May 28th, 2012

Basado en la conferencia que Toño Bernedo, jefe técnico del planetario de Madrid, impartió el 19 de enero de 2010.

Historia

Promovido quien fuera alcalde de Madrid, Enrique Tierno Galván, fue inaugurado el 29 de septiembre de 1986, poco después de su muerte. El edificio es obra del arquitecto Salvador Pérez Arroyo, irónicamente autor también del Faro de la Moncloa, uno de los edificios más agresivos y perjudiciales para el cielo de Madrid.

Se decidió construirlo en una zona que por entonces era marginal, en Méndez Álvaro, cerca del distrito de Vallecas, donde el venerable alcalde quiso que hubiera un gran parque (que desde entonces lleva su nombre) y un lugar dedicado a facilitar a los vecinos de la villa el acceso a la cultura y al conocimiento científico. El presupuesto de partida no llegaba a los 200 millones de pesetas de entonces.

Pertenece al Ayuntamiento de Madrid y lo dirige, desde que abriera sus puertas, Asunción Sánchez, licenciada en Física Teórica por la Universidad Complutense.

el planetario de madrid
Los visitantes acceden al planetario de Madrid

El complejo, dedicado íntegramente a la divulgación científica, ofrece unas magníficas vistas de una parte de Madrid y cuenta con varias salas de exposiciones, recibiendo el nombre de Sala de los Astrónomos la más conocida de ellas. También dispone de una torre de observación de 28 metros de altura, en la que hay una cúpula de 3 metros de diámetro que aloja un telescopio refractor Coudé de la casa Carl Zeiss Jena, de 150 mm de abertura y una distancia focal de 2.25 m , que suele emplearse para proyectar imágenes en el exterior, cuando se organizan grandes observaciones públicas.

En estas grandes observaciones dirigidas al público colabora la Agrupación Astronómica de Madrid, cuyos socios aportan sus telescopios de forma totalmente desinteresada, al menos una vez al año. El público acude siempre en masa.

Posiblemente obtuviera la mayor afluencia de público de su historia el día del eclipse anular de Sol de 3 de octubre de 2005, cuando decenas de miles de personas se congregaron para observarlo en la explanada aledaña, donde gracias a la situación privilegiada de nuestra ciudad, este fenómeno se pudo observar en toda su plenitud.

Han pasado tantos años ya desde que se inauguró, que han empezado a llegar los hijos y nietos de los primeros que lo visitaron en los años 80. Es decir, que ya lo conocen tres generaciones.

el proyector carl zeiss del planetario de madrid
El proyector Zeiss Spacemaster, del planetario de Madrid

 

El proyector Zeiss de Madrid

Es un Carl Zeiss RFP DP3 Spacemaster, un planetario astronautico, es decir, que se concibió para el entrenamiento de los astronautas en la navegación espacial. Procedía de la fábrica Zeiss de la antigua Alemania del Este (RDA).

Consta de dos esferas de estrellas con 16 campos de gran calidad cada una (32 campos en total), proyectores individuales para algunas estrellas determinadas, como Sirio y Betelgeuse, celdas para cinco planetas, el Sol y la Luna, diversas líneas auxiliares y proyectores de figuras de constelaciones.

Tiene también los ejes diurno, anual, de precesión, polar y acimutal. Todos los ejes están conectados entre sí. Así por ejemplo, dando 365 vueltas al eje de movimiento diurno, el Sol da una vuelta alrededor de la Tierra (un planetario debe simular un sistema geocéntrico). Cuando el eje anual da 25800 vueltas, el de precesión da también una vuelta.

El analema se simula mediante ordenador, conectando el movimiento diario y anual.

Utiliza motores paso a paso, lo cual fue una novedad en su tiempo. También fue el primer planetario del mundo que se manejaba por ordenador para hacer los movimientos.

