Geminidas

El equipo de observación de meteoros de la Agrupación Astronómica de la Safor, tras el esperado fracaso de las Leónidas preparó una noche de trabajo el pasado día 14 de Diciembre coincidiendo con el máximo de las Gemínidas. Antes de pasar a describir los resultados que obtuvimos, es conveniente analizar un poco el origen de esta interesante lluvia así como su historia reciente.

Las Gemínidas fueron detectadas por vez primera en 1862, pero no sería hasta la década siguiente cuando su observación se llevaría a cabo con mayor continuidad. En 1877 se calculó que la tasa de actividad de las Gemínidas era de 14 meteoros por hora, lo mismo que en 1892. W.F. Denning fue el primero en estudiar el movimiento del radiante de las Gemínidas, que publicó en 1923(figura 1). A comienzos del siglo XX la actividad se situaba entre las 15 y las 30 estrellas fugaces por hora durante el máximo. Sin embargo, lo que en un principio no era más que una lluvia muy modesta fue viniendo a más con el paso de los años.

En la década de 1930 la actividad subió inesperadamente de 40 a 70 meteoros por hora, actividad que se mantendría más o menos constante durante unas décadas. En la década de 1970 la media era ya de 80 y en 1985 se llegó a los 110 meteoros por hora.

Las observaciones visuales llevadas a cabo principalmente durante el siglo XX muestran que esta lluvia se caracteriza por tener un máximo muy marcado con una actividad meteórica alrededor de este que, durante dos días, llega a tener la mitad de la intensidad del máximo. Las observaciones efectuadas por radar demuestran que la actividad de las Gemínidas se desarrolla entre el 30 de Noviembre y el 29 de Diciembre, si bien las observaciones visuales suelen recoger únicamente ejemplares desde el día 4 a 19 de Diciembre.

Estudios realizados en la década de 1980 por G.H. Spalding y, P.B. Babadzhanov y Y.V. Obrubov, han demostrado que existe una relación entre la longitud solar (LS) y la magnitud de los meteoros Gemínidas. Así, según Spalding, para una longitud solar de 254º – 255º (7 de Diciembre) la magnitud de los meteoros es de 2.14, brillo que se incrementa a 1.63 cuando la longitud solar alcanza entre los 256º - 257º (9 de Diciembre). Poco antes del máximo, cuando la longitud solar es de 260º – 261º (13 de Diciembre) el brillo medio de las Gemínidas se debilita hasta la magnitud 2.41. En los días siguientes al máximo la magnitud media es de 1.6. De este estudio se desprende que los meteoros más brillantes se observan hacia el 9 de Diciembre, si bien para Babadzhanov y Obrubov la observación de éstos tiene lugar el 7 y el 13 de Diciembre.

Fred L. Whipple, estudiando el movimiento de algunos meteoros de esta lluvia, concluyó que tenían un período orbital de 1.65 años, con una gran excentricidad y una pequeña inclinación orbital. M. Plavec, tomando estas conclusiones, procedió a estudiar los efectos de otros planetas sobre esta órbita, determinando que únicamente la Tierra y Júpiter podían afectarla por efecto de la atracción gravitatoria. Para el observador, el efecto más evidente es el rápido retroceso del nodo, que produce que cada sesenta años la fecha del máximo se adelante un día. Igualmente importante es el conocimiento derivado de la intersección entre el tubo meteórico y la eclíptica. Así, mientras que en 1700 este punto se hallaba 0.1337 unidades astronómicas dentro de la órbita de la Tierra, en 1900 lo estaba a 0.0178 y, en 2100, lo estará a 0.1066 fuera de la órbita terrestre. Gracias a esto Plavec pudo demostrar por qué la actividad de las Gemínidas se ha ido incrementando en el tiempo desde su descubrimiento en la segunda mitad del siglo XIX.

