La puesta en estación

Artículo publicado en el boletín "ESTELA", Nº 113 y 114, publicados en 2004. Rogamos se cite su procedencia en caso de reproducirlo total o parcialmente.
Francisco San Emeterio

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PRIMERA PARTE

Uno de los problemas que encontramos en el momento de utilizar nuestro recién comprado telescopio con montura ecuatorial, es lograr que dicho soporte gire perfectamente solidario con el aparente movimiento diurno de la esfera celeste. Dicho de otro modo, conseguir que el eje de ascensión recta de nuestro instrumento sea paralelo al de rotación de la Tierra.

Dicho proceso, la “Puesta en Estación”, es proporcionalmente complicado al grado de precisión requerido para el tipo de labor que queramos realizar, y en más de una ocasión, las sufridas cervicales protestarán de nuevo por las contorsiones y posturas forzadas que impone a nuestro cuello y espalda la práctica de nuestra bien amada afición.

La puesta en estación, tras el transporte y el montaje del telescopio supone pues, uno de esos latosos momentos previos a la maravillosa observación que hemos estado esperando durante meses, sobre todo si vivimos en estas húmedas regiones del norte de la Península Ibérica. En este artículo explico cuatro métodos, dos en este número, y pequeños truquillos que nos evitarán perder tiempo, desánimos y visitas al masajista.

PRIMER MÉTODO, A OJO:

Se trata del más simple e intuitivo; también es el menos fiable para realizar trabajos de precisión como astrofotografía a foco primario o largos seguimientos a mucho aumento; eso sí, es totalmente inviable para CCD o Webcam modificada. Sin embargo, es suficientemente adecuado para observación visual, vídeos de planetaria con Webcam y puede dar buenos resultados en fotografía en paralelo con objetivos de focal corta (de 28 a 80 mm); de hecho, he conseguido fotos con esos teleobjetivos relativamente quietas de 5 min.

Por supuesto, es conveniente motorizar nuestra montura, aunque es posible conseguir imágenes usando únicamente los mandos finos en una forma similar a la ya explicada para la plancheta ecuatorial por nuestro compañero Rafael Ortega.

Si estos son nuestros fines, adelante. Apuntemos el eje de ascensión recta hacia la Polar y fijemos en el círculo graduado de altura la latitud de nuestro lugar de observación, unos 43 grados aquí en Cantabria. El instrumento estará adecuadamente en estación.

Tres ideas:

1. Tomad referencias visuales para apuntar a la estrella Polar. Ya sea de nuestro aparato (esquinas, aristas, tornillos, patas) o del entorno (coches, montañas, caminos). Incluso puede ser útil pegar un bolígrafo o un buscador a un lado del eje. Lograremos una exactitud en torno a un grado.

2. Procurad que la montura se asiente paralela al horizonte para que el ángulo de altura coincida con la latitud. Para ello, muchos telescopios portan una burbuja de nivel, pero es difícil conseguir el centrado de la misma. Evitad pendientes.

3. Podemos, si deseamos asegurarnos, apuntar a la Polar con un ocular de bajo aumento y mover de Este a Oeste el telescopio sin tocar la altura ni el azimut. En caso de no salirse del campo y que solamente realice giros en torno a un centro, el telescopio estará bastante bien estacionado.

SEGUNDO MÉTODO: EL BUSCADOR DE LA POLAR

El susodicho, es un pequeño anteojo que colocaremos en el hueco que tienen las monturas ecuatoriales alemanas a partir del modelo EQ3 y que lleva un retículo de este tipo o similar:

El principio de este método es bastante simple, apuntar el eje de ascensión recta al polo norte celeste tomando como referencia la Estrella Polar y así hacer que nuestro instrumental gire solidario al mismo. Como ya sabemos, esta estrella está desplazada hoy en día unos 40’ del polo celeste, aproximadamente el diámetro de la luna más un tercio, que es el radio angular del pequeño círculo incluido en el retículo.