La proyección de las estrellas

Se emplea el método del icosaedro, al que se le eliminan las aristas para obtener una división en 32 campos, equivalente a la figura del clásico balón de fútbol (20 hexágonos y 12 pentágonos). Esta proyección está muy extendida, aunque también la de 12 campos es muy común.

icosaedro
Figura geométrica de un icosaedro

Uno de los problemas principales de cualquier planetario es la reproducción de las estrellas como puntos. Lo más importante es la obtención de una fuente de luz puntual. Para ello se concentra con una lente la luz de una lámpara (que en este caso tiene una potencia de 500 W), común a toda la bola de estrellas. Esa luz se hace pasar por una diapositiva de cobre microperforada, con pequeños orificios proporcionales al brillo de las estrellas que se van a proyectar. Después la luz debe pasar también por una lente objetivo.

lampara del proyector de planetario de madrid
Lámpara interna del proyector del planetario de Madrid.

Y por último, unos sistemas similares a los “ojos de las muñecas” (de hecho reciben ese nombre) provocan la obturación de la luz por debajo de la horizontal, lo que genera un efecto de horizonte, fundamental para una correcta proyección del cielo.

ojos de muñeca del planetario de madrid
Las lentes de objetivo con sus respectivos ojos de muñeca, que simularán el horizonte.

 

Los proyectores auxiliares de estrellas, de líneas, de coordenadas, de constelaciones y de la Vía Láctea

Algunas estrellas tienen un brillo más elevado que el resto (magnitud más brillante), por lo que necesitan de un proyector individual que las haga destacar especialmente. Esto ocurre en el caso de Sirio o en el de Betelgeuse, añadiendo además a esta última un toque de color característico, anaranjado en este caso.

Para la proyección de la líneas de coordenadas, figuras de las constelaciones, y de la Vía Láctea se emplea un método similar al de la bola de estrellas pero con unos proyectores más pequeños.

El movimiento de los planetas, del Sol y de la Luna: el “símil mecánico”

El sistema que a continuación describimos se inventó para el primer planetario de este tipo, que se construyó en 1923. Cada uno de estos cuerpos celestes: el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno cuenta con un “símil mecánico”, un reto formidable, para el que los astrónomos, ópticos e ingenieros que diseñan estos aparatos deben emplearse a fondo.

proyector de un planeta
Uno de los proyectores de planetas

Así, los proyectores de los planetas, del Sol y de la Luna se montan sobre un sistema de platos contrapeados o superpuestos. Se instalan en unas celdas, perpendiculares al eje de precesión o de la eclíptica. Cada uno de estos proyectores deberá tener la misma inclinación natural de cada cuerpo celeste sobre la eclíptica.

Los planetas recorren órbitas en torno al Sol, lo que se conoce como el modelo heliocéntrico del Sistema Solar. La cuestión está en que debemos simularmovimientos geocéntricos, puesto que el planetario reproduce las posiciones de todos estos cuerpos tal y como se ven desde la Tierra.

Con el Sol imaginariamente en el centro, recreamos la órbita de la Tierra, la cual representamos mediante un pivote. Construímos la órbita del otro cuerpo celeste y ponemos otro pivote que va a representar ese cuerpo.

el simil mecanico del planetario
Esquema de un símil mecánico de proyector de planetario

De este modo lanzamos una visual (barra deslizante entre los dos pivotes) desde la Tierra al cuerpo celeste y la proyectamos sobre la cúpula. Paralelo a la barra deslizante se instala un pequeño proyector, que producirá una imagen de ese cuerpo sobre la cúpula que se irá desplazando conforme se muevan los dos pivotes.

barra deslizante y engranajes
La barra deslizante y los engranajes

Los platos de las órbitas se desplazan en su movimiento anual mediante engranajes, que se sacan de una barra de desplazamiento común a todos ellos. Los platos de la Tierra se instalan contiguos dos a dos para ahorrar espacio.

Para que llegue la corriente a las lámparas, debe pasar por anillos rozantes y escobillas, lo que complica aún más toda la tecnología del planetario.