Sin embargo, la conclusión de Plavec respecto al adelanto progresivo del máximo no es corroborado por la observación. Puesto que la nube meteórica de las Gemínidas alcanza durante su afelio el cinturón de asteroides, un equipo de investigadores estuvieron averiguando qué asteroide podía pasar cerca de ella y sometarla a nuevas perturbaciones. Concluyeron que el asteroide 132 Aethra pasa a solo 0.0003 UA de la órbita de las Gemínidas, pero de poco sirvió, puesto que sus datos estimaban que únicamente un cuerpo mucho mayor podía someter a nuevas perturbaciones la nube de meteoros. Se ideó un nuevo modelo en el se tuviera en cuenta la forma de la sección de la intersección de la corriente meteórica con el plano de la eclíptica, y resultó que solo entre 1800 y 2100 la nube de las Gemínidas intersecta la órbita de la Tierra.

Origen

Otra cuestión de interés respecto a las Gemínidas es su propio origen. No se conocía ningún cometa que pudiese relacionarse a esta lluvia, pues los parámetros orbitales de los cometas conocidos no eran similares a los de la órbita de las Gemínidas. En 1950 Plavec postuló que las Gemínidas podían haberse originado en un cometa de órbita parabólica, y en relación a esto supuso como posible candidato al gran cometa de 1680. En 1972, L. Kresak concluyó por su parte que la nube de las Gemínidas era suficientemente concentrada como para suponer que en su órbita actual debió existir otro cometa de corto período.

El 11 de Octubre de 1983, con los datos tomados por el satélite IRAS, se descubrió el moviento de un asteroide en la constelación de Draco, que fue provisionalmente designado como 1983 TB. Muy pronto se observó que los parámetros orbitales de este asteroide eran muy similares a los de las Gemínidas (figura 2). El asteroide recibió finalmente el nombre de 3200 Phaeton. Esto suposo un hecho doblemente importante, pues por una parte solucionaba el problema del origen de las Gemínidas pero, por otra, no menos importante, era la primera vez que un asteroide se ponía en relación con el origen de una lluvia meteórica. A continuación, podemos comparar los parámetros orbitales de las Gemínidas y 3200 Phaeton:

PARÁMETROS	GEMÍNIDAS	3200 PHAETON
Arg. del Perihelio	324.42	321.97º
Nodo ascendente	262.13	265.44º
Inclinación	24.02	22.17º
Excentricidad	0.898	0.890
Semieje mayor	1.372	1.271 UA
Distancia del Perihelio	0.141	0.140 UA

Phaeton tiene una magnitud absoluta de 14.2, un diámetro de 5 km, un período de rotación de 3.6 horas, un albedo de 0.1, y es de la clase espectral F. Está catalogado como uno de los asteroides potencialmente peligrosos, pues suele pasar a 8 DL (distancias lunares) de la Tierra. Pero, ¿realmente es 3200 Phaeton un asteroide?. Para Bill Cooke, del Marshall Space Flight Center , “las Gemínidas no provienen de un asteroide, son cometarias como cualquier otra lluvia de meteoros. Phaeton es ciertamente el padre, pero es un cometa extinto o durmiente”. Según este investigador, 3200 Phaeton era un cometa normal, pero debido a su órbita de corto período su actividad acabó por extinguirse. De hecho, aunque el afelio de Phaeton está en el cinturón de asteroides a 2.4 UA, su perihelio se da a 0.14 UA del Sol, mucho más cerca de lo que está Mercurio de nuestra estrella. Evidentemente, los continuos perihelios a esa distancia debieron agotar el combustible volátil de lo que en otro tiempo fue un cometa activo. Así mismo, M. A’Hearn, investigador principal de la misión Deep Impact, señala que “los estudios dinámicos sugieren que desde unos pocos hasta un 50% de todos los objetos cercanos a la Tierra son cometas durmientes o extintos, disfrazados de asteroides”. Asteroides y cometas extintos son imposibles de distinguir a distancia, pues tanto los cometas como los asteroides del cinturón principal son muy oscuros. Así mismo, según indica L. McFadden, de la Universidad de Maryland, “no sabemos de ningún compuesto químico robusto o de alguna huella espectral que identifique de manera definitiva el núcleo de un cometa”. Esto es una de las cosas que quiere averiguar la misión Deep Impact cuando visite el cometa Tempel 1 en 2005, cuando investigue de que están formadas las cortezas cometarias y qué hay debajo de ellas.

