1. Introducción.
El cielo estrellado ofrece la posibilidad de estimar el brillo de los meteoros. Las comparaciones de las estimaciones de magnitud entre observadores experimentados solo difieren en media magnitud la mayoría de los casos. Sin embargo, tan pronto como aparece un bólido, incluso observadores experimentados tienen grandes problemas para realizar la estimación. La razón de esta discrepancia está en la imposibilidad de comparar con estrellas de magnitud semejante, quedando el resultado en manos de la experiencia observacional que se tenga.
Solo la Luna, Venus, Júpiter y, algunas veces Marte, son lo suficientemente brillantes para servir de comparación. Las variaciones de magnitud de Venus pueden encontrarse en las efemérides. El de la Luna no es tan fácil encontrarlo, pero si su fase en días. La figura 1 muestra la relación entre la magnitud y la edad en días para nuestro satélite. Esta gráfica se ha obtenido aplicado el método que veremos en un momento.
2. Desarrollo del Método.
Desafortunadamente, no siempre tendremos estos objetos en el cielo, de modo que el bólido observado no nos va a hacer el favor de aparecer justo en ese momento. Lo que realmente necesitamos es tener más objetos de comparación.
La mayoría de los observadores nos desplazamos a algún lugar habitual. Esto es consecuencia de la polución lumínica, que hace que las condiciones de observación se alejen mucho de las ideales, por lo que detrás del brillo del cielo hay otro procedente de la iluminación ambiental. Sin embargo este inconveniente puede ser de aplicación en la estimación de la magnitud del los bólidos. Por tanto, lo que vamos a realizar es calibrar la magnitud de las farolas o cualquier otro punto de iluminación.
Figura 1. Relación entre la edad de la Luna y su magnitud.
El método más barato y simple es de calibrarlo con un bola plateada. Para esto necesitamos una esfera reflectante (por ejemplo una bola plateada de árbol de Navidad o bola de cojitene grande). Un medidor, de al menos 20 metros, una calculadora y un cielo despejado. La imagen de cualquier fuente de luz aparecerá en la superficie de la esfera como un punto, al igual que ocurriría en un espejo convexo. Este punto de la esfera lo compararemos con el brillo de una estrella. Para el cálculo de la magnitud de las bombillas necesitamos la siguiente información:
ms: magnitud de la estrella de comparación.
r: radio de la esfera en cm
k: el coeficiente de reflexión de esfera.
A: la distancia entre el ojo y la esfera (en cm)
Si la esfera es nueva se puede tomar k =1 . Observaremos la imagen de la luz en la superficie de la esfera, que estará situada a una distancia “a” de nuestros ojos, de tal manera que el brillo reflejado en la esfera sea el mismo que el de la estrella de comparación. La posición del observador es tal que él vee la imagen de la fuente de luz y la estrella de comparación casi iguales. ¡Cuidado con las noches húmedas que puedan causar condensación en la esfera!
La magnitud de la fuente de luz, L, puede ser calculada usando la fórmula [1]
mL = ms + 5log r + 2.5 log k – 5 log a – 1.5053 [1]
Para obtener un valor preciso de k, podemos despejar este parámetro de la ecuación. Con la magnitud exacta, mL, (por ejemplo, obtenida a partir de la de la Luna o de la figura 1) podemos calcular k.
Si hemos calculado algunas fuentes de luz en nuestro lugar de observación, podemos tener suficientes magnitudes de referencia si observásemos un bólido. ¡Evidentemente, está claro que no debemos observar meteoros con contaminación lumínica!
Como conclusión final, no recomendamos romper la farola del jardín de nuestro vecino, después de todo nos puede hacer falta...
Referencias.
[1] I. Rendtel, “Helligkeitsschätzungen bei Feuerkugeln”, Astronomie und Raumfahrt 22, 1984, pp. 87-88
[2] F. Link, “Lunar eclipses”, in Astronomy: a Handbook”, Springer-Verlag, Berlin-Heidelberg-New York, 1975, pp. 309-310.
[3] D. B. Herrman, “Silberkugelphotometrie der totalen Mondfinsternis” 1957 Mai 13-14, Mitteilunger der Archenhold-Sternwarte Berlin-Treptow 51, 1959, pp. 7 a.f.