Sistema Solar : Las órbitas elípticas

Los planetas recorren órbitas elípticas alrededor del Sol con este en uno de los focos (Primera Ley de Kepler) y recorren áreas iguales en tiempos iguales (Segunda Ley de Kepler), por lo que se mueven más deprisa cuando están más cerca del Sol y más despacio cuando están más lejos. La forma de reproducir estos movimientos es compleja.

Aunque las órbitas se hacen circulares, sí que se simula la elipse y se corrigen los errores mediante variaciones en la velocidad. Desplazando el eje en la proporción de la excentricidad, el radio vector sigue la Segunda Ley de Kepler, con un margen de error tolerable siempre que la excentricidad no sea muy grande. De hecho el único planeta para el que no se emplea este método es Mercurio.

Una forma de simular el movimiento elíptico es con engranajes elípticos, o también mediante una junta Cardán a un ángulo determinado, que lo corrige aún mejor, pero resulta demasiado complicado requiriendose mucho espacio en ambos casos.

El método que se emplea en este planetario para el planeta Mercurio se llama de doble manivela y consiste en un sistema de tres platos, en uno de los cuales se encuentra situado el pivote del planeta. Dos de estos platos están desplazados entre sí en la proporción adecuada a la excentricidad que buscamos simular. Un plato arrastra al otro mediante un bulón, y este a un tercero que es el que contiene el pivote del planeta: Se llega a obtener 1/5º de precisión, para Mercurio, lo que se considera suficiente.

Sistema Solar: El proyector de la Luna

La imagen de la Luna se graba en un pequeño espejo, creándose la imagen de la misma en la cúpula reflejando un haz de luz sobre el espejo. Las fases se simulan al reflejar un haz de luz y hacerle pasar por un obturador semiesférico, como un casquete, que va girando y tapando la parte correspondiente de Luna.

También simula eclipses y lleva además su obturador de horizonte.

Al tener que representar la retrogadación de la línea de nodos, necesitamos que el pivote de la Luna se incline, pero dando una vuelta cada 18,6 años, teniendo que desmultiplicar enormemente el movimiento que recibimos de la barra de arrastre.

La cúpula

La cúpula tiene 17,5 metros de diámetro. Es una estructura reticulada de acero sobre la que va unos soportes de madera que sujetan las chapas de aluminio. Cuenta con aislamiento acústico, óptico y térmico. La pintura tenía originalmente una reflectabilidad del 80%, que se ha ido reduciendo paulatinamente con los años. Los planetarios modernos, no obstante, tienden a reflejar incluso menos del 50%, para compaginar la proyección de videos.

losetas de la cupula del planetario
Las losetas de la cúpula del planetario de Madrid

El futuro

El Planetario de Madrid está tratando de obtener finaciación para adquirir e instalar un moderno proyector Star Master, de Zeiss.

starmaster de zeiss
El proyector Starmaster, de Zeiss

Consta de una bola de estrellas con 12 campos de estrellas. Cada estrella recibe la luz de la lámpara, en este caso de xenon, por medio de un hilo de fibra óptica. Es decir, que cada estrella del campo recibe un hilo y así todas. Esto mejora notablemente la eficiencia, hasta un factor de 1000, por lo que se puede emplear una lámpara de menor potencia (mayor eficiencia energética). Así, la resolución es ya superior a la del ojo humano: Las estrellas de magnitud 0 son menores a 1′ de arco. Produce un cielo muy real con diferencias de brillo entre las estrellas.

diametros de las estrellas
Evolución del diámetro de las estrellas de los proyectores de planetario

Al sacar los planetas y la Luna se evitan los problemas mecánicos, aunque los proyectores del Sol y de la Luna pueden tener problemas  debidos a las sombras. Pero sobre todo, desde que en los años 90 se empezó a ensayar con la fibra óptica, se empezaron a conseguir avances notables.

sistema de fibra óptica para la proyección de las estrellas
Sistema de fibra óptica para la proyección de las estrellas

Este planetario más moderno combina informáticamente los movimientos de tres ejes para reproducir todos los movimientos astronómicos.