Brian Marsden opina que el afelio de Phaeton es muy inusual para un cometa difunto. Cree que una protuberancia de hielo y polvo de la superficie de este cuerpo pudo estar relativamente descubierta y vaporizarse con el calor del Sol, con lo que se habrían producido meteoroides del mismo modo que sucede con los cometas. Puesto que Phaeton no tiene cola ni muestra signos de actividad alguna, es evidente que la causa de la liberación de los meteoroides tuvo lugar mucho tiempo atrás. Así mismo, otro indicio de que los meteoroides son muy antiguos es que la nube meteórica está repartida a lo largo de la órbita de Phaeton de modo homogéneo. Por otra parte, los meteoroides de las Gemínidas son densos, de 2 a 3 gramos/ cm³, similar a la densidad de las rocas, mientras que el polvo cometario normalmente es de tan sólo 0.3 gramos / cm³.

La naturaleza de Phaeton no está clara. Para Marsden se trata de un asteroide y para A’Hearn y Cooke de un cometa extinto. El problema es que todas las lluvias meteóricas conocidas tienen como padre a un cometa y, por otra parte, sabemos que muchos asteroides de corto período son en realidad cometas extintos. No obstante, a favor de Marsden y de los que opinan que 3200 Phaeton es un asteroide podríamos señalar el objeto Elst-Pizarro (figura 3).

El 7 de Agosto de 1996, Eric W. Elst señaló su descubrimiento de un cometa en imágenes tomadas a mediados de Julio de aquel año por G. Pizarro con el telescopio de 1 metro del ESO en el observatorio chileno de La Silla. Aunque los parámetros orbitales del objeto (con un período de 5.6 años, inclinación orbital de 1.4º y excentricidad de 0.17) era típica de los asteroides del cinturón principal, la cola que presentaba en el momento del descubrimiento hizo que se catalogara como el cometa P/1996 N2 Elst-Pizarro. Según Sekanina, del Jet Propulsion Laboratory, la estructura de la cola evidenciaba que se debía a una emisión de polvo producida a finales de Mayo o principios de Julio de 1996.

El objeto Elst-Pizarro, de poco más de un kilómetro de diámetro, no abandona el cinturón principal de asteroides, donde son más posibles las colisiones eventuales entre asteroides. Además, hay que advertir que cuando se descubrió el Elst-Pizarro, a pesar de que tenía una cola no mostraba el menor rastro de algo tan típico para un cometa como es la propia coma. En fotografías antiguas, de 1979 y 1985, e incluso de 1997, Elst-Pizarro tampoco muestra la cola. Todo ello hace suponer que lo que en un principio se catalogó como un cometa es en realidad un asteroide, cuya cola se creó por impacto con otro cuerpo asteroidal o por la repentina evaporación de un depósito de hielo. Con este ejemplo, podríamos entender que el propio 3200 Phaeton, que visita el cinturón principal cada 17 meses, es un asteroide que originó las Gemínidas al colisionar con otro asteroide. No obstante, estudios detallados de la órbita de las Gemínidas indican que los meteoroides se desprendieron de 3200 Phaeton mientras éste se encontraba cerca del Sol, como hubiera sido el caso de ser un cometa. Así pues, la controversia sobre la naturaleza del padre de las Gemínidas permanecerá por el momento sin dilucidar.

El máximo de 2001 por la AAS

El máximo de las Gemínidas de 2001 se daba en unas condiciones muy favorables, lo cual hizo que nos animásemos a acercarnos a la finca de Marxuquera para emprender una corta campaña de observación. El máximo estaba previsto para las 4:00 TU del viernes 14 de Diciembre y había Luna nueva, es decir, tendríamos un cielo oscuro libre de la molesta presencia del brillo de la Luna, y el máximo acontecería poco antes del amanecer, cuando el radiante de las Gemínidas se situase alto sobre el horizonte Oeste, por encima de los 40º. Todo a favor.

