DETERMINE EL AZIMUT DE UNA ESTRUCTURA CON OBSERVACION SOLAR.

Rumbo Solar — Eje Constructivo / Topografía de Alineamientos (v5.1 CORE)

Objetivo: determinar el eje constructivo medido de un muro o alineación usando un teodolito y el Sol para Norte verdadero (o modo ingeniería clásico).

Modo de trabajo Arqueoastronomía — Sol → Norte verdadero (TLS/PCA) Ingeniería — Rumbo / Az sin Sol

Modo de reporte Científico Patrimonial UNESCO

Modo Arqueoastronomía: el teodolito trabaja con cero arbitrario; el Sol fija el Norte verdadero. Resultado: Eje constructivo medido (TLS/PCA).

1) Parámetros del sitio

Latitud (° dec)

Longitud (° dec)

UTC (Perú = -5)

Fecha

Altura instrumento HI (m)

Altura prisma HP (m)

Temperatura (°C)

Presión (hPa)

Refracción solar Saemundsson (preciso) Sin refracción

2) Observaciones del Sol (≥3)

Hora local • H_Sol • V_Sol — no recerar entre Sol y muro

3) Observaciones del muro (≥2)

H_muro • V_muro • Distancia inclinada (m)

Resultados

Eje constructivo medido (TLS/PCA)

—

—

Corrección ► Norte verdadero (solo modo Arqueoastronomía)

—

Tabla de proyección (E–N, ΔZ)

Punto	E (m)	N (m)	ΔZ (m)

Gráfico en planta (E–N)

Eje horizontal: Este (+) — Eje vertical: Norte (+). Verde = recta PCA.

Rosa de orientaciones

Azul = Norte; Gris = direcciones desde el centroide; Verde = eje constructivo (PCA).

Reporte patrimonial (UNESCO)

—

📘 Método y fórmulas (Arqueoastronomía + Topografía)

Objetivo. Estimar el eje constructivo medido corrigiendo el cero horizontal arbitrario del teodolito con el Norte verdadero obtenido del Sol, y ajustando una recta TLS/PCA a todos los puntos M1, M2, M3…

Determinación del Norte verdadero con el Sol

1. Observar centro del Sol ⇒ registrar Hora local, H, V.
2. UTC: UT = HL − UTC.
3. Posición solar teórica (Meeus/NOAA):

γ = 2π (N − 1) / 365           (día del año)
EoT = ecuación del tiempo (min)
δ  = declinación solar

TST = UT·60 + EoT + 4·Lon      (min)
HA  = TST/4 − 180°             (ángulo horario)
Az☉ = atan2( sin HA , cos HA·sin φ − tan δ·cos φ )
El  = asin( sin φ·sin δ + cos φ·cos δ·cos HA )

Refracción (Saemundsson 1986) — opcional precisión alta:
R ≈ 1.02 / tan(El + 10.3°/(El + 5.11°))   (arcmin)
R' = R × (P/1010) × (283/(273+T))
El_corr = El + R'/60

Convertir la lectura horizontal del instrumento H a azimut clásico (N horario). Aplicar corrección:

Δi = Az☉ − H
μ  = media circular robusta(Δi)  (rechazo 2.5σ)

De muro a (E, N, ΔZ)

Az = H_muro + μ          (arqueo)     |   Az = H_muro   (ingeniería)
Dh = D·cos(V)
ΔZ = D·sin(V) − (HI − HP)
E = Dh·sin(Az)           N = Dh·cos(Az)

Recta TLS/PCA

θ = ½·atan2(2Sxy, Sxx − Syy)
Az_PCA = 90° − θ
RMS⟂   = √(∑ dist² / n)

Referencias

• Aveni, Šprajc, Ruggles — arqueoastronomía
• Meeus — algoritmos astronómicos
• Saemundsson (1986) — refracción

🧾 Paso a paso (campo + gabinete) y recomendaciones

Campo

1. No recerar el círculo entre Sol y muro.
2. ≥3 observaciones solares; registrar T y P si se aplica refracción.
3. ≥2 puntos de muro; anotar HI y HP.
4. Repetir una medida solar al final para estabilidad de μ.

Gabinete

1. Ingresar lat, lon, UTC, fecha, HI, HP, T, P.
2. Modo Arqueo: calcular μ.
3. Ingresar puntos del muro y calcular PCA/TLS.
4. Leer azimut en DMS y cuadrante, ΔZ, RMS⟂; verificar gráficos.

Recomendaciones

• Si El < 5°, preferir refracción Saemundsson o descartar toma.
• Longitud Oeste negativa (Perú). UTC correcto.
• La recta PCA es el resultado oficial (no promedios de rumbos).

Planetarium María Reiche — Barthélemy d’Ans.
APA 7: d’Ans, B. (2025). Calculadora de rumbo de muro con teodolito y Sol (v5.1). Planetarium María Reiche.

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

Por Barthélemy d’Ans · Publicación: 25 de October de 2025 · TLE · Sprites · ISS

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.

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 1 — Altitud típica de un sprite en relación con la tormenta subyacente.

Detalle — Ampliación del sprite observado desde la ISS. Crédito: NASA / Nichole Ayers.

Diagrama 2 — Diferencia esquemática entre un relámpago común y un sprite.

Créditos e imágenes

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)”.

Planetarium Perú · Ciencia y cultura astronómica · Lima, Perú.

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

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

CALCULADORA DE LOS DIAS Y HORA DE PASO CENITAL SOLAR.

Calculadora de Pasos Cenitales del Sol

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

Latitud φ (+N / −S)

Longitud λ (+E / −W)

Año

UTC ±h

Tolerancia (arcmin)

Altura ref. h₀ (°) h₀ = 0° geométrico h₀ = −0.8333° clásico

Ejemplos de lugares — elegir — Lima, Perú (−12.046°, −77.043°, UTC−5) Nasca, Perú (−14.831°, −74.938°, UTC−5) Chankillo, Perú (−9.560°, −78.230°, UTC−5) Machu Picchu, Perú (−13.163°, −72.545°, UTC−5) Tacna, Perú (−18.007°, −70.246°, UTC−5) Cusco, Perú (−13.532°, −71.967°, UTC−5) Arequipa, Perú (−16.409°, −71.537°, UTC−5) Iquitos, Perú (−3.744°, −73.252°, UTC−5) Trujillo, Perú (−8.112°, −79.029°, UTC−5) Cajamarca, Perú (−7.164°, −78.500°, UTC−5) Chiclayo, Perú (−6.771°, −79.841°, UTC−5) Tumbes, Perú (−3.567°, −80.452°, UTC−5) Ica, Perú (−14.068°, −75.729°, UTC−5) Ayacucho, Perú (−13.164°, −74.224°, UTC−5) Paracas, Perú (−13.834°, −76.245°, UTC−5) Puno, Perú (−15.840°, −70.027°, UTC−5) Huaraz, Perú (−9.531°, −77.528°, UTC−5) Quito, Ecuador (0.000°, −78.500°, UTC−5)

 

Buscar lugar por nombre

 

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:

t_noon ≈ 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

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.