 

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December 26th, 2011

laserEl eje de rotación de la Tierra no es fijo. Sufre variaciones más o menos importantes, muy complicadas de medir. Si bien el astrónomo puede estar familiarizado con el concepto de precesión, existen otras variaciones, como el bamboleo anual y el bamboleo de Chandler. Hasta ahora sólo habían podido medirse mediante complejas redes intercontinentales de radiotelescopios pero, por fin, ha sido posible la observación de estos bamboleos dentro de un laboratorio.

 

Traducido y adaptado de Physorg (22 de diciembre de 2011) y otras fuentes.

 

Un grupo con investigadores de la Universidad Técnica de Munich (TUM), Alemania, han sido los primeros en trazar los cambios del eje de rotación midiéndolo en un laboratorio. Para llevarlo a cabo construyeron el anillo láser más estable del mundo. Hasta ahora, los científicos sólo podían medir las variaciones del eje de la Tierra rastreando objetos fijos en el espacio. Capturar estas variaciones es crucial para los sistemas de navegación.

La Tierra se tambalea

Como una peonza cuando la tocan en mitad del giro, el eje de rotación fluctúa en el espacio. Esto se debe, en parte, a la gravedad de la Luna y del Sol. Al mismo tiempo, el eje de la Tierra cambia constantemente en relación con la superficie de la Tierra. Por un lado está debido a las variaciones en la presión atmosférica, y a la carga de los océanos y del viento. Estos elementos se combinan para producir un movimiento del polo que se conoce como efecto de bamboleo de Chandler, por el científico que lo descubrió, y que tiene un periodo de unos 435 días. Por otro lado, un fenómeno conocido como bamboleo anuo provoca que el eje de rotación se mueva en un periodo de un año, debido a la forma elíptica de la órbita de la Tierra en torno al Sol. Estos dos efectos provocan una migración irregular del eje de la Tierra, con un radio de hasta seis metros.

La observación del bamboleo de la Tierra

La captura de estos movimientos resulta crucial para la creación de un  sistema de coordenadas efectivo que se pueda emplear para los sistemas de navegación o para proyectar trayectorias en viajes espaciales. “La localización de un punto con precisión centimétrica es un proceso extremadamente dinámico para el posicionamiento global, después de todo, en nuestra latitud, nos estamos moviendo hacia el este a unos 350 metros por segundo,” explica el profesor Karl Ulrich Schreiber, que dirigió el proyecto en la Sección de Investigación de Geodesia por Satélite de la Universidad Técnica de Munich. La orientación relativa del eje de la Tierra con respecto al espacio y su velocidad de rotación se miden actualmente en un complicado proceso que involucra a 30 radiotelescopios en todo el globo (Interferometría de Base Muy Ancha, VLBI). Cada lunes y cada jueves, de ocho a doce radiotelescopios miden, alternativamente, la dirección entre la Tierra y unos cuásares específicos. Los científicos presumen que estos núcleos galácticos no cambian su posición y que, por lo tanto, se pueden emplear como referencia. El Observatorio Geodésico de Wettzell también se integra en este sistema. Este observatorio es operado por la TUM y por la Agencia Federal Alemana de Cartografía (BKG).

A mediados de los 90, científicos de la TUM y del BKG unieron sus fuerzas con investigadores de la Universidad de Canterbury en Nueva Zelanda, para desarrollar un método más simple que fuera capaz de seguir continuamente el bamboleo de Chandler. “También queríamos desarrollar una alternativa que nos permitiera eliminar los errores sistemáticos”, continúa Schreiber. “Después de todo, había siempre una posibilidad de que los puntos de referencia del espacio no fueran totalmente estacionarios.” Los científicos tenían la idea de construir un anillo láser similar a los que emplean en los sistemas de guiado de los aviones, aunque millones de veces más preciso. “En ese momento casi nos daba la risa,” reconoce Schreiber.