Sin embargo, según los datos que hemos podido leer en SOMYCE, las observaciones españolas enviadas a esa organización son relativamente pocas, y en algunos casos (I. Canarias) las condiciones meteorológicas no fueron las apropiadas (figura 4). Por esa razón, es posible que las más de 350 Gemínidas que registró la AAS tengan más valor de lo esperado.

El equipo de observación que puso en marcha la Agrupación Astronómica de la Safor fue el mismo que se había estrenado con las Perseidas de 2001: Fran Calvache (nº 70), Ximo Egea (nº 78), Miguel Guerrero (nº 6) y el autor (nº 2). La madrugada del viernes 14 de Diciembre salimos hacia Marxuquera. Estaba totalmente despejado y las condiciones de observación eran óptimas, pues se alcanzaba una MALE de 6’0. La temperatura era de 8º C, si bien bajó ligeramente con el inicio del crepúsculo matutino. Afortunadamente, la humedad relativa estuvo en torno al 65%, por lo que la observación se pudo realizar con comodidad.

Aunque cada miembro del equipo se hizo responsable de una zona del cielo, el hecho de que los registros no contabilizasen el mismo espacio de tiempo suponen unos huecos en la estadística a tener en cuenta. Así, mientras que el registro de Fran y el mío propio fue de 2:54 a 5:27 y 2:45 a 5:28, respectivamente, el de Miguel y Ximo fue de 3:02 a 3:51 y de 2:50 a 4:40, cada uno. Hasta las 5:30 TU se registraron las Gemínidas y esporádicas sobre un planisferio, se anotó el momento de su aparición, magnitud, color, velocidad, características de la estela y duración. Dado el elevado número de meteoros registrados, resulta inviable volverlos a trazar todos sobre una carta celeste. De 5:35 a 6:00 se pasó a realizar un conteo en tramos de cinco minutos.

El número total de meteoros registrados fue de 358, si bien es evidente que de 2:45 a 5:35 TU se perdió un número elevado de ejemplares. Miguel calculaba que alrededor del 20% de los meteoros de su zona se le habrían escapado en el momento de tomar las notas. Personalmente estimé que cada vez que veíamos un meteoro podíamos perder un mínimo de 35” para apuntar todos sus datos. Eso significa que un porcentaje elevado de meteoros se nos escapan, más cuanto mayor fuese la actividad de la lluvia. Sólo hay que fijarse en un dato. De 5:35 a 5:45, realizando un simple conteo entre los cuatro miembros del equipo, observamos 41 meteoros, y de 5:45 a 5:55, 32. Sin embargo, con el método pormenorizado de anotación (sólo con dos miembros del equipo), de 5:15 a 5:25 registramos 13 y de 5:25 a 5:35 únicamente 8. En la figura 5, en la que se muestra la TH que obtuvimos mediante el registro directo de meteoros, he añadido una segunda curva en la que se hace una pequeña corrección consistente en añadir un porcentaje del 25%, 35% y 55% de Gemínidas más de las observadas según el registro fuese llevado por 4, 3 ó 2 observadores. Aún así, el alto incremento de la TH registrada cuando iniciamos el conteo, debe seguir indicando que, aún tratándose de un auténtico pico, con el método de registro anterior se han perdido muchos ejemplares.

Es evidente que, no solo por ser únicamente dos observadores, sino también por el tiempo perdido anotando, se nos pudieron escapar incluso más del 50 % de las estrellas fugaces (!). Si el TH de 5:35 a 5:45 fue de 246 meteoros por hora, podemos imaginarnos la cantidad de meteoros que perdimos anteriormente a costa de un registro más detallado de los mismos. Un TH tan alto significa que las Gemínidas que vimos estaban al nivel de subtormenta, con lo que esta experiencia nos ha servido para saber que la próxima vez nos limitaremos al conteo. No obstante, gracias al registro detallado hemos podido extraer información valiosa sobre las características del brillo, color, velocidad, etc. de las Gemínidas que con el simple conteo hubiera sido imposible.