Si nos fijamos en esta imagen, el Polo se halla en línea recta desde Ursa Minoris, Kochab. Según el dibujo del retículo, β, Polaris, hasta α colocaremos la Polar sobre el círculo con la bolita, así la cruz nos indicará el Ursa Minoris. Ojo, el buscador invierte la imagen, β y α Polo y se hallará entre  por lo que nuestra percepción visual de las posiciones deberá reinterpretarse.

Ante esta posición de la Polar, la situación en el retículo, teniendo en cuenta la inversión de la imagen, sería:

Parece sencillo, ante todo debemos centrar el catalejo polar dentro del hueco habilitado. Mi sistema para esto fue interponer un disco perforado y hacer coincidir el círculo interior con el orificio. Luego, cuidar la posición y ahorrarnos esfuerzos para orientar la montura mirando continuamente por el anteojo. Para esto último, cinco consejos:

1. Estacionar el telescopio sin montar la óptica ni el sistema de contrapesos. Esto hace más fácil la operación, pues el conjunto a mover es mucho más ligero.
2. Situarnos en terrenos blandos (tierra, gravilla o hierba) y así poder clavar firmemente las patas, evitando posteriores desplazamientos, con la consiguiente desesperación, al colocar el resto del instrumento o por codazos, patadas y similares.
3. No desplazar en azimut el eje, sino mover todo el trípode, es más fácil, tendremos siempre fija la montura y no cambiaremos la puesta en estación que habremos logrado en nuestro domicilio por otros métodos.
4. Olvidarnos de la burbuja de nivel: es difícil lograr la absoluta horizontalidad y además no influye mucho en el estacionamiento, dado que el sistema se apoya sobre el eje de ascensión recta y es sólo éste el que tiene que ser paralelo al eje de rotación.
5. Si el cielo es muy oscuro ¡ojalá!, y no llegamos ni a adivinar el retículo, podemos iluminarlo con una suave luz puesta en el objetivo del buscador polar. Nuestra linterna roja puede servir. También podemos aprovechar la luz del crepúsculo.

Terminado el proceso podremos realizar fotografías de larga exposición a foco primario cuidando únicamente el guiado en la forma que explicó Rafael Ortega en el nº 108 de nuestra revista. No obstante, he de decir que tras el estacionamiento según este método y sin guiado alguno, las fotos con teleobjetivos de 135 ó 200mm nunca me salen movidas.

Algunos ejemplos hechos con un refractor de 600mm de focal y 120mm de diámetro:

Cúmulo doble de Perseo, exp. 7´, Fuji Provia 400
M31, M32 y M110, exp 12 min, Fuji Sensia 400	Centro de la Vía Láctea, 135mm, 8min  sin guiado, Fuji Provia 400

Hasta ahora, hemos tenido el Polo Norte visible. Si eso no es así, como ocurre en las ventanas y terrazas orientadas al Sur, que por otro lado nos permiten observar lo más interesante del cielo (planetas, Sol, Luna, Virgo, Orión, Sagitario…), el asunto se complica, pues esta vez la referencia será el Meridiano, línea imaginaria que nos señala el Sur desde el lugar en donde nos encontremos.

Dos métodos nos servirán, el del “Paso de los Astros por el Meridiano” y el método “Universal”, de la “Deriva de Estrellas” o “Método Bigourdan” que explicaré en el siguiente número.

Bibliografía:

• Arranz García, Pedro y García Martín, Jorge: “Estrellas y Telescopios”, Equipo Sirius.

• Aupí, Vicente: “Fotografiar el Cielo”, Ed. Geoplaneta Periplo.

• Varios autores: “Astronomía”, enciclopedia en fichas de Orbis Fabbri.