El giróscopo de anillo láser

El giróscopo de anillo láser utiliza la luz para medir la rotación angular. Cada giróscopo tiene una forma triangular y en él se encuentra un láser de helio-neón que produce dos haces de láser, cada uno viajando en sentidos opuestos, uno a favor de la rotación, y el otro en contra. La producción de los haces de luz ocurre en la región de descarga del gas, mediante la ionización de de una mezcla de gas de helio y de neón a baja presión con alto voltaje, que produce una descarga brillante. Esa luz de láser es reflejada alrededor del triángulo por espejos situados en las esquinas para producir haces de luz que vayan a favor y en contra de la rotación.

anillo laser de wetzel
Ajustes en el anillo láser de Wetzell.
Fuente: © Geodätische Observatorium Wettzell

La longitud del camino es revisada y ajustada cuidadosamente de manera que sea un múltiplo de la longitud de onda del láser. Cuando el giróscopo láser está en reposo, las frecuencias de los dos haces que viajan en sentidos opuestos coinciden. Cuando el giróscopo rota en torno a un eje perpendicular al plano de la luz láser, se crea una diferencia de frecuencias entre los dos haces, porque la velocidad de la luz es constante. Un haz de láser tendrá que recorrer una distancia mayor que el otro. Una pequeña cantidad de la luz de los haces de láser pasa a través de uno de los espejos (menos del 0,2%). Los haces se combinan por frecuencias ópticas para producir un patrón de interferencia. Este fenómeno se conoce como efecto Sagnac , por lo que este sistema recibe el nombre de interferómentro de Sagnac (Malacara 2004, pp. 234 ss.).

El anillo láser de Wetzell

Los trabajos para la construcción del anillo láser más estable del mundo comenzaron a finales de los 90 en el observatorio Wetzell. El sistema consiste en una instalación rotatoria que incorpora dos haces de láser que se lanzan en sentidos opuestos y que viajan alrededor de un camino cuadrado con espejos en las esquinas, con lo que el haz forman un camino cerrado (de ahí el nombre de anillo láser). Cuando el sistema rota, la luz que va favor de la rotación tiene que recorrer más camino que la que va en contra de la rotación. Dado que la velocidad de la luz es constante, los haces ajustan sus longitudes de onda, provocando que la frecuencia óptica cambie. Los científicos pueden usar esta diferencia para calcular la velocidad de rotación que el instrumento experimenta. En Wetzell es la Tierra la que gira, no el anillo láser. Para asegurarse de que la única influencia de los haces de láser es la rotación terrestre, la instalación, que mide cuatro metros por cuatro metros, se ancla a un pilar de cemento, que se prolonga seis metros en el interior de la roca sólida, en la corteza terrestre.

La rotación terrestre afecta a la luz de modos diversos, dependiendo de la localización del láser. “Si estuviéramos en uno de los polos, los ejes de la Tierra y del láser giratorio se encontrarían en completa sincronía y su relación de velocidades daría un resultado de 1:1,” detalla Schreiber (por ese motivo los datos no servirían para apreciar los cambios del eje). “En el ecuador, sin embargo, el haz de luz no percibiría nunca que la Tierra está girando,” (aquí el eje del anillo láser es perpendicular al eje de rotación terrestre. En esto el sistema tiene similitudes con la interferometría de muy larga base de VLBI). Por lo tanto, los científicos deben tener en cuenta que el láser de Wetzell se encuentra a una latitud de 49 grados. Cualquier cambio en el eje de rotación de la Tierra se refleja en el indicador de velocidad rotacional. Así, el comportamiento de la luz revela el cambio en el eje de la Tierra.

La construcción e instalación del anillo láser

 

construccion de un anillo laser
Montaje similar al del artículo. La imagen del láser
y esta proceden de la Universidad de Pisa.