En la figura donde incluyo todas las estadísticas de las Gemínidas, en el gráfico 7 he señalado la frecuencia horaria registrada con la indicación del número de observadores que participaban en ese momento, en tramos de diez minutos. En la parte final, cuando se advierte una subida espectacular en la intensidad de la lluvia, podéis advertir (tal y como está indicado sobre la gráfica) que se había iniciado el conteo y abandonado el registro más detallado. Ese aparente pico de actividad debe estar relacionado con el cambio de método de observación, ya que con el conteo son pocas las fugaces que se nos pudieron haber escapado, mientras que con el método de registro detallado ya hemos indicado que somos conscientes de una pérdida notable de meteoros. Igualmente interesante es apreciar la relación entre observadores activos y el número de meteoros observados. En una próxima observación tendremos que mejorar en este aspecto, pues considero que el mínimo requerido para registrar con ciertas garantías son cuatro observadores trabajando al unísono.

Todos los errores que cometimos en esta lluvia, mucho más intensa de lo que nos podíamos esperar, sin duda nos servirán para ir mejor preparados en nuestra próxima campaña. Sin embargo, dejando de lado los problemas derivados de la pérdida de tiempo durante la anotación, o el hecho de que el equipo no funcionase al completo de 2:45 a 6:00 TU, una de las cosas que más me ha sorprendido ha sido la gran discrepancia respecto a las magnitudes de las estrellas fugaces. Así, por ejemplo, si miramos en términos porcentuales los rangos de magnitud registrados por cada uno de los cuatro miembros del equipo, observaremos con rapidez que hay una disparidad clara. Eso lo podemos comprobar en el gráfico 2 de la figura 6. Es curioso como mientras Miguel observa un porcentaje alto de fugaces entre la magnitud 4 y 5, y yo lo hago entre las magnitudes –2 y –1 (!), tanto Fran como Ximo tienen registradas principalmente fugaces de magnitudes 1 a 2. Por ese motivo he preferido dejar patente en la gráfica los datos porcentuales de cada observador y la media tomada a partir del global de meteoros observados.

Otro dato en el que los registros muestran discrepancias es el referente a las estelas de las estrellas fugaces. Los casos más extremos son los de Fran y el mío, pues mientras ella observa un 97% de fugaces con cola, yo solo veo un 45%. Así, los datos de Ximo se acercan más a la media global.

En los datos referentes a la duración (gráfico 3), velocidad (gráfico 5) y color (gráfico 6) hay mayor homogeneidad en las observaciones. El 53 % de las Gemínidas las registramos con una duración inferior a 0.5”, mientras que el 87 % estaba por debajo de 1”. Únicamente el 13 % permanecieron visibles más de 1”. Estas fugaces son, pues, más efímeras que las Perseidas, pues en éstas un 36 % duraba más de 1”.

La velocidad media de las Gemínidas nos sale de 3.4 (siendo 1 muy rápida y 5 muy lenta). Eso demuestra que las Gemínidas son unos meteoros que se desplazan a velocidad media-lenta. De hecho, un 40 % las registramos como lentas y un 7 % como muy lentas. Si las comparamos con las Perseidas, la diferencia de velocidad también es notable, puesto que aquellas eran principalmente rápidas o muy rápidas en un 55%, mientras que las Gemínidas solo presentan un 13% con esas características.

El color predominante de las Gemínidas es, según los resultados que nos salen, blanco en un 94 %. El rojizo, con un 5 %, es la segunda tonalidad en importancia, seguida del verde en un 1 % y el azul en un 0.5 %. En el caso de las Perseidas también dominaba el blanco con un 70 %, pero el azul y blanco-azulado recogía un 23 % de los ejemplares que registramos.

En resumen, podemos decir que la observación de esta lluvia, que alcanzó el nivel de subtormenta meteórica, fue muy positiva. Teniendo en cuenta que yo no pude ver la tormenta de Leónidas de 1999, solo recuerdo una lluvia tan intensa como esta, y esa fue si no me equivoco la de las Perseidas de 1993. En cuanto al registro de los datos está claro que la lluvia nos sobrepasó. Fue mucho más activa de lo que habíamos pensado. Sin duda, la próxima vez tendremos que limitarnos a un mero conteo, pues en esta lluvia perdimos un alto número de meteoros debido a la alta actividad que tenía. El lado positivo de esta experiencia fue poner en práctica los dos métodos, pero no cabe duda que el equipo tendrá que estar mucho mejor preparado en la próxima ocasión. En la toma de datos concretos son patentes dos problemas: la cuestión de la presencia o no de colas en las fugaces, un problema más serio de lo que podría parecer en un principio, y la magnitud de las fugaces, si bien en este caso parece que las diferencias se han visto camufladas en la media global. No obstante, todos estos problemas serán resueltos con el tiempo, según vayamos acumulando más experiencia en este campo.

