astronomía, la elongación se refiere a la distancia angular entre un planeta, como Mercurio, y el Sol, vista desde la Tierra. La "máxima elongación" es el punto en que esta separación es máxima, lo que ofrece la mejor oportunidad para observar el planeta antes del amanecer, cuando Mercurio se encuentra en su punto más alejado del Sol en el cielo matinal.

Simulación del evento en Stellarium desde Nasca.

Detalles del evento (mañana del 19 de agosto de 2025)

Tipo de elongación: Este es un caso de greatest western elongation, es decir, Mercurio se separa hacia el oeste del Sol y aparece en el cielo matutino, Hora exacta: 09:48 UTC (5:58 T.L.). Separación angular (elongación): Cercana a 19° desde el Sol.

Fase y magnitud visual:

Mercurio brillará con una magnitud cercana a 0 (o incluso más brillante, entre 0 a –0.2) .

Su apariencia será una fase de creciente (cutis de luna) iluminada en alrededor del 42 % al 41 %, y su tamaño aparente será de unos 7 a 7.4 segundos de arco.

¿Qué observar y cuándo?

Cuándo mirar: Aproximadamente 30 minutos antes del amanecer. Justo antes de que salga el Sol, cuando el cielo empieza a aclarar, Mercurio estará en su punto más visible.

Dónde buscar en el cielo:

Hacia el este, cerca del Horizonte. Desde el hemisferio Sur como en Perú), esta elongación se beneficia de un ángulo favorable del plano de la eclíptica, lo que hace a Mercurio más alto en el cielo y más fácil de observar que desde el hemisferio norte.

Contexto adicional:

Durante esta ventana de observación (18–23 de agosto), habrá una impresionante alineación planetaria matutina con hasta seis planetas visibles en un arco: Mercurio, Venus, Júpiter, Saturno, junto con Urano y Neptuno (estos dos últimos con telescopio o binoculares potentes)

El mejor momento, con menor interferencia lunar, será cerca del 23 de agosto, pero el punto más favorable para ver Mercurio será esa mañana del 19 de agosto.

Consejos para observarlo

Busca un lugar con horizonte este despejado, sin árboles ni edificaciones que obstaculicen la vista baja.

Llega temprano, 30 minutos antes del amanecer, para disfrutar de Mercurio antes de que el cielo se aclare completamente.

Si tienes binoculares o un telescopio pequeño, puedes observar el corte de fase, pero ¡nunca apuntes hacia el Sol directamente!

Aprovecha la alineación planetaria en esas mañanas para observar Venus, Júpiter y Saturno juntos.

salida de mercurio la madrugada del 20 de Agosto

salida de mercurio la madrugada del 21 de Agosto

El mejor momento, con menor interferencia lunar, será cerca del 23 de agosto, pero el punto más favorable para ver Mercurio será esa mañana del 19 de agosto.

Consejos para observar.

Busca un lugar con horizonte este despejado, sin árboles ni edificaciones que obstaculicen la vista baja.

Llega temprano, 30 minutos antes del amanecer, para disfrutar de Mercurio antes de que el cielo se aclare completamente.

Si tienes binoculares o un telescopio pequeño, puedes observar el corte de fase, pero ¡nunca apuntes hacia el Sol directamente!

Aprovecha la alineación planetaria en esas mañanas para observar Venus, Júpiter y Saturno juntos.

SPRITE FOTOGRAFIADO DESDE LA ESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL.

Una medusa eléctrica sobre la Tierra: el sprite fotografiado desde la Estación Espacial Internacional Planetarium Per...