“El principio es simple”, añade Schreiber. “El mayor reto fue asegurarse de que el láser permanecía lo bastante estable como para poder medir la débil señal geofísica sin interferencias de ningún tipo, especialmente a lo largo de un período de varios meses.” En otras palabras, los científicos tenían que eliminar cualquier cambio en la frecuencia que no procediera de la rotación de la Tierra. Entre ellos se encuentran los factores ambientales debidos a los cambios de presión atmosférica y temperatura. Para conseguirlo, confían principalmente en una placa base de cristal cerámico y en una cámara presurizada. Los investigadores montaron el anillo láser sobre una placa base de nueve toneladas de Zerodur, material que también se empleó para los soportes de los haces de láser (y que se utiliza para construir los espejos de algunos de los mayores telescopios del mundo). Escogieron el Zerodur por su extremada resistencia a los cambios de temperatura. La instalación se alberga en una cabina presurizada que registra los cambios en la presión atmosférica y la temperatura (12 grados) y los compensa automáticamente. Los científicos enclavaron el laboratorio a a cinco metros de profundidad para mantener al mínimo cualquier tipo de de influencias ambientales. Está aislado por arriba con capas de Styrodur y arcilla, y cubierto por un túmulo de tierra de cuatro metros de alto. Los científicos tienen que atravesar un túnel de veinte metros con cinco puertas de almacenaje de frío y un cierre, antes de llegar al láser.

Bajo estas condiciones, los investigadores han alcanzado el éxito, al corroborar las medidas del bamboleo de Chandler y del bamboleo anual con los datos tomados por los radiotelescopios. Ahora quieren que el aparato alcance una mayor precisión, permitiéndoles la determinación de los cambios que experimente el eje de rotación en un sólo día. Los científicos también planean hacer que el anillo láser sea capaz de operar de forma continuada de modo que pueda funcionar por un período de años sin ningún tipo de desviaciones. “En palabras simples”, concluye Schreiber, “en el futuro, queremos ser capaces de bajar a la base y averiguar a qué velocidad está girando exactamente la Tierra en este preciso instante.”

Fuentes consultadas

First ever direct measurement of the Earth’s rotation
Physorg

Pinpointing the orientation of the Earth’s axis using the world’s most stable ring laser
Universidad Técnica de Munich

Development of a Ring Laser Gyro: Active Stabillization and Sensitivity Anallysis
Marco Pizzocaro (Universidad de Pisa)

Ring Laser Gyro
Kostas Makris

Using Ring Laser Systems to Measure Gravitomagnetic Effect on Earth
Matteo Luca Ruggiero (Politénico de Turín)

El efecto Sagnac y sus consecuencias
Manuel Torregrosa, Relatividad.org

Óptica Básica
Daniel Malacara. 2ª edición, Fondo de Cultura Económica, México 2004

Consulta recomendada:

How to Detect the Chandler and the Annual Wobble of the Earth with a Large Ring Laser Gyroscope
K. U. Schreiber et al. (Physical Review)


Publicado en Astronomía, Astronomía de posición | Comments Off on Primeras mediciones directas del eje de la Tierra
January 29th, 2010

Este año 2010, empieza con un gran evento astronómico: Marte tendrá un importante brillo y estará visible toda la noche con un intenso color anaranjado. Podéis localizar fácilmente a Marte en la constelación de Cancer, entre las constelaciones de Leo y Géminis y a la mitad de distancia entre la estrella de primera magnitud Polux de Géminis y Regulus de Leo.

Por el Grupo Astronómico Silos

27 Ene, 2010

Máxima aproximación de Marte y la Tierra (0,664 UA = 99,33 millones de kilómetros). El diámetro aparente de Marte es 14,105".

29 Ene, 2010

Marte en oposición con la Tierra, la Tierra en conjunción inferior con Marte. El brillo aparente de Marte alcanza magnitud -1,28 en la constelación de Cáncer. Esta oposición tendrá lugar durante la primavera en el norte de Marte y el otoño en el sur, así que principalmente  será observable el hemisferio norte.