La observación metódica de meteoros, aunque sencilla en los medios, es mucho más complicada de lo que parece, por eso es evidente que el equipo de observación de meteoros de la AAS necesitará más tiempo para adaptarse a las necesidades de este tipo de trabajo. En principio, la siguiente lluvia sobre la que tendremos que trabajar será la de las Líridas, el 22 de Abril. Cualquier otro socio de la AAS que tenga interés en formar parte activa del equipo de observación de meteoros puede ponerse en contacto conmigo, pues sería muy positivo aumentar el número de colaboradores.

Próximas lluvias de interés

Líridas

El interés principal de esta lluvia está en su variabilidad. Así, el 19-20 de Abril de 1803 pudieron verse hasta 700 por hora. En 1867 el profesor vienés Edmond Weiss calculó los parámetros orbitales de las Líridas para determinar que su origen reside en el cometa Thatcher (1861 I).

La observación de las Líridas se incrementó en la década de 1860 y 1870. En 1885 W.F. Denning demostró que la radiante de la lluvia se mueve un grado al Este por día, con una actividad entre el 16 y el 25 de Abril.

Desafortunadamente, el máximo de 1803 fue del todo inusual, pero aunque el máximo anual es muy constante, se han detectado en ocasiones picos importantes. Así, en 1849 y 1850 se vieron gran número de meteoros hacia el 20 de Abril. Denning observó una TH de 22 en 1884 y H.N. Russell, desde Grecia, registró una TH de 96 el 21 de Abril de 1922. Desde Japón, K. Komaki observó el 22 de Abril de 1945, en 67’, 112 meteoros, y el 22 de Abril de 1982 se registró una TH de 90-100 meteoros por hora desde Colorado.

Herrick cree que el período orbital de esta lluvia es de 27 años, si bien Denning lo estimó en 47 años. A pesar de esos cálculos, después del pico de 1982 (con 90 meteoros por hora), muchos investigadores creen que el período orbital debe ser de 60 años, teniendo en cuenta la alta actividad observada en 1803, 1922 y 1982. Lo más probable, sin embargo, es que la nube meteórica de las Líridas tenga filamentos que provoquen picos de actividad irregulares, de tal modo que será muy difícil responder a la cuestión del período orbital.

Una característica de las Líridas es el agudo pico de actividad que se produce durante su máximo, lo cual es propio de las lluvias jóvenes. El máximo suele ocurrir con una longitud solar de 31.6º. En 1972, observaciones efectuadas por los miembros del planetario de Moscú mostraron que la magnitud media de las Líridas es de 3.3. Hindley calculó una media de 2.09 en 1969, N. McLeod II 2.65 de 1960 a 1976 y 2.9 para el período entre 1971 y 1984. La DMS calculó 2.77 en 1985. Así mismo, observadores de California calcularon que en 1974 el 15.9 % de las Líridas tenían cola, F. Martínez registró un 16.4 % en 1977 y la DMS un 10.4% en 1985.

La THZ media de los últimos años ha sido de 8 a 15 meteoros por hora. En 1969 fue de 13.5, en 1974 de 17 y en 1985 de 13.1. Según parece, la actividad de la lluvia se mantiene en un 25% de la TH del máximo durante 3.6 días. Sin embargo, en 1996 la actividad máxima se mantuvo durante 12 horas.

Pi Púppidas

Esta es otra de las principales lluvias meteóricas del mes de Abril. Su duración puede abarcar desde el 15 al 28 de Abril, con un máximo de corta duración hacia el 23-24 de ese mes. La lluvia está asociada al cometa Grigg-Skjellerup, descubierto en 1902.