SEGUNDA PARTE

En el anterior número de ESTELA se explicaron dos métodos para situar el telescopio en estación:

1. “A ojo”, una estimación aproximada basada en referencias visuales con la Polar y el entorno físico del observador.
2. “El buscador de la Polar”, donde centrábamos el Polo celeste basándonos en la posición del mismo con respecto a las estrellas de su entorno.

En ambos casos, teníamos acceso óptico al polo y usábamos la Estrella Polar como referencia. Pero, ¿y si no es así?, como ocurre en muchas de nuestras soleadas ventanas y balcones orientados al Sur, que como ya comentamos nos permiten el acceso a lo más interesante del cielo (Sol, Luna, planetas, Orión, Sagitario, Virgo…).

Esto le pasa a mi vivienda, muy luminosa, privilegiada en orientación para observar el firmamento, ponerse moreno y ahorrar en calefacción, pero desde la que no se divisa la Polar (debo decir que se trata de un tercero en una calle infestada de farolas tipo globo, y que esto incordia bastante la buena situación para observar de mi piso).

Propongo dos nuevos sistemas:

1. MÉTODO DEL PASO DE ESTRELLAS POR EL MERIDIANO

Esta fue una ocurrencia casera de cuando aún no conocía el 4º método y no manifestaba destreza alguna en el empleo de ordenadores.

Los Meridianos son como sabemos, circunferencias imaginarias que de Norte a Sur dividen la tierra en dos mitades y que determinan la Longitud de cada lugar de la Tierra expresado en grados, minutos y segundos Este u Oeste, tomando como referencia el meridiano de Greenwich ó meridiano 0.

El Meridiano del lugar donde observemos, es por tanto la circunferencia máxima que atravesando la bóveda celeste por el Cénit, une el Norte y el Sur desde nuestra posición. Se trata de una línea imaginaria por la que pasan todos los astros una vez al día, excepto las estrellas circumpolares que la cruzan dos veces. Esta línea es común a todo lugar ubicado en la misma longitud geográfica. Dado que esto es bastante improbable, podemos decir que cada punto de observación tiene su propio meridiano.

El método es en sí mismo sencillo:

A). Localizar el meridiano y colocarnos mirando al Sur. Lo lograremos conociendo la hora de tránsito por el mismo de cualquier estrella o planeta desde nuestra posición; ya sea mediante consulta a unas efemérides o a programas informáticos como Starry Night, Sky Map, etc. y estableciendo referencias visuales en ese momento.

Recomiendo utilizar el Sol. Los motivos son obvios: nos permite realizar la tarea de día y podemos ver su disco, por lo que las referencias son más fiables que un punto de luz por brillante que éste sea. Sólo tenemos que esperar al mediodía habiendo sincronizado nuestro reloj con la hora oficial y en ese momento y sin concedernos mucho tiempo, tomar referencias físicas del entorno.

En mi caso, a un metro de distancia, el marco derecho de la puerta de mi terraza dividía en dos el disco solar (precaución, usé el filtro Mylar) y coincidía con el marco izquierdo de una hilera de ventanas del edificio de enfrente. Las referencias estaban tomadas. Para más seguridad repetí la operación al día siguiente aumentando la imagen con el buscador del telescopio. El resultado fue idéntico. La sombra proyectada por una vara o cualquier otro método que se nos ocurra puede servir de igual manera.

B). Fijar la montura en la latitud de nuestra posición, 43º 27´ para Santander.

C). Apuntar la montura hacia el Norte que no vemos; es decir, hacia nuestra espalda o la pared, alineándola con nuestro sistema referencial, ya que lo que hemos localizado es la situación del punto cardinal Sur.

Efectivamente, no parece excesiva-mente preciso, sin embargo la localización del Sur desde nuestra posición es muy fiable y lo que realmente suele patinar es la exactitud del círculo graduado que indica la latitud en nuestra montura.

2. MÉTODO UNIVERSAL O DE BIGOURDAN

Es el más exacto, pero también el más latoso de todos los explicados. Descrito en 1893 por el astrónomo francés Guillaume Bigourdan (1851-1932), el fundamento de este procedimiento se basa en la deriva aparente que padece una estrella en el campo visual de nuestro ocular cuando su movimiento horario no coincide con el seguimiento del telescopio. Dicho de otra forma, los paralelos que traza el movimiento del eje horario de nuestra montura no corresponden con los que indican la declinación en la esfera celeste.

Para aplicar este método:

A). Orientar a grandes rasgos la montura. Cualquiera de los tres métodos anteriores nos puede servir; de hecho, éste los complementa perfectamente.

B). Buscar con el telescopio una estrella a menos de un grado del Ecuador y del meridiano (en invierno nos puede servir cualquiera de las del cinturón de Orión), y poner un ocular de muchos aumentos o mejor aún, uno reticulado.

C). Si usamos retículo, girar el ocular hasta hacer solidarias las líneas con el movimiento horario (Fig. 1), comprobándolo con el movimiento rápido del motor sobre la estrella de referencia (sinuosillo, ¿verdad?).

D). Fijarnos en la estrella y comprobar su deriva. Si es hacia el Norte, el eje está desplazado hacia el oeste, intervendremos moviendo la montura en acimut hacia el Este. Si es hacia el Sur, moveremos hacia el Oeste. Esta operación la repetiremos hasta que no observemos desplazamiento alguno tras fijarnos durante unos minutos en la estrella. Si ello es así, la montura está correctamente situada en acimut. (Fig. 2)

Memoricemos la secuencia:
MOVEMOS ESTE. - - - DERIVA NORTE
MOVEMOS OESTE- - - DERIVA SUR

Para buscar la explicación no tenemos más que hacer una imagen mental de los paralelos que resultan de una defectuosa puesta en estación (Fig. 3).

E). Falta fijar la altura del eje de la montura (la tendremos situada aproximadamente según la escala graduada de latitud, pero es difícil alcanzar precisión con esta escala). Esta vez buscaremos una estrella a seis horas del meridiano. Y a unos 45 grados sobre el horizonte E o W. Para estrellas al Este: si la deriva es hacia el Norte el eje está demasiado alto, hacia el Sur está bajo. Lo inverso para estrellas al Oeste. (Fig. 4)

Este último paso no es posible desde muchas ventanas, en tal caso lo haremos con la estrella que más se aproxime a la situación citada. El proceso terminará con unos últimos retoques en acimut volviendo al punto 4.

Memoricemos pues:
Para una estrella al Este:
BAJAMOS- - -DERIVA NORTE
SUBIMOS.- - -DERIVA SUR

Para una estrella al Oeste:
SUBIMOS - - - DERIVA NORTE
BAJAMOS - - -DERIVA SUR

He aquí dos ejempls de imágenes (figuras 5 y 6) tomadas con una cámara CCD ATK-1C desde mi piso en el centro de Santander esta primavera. Como veis, no están movidas. Dado que no veo le Estrella Polar, la puesta en estación fue una combinación de los dos métodos explicados en este número. Ahora bien, he de decir que el método universal, el más fiable, apenas modificó la situación de mi montura conseguida con el de Paso por el Meridiano. Debemos considerar lo pequeños que son los chips CCD y que no hay ninguna intervención sobre el seguimiento durante las exposiciones.

Fig. 6. M 104, Galaxia del “Sombrero” en Virgo. El telescopio empleado es un refractor de 120 mm,  f/ 5. Suma de 20 tomas, 10 de 10 seg, 5 de 15, 3 de 20  y 2 de 25  capturadas con K3CCD Tools, seleccionadas con Avi2BMP  y tratadas con Iris 4.13 y Photoshop 7.0.

Fig. 5. Cúmulo globular M 5 en Serpens. Con el mismo telescopio, suma de 14 tomas de 20 seg, procesadas con los mismos programas.