Marte alcanza su oposición cada 2 años, pero no todas las oposiciones son iguales. Esto es debido a que algunas oposiciones ocurren cuando Marte esta más alejado o cercano a la Tierra. La última oposición con un buen acercamiento de Marte ocurrió en agosto del 2003, aquí brilló con mg -2.9 y tuvo un diámetro angular aparente de 25 segs. de arco. Aunque este mes de enero tiene su oposición, Marte continuará con muy buen brillo por algunos meses más.

El mejor momento para observarlo será cuando esté cerca del cenit, al rededor de la media noche, momento en que hay menos atmósfera entre la luz de Marte y nuestro telescopio. La presencia de la Luna casi llena (30 de Enero) en la misma constelación de Cancer, junto a M44 (cúmulo del Pesebre), borrará el fondo de estrellas.

 

 

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August 31st, 2009

Diez pasos para preparar tu telescopio

Unas sencillas instrucciones, adaptadas del propio manual de la CG-5 de Celestron, que esperamos que sean de utilidad. Aunque lo cierto es que cada vez se ven más monturas que emplean estrellas de referencia para la puesta en estación, es mucho más didáctico comprender este sistema, proceso que puede enseñarnos mucha astronomía de posición. Y en contra de lo que se pueda pensar, este proceso de puesta en estación es rápido y sencillo.

montura ecuatorial
(Figura 1)
  • Letra A. Los mandos de altura o, en este caso, también de latitud.
  • Letra B. Los mandos de acimut, es decir, de movimiento izquierda-derecha.

 

Los cinco primeros pasos

1. Intentemos que al montar el equipo el eje polar de la montura apunte al Norte con la mayor precisión posible. Siempre montamos los contrapesos antes que el telescopio para evitar desagradables accidentes.

2. Nivelaremos la montura del telescopio por medio del nivel de burbuja, que normalmente se encuentra en el trípode.

3. Inclinaremos el eje polar de la montura hasta la latitud del lugar mediante los mandos de altura. La latitud vendrá indicada en la montura en la rueda de latitud, muy bien visible en la figura 1, letra A y señalizada por una flechita en el cuerpo de la montura. A veces la flechita indicativa de la latitud puede estar algo oculta. Suele ser un triángulo.

4. Giraremos el eje de la declinación de la montura, hasta que el objetivo del buscador de la polar quede visible. Se trata de abrir la entrada de luz del eje polar de la montura.

5. Nos aseguramos de que se puede ver la polar a través del buscador, nos fijaremos en la posición del retículo de la polar. Giraremos después el eje de ascensión recta de la montura hasta que el retículo quede tal como indica la figura 2, es decir, con el agujero de la polar abajo. Esto se debe a que tenemos que ajustar el eje polar partiendo de un instante de culminación superior (paso por el meridiano) de la estrella polar conocido, que más adelante veremos. Además, como el buscador de la polar es un simple anteojo, invierte Norte-Sur y Este-Oeste. Por eso la posición el agujero de la polar queda abajo, a pesar de que buscamos emplear el instante de la culminación superior de la estrella polar.

montura ecuatorial
(Figura 2)

La culminación superior de la estrella polar

Antes de continuar debemos comprender el significado de este concepto, que es en realidad mucho más sencillo de lo que parece. La figura 3 nos ayuda con ello.

Debido a la rotación de la Tierra, todos los astros aparentan desplazarse de este a oeste, y la estrella polar también. Como sabemos, la estrella polar no está exactamente en el polo norte celeste, sino que dista de él aproximadamente un grado de arco. En este movimiento diurno, los astros cruzan el meridiano del lugar, produciéndose el fenómeno conocido como “culminación”.

Meridianos celestes son aquellos círculos máximos que rodean a la esfera celeste y que pasan por los dos polos celestes. De todos estos meridianos, y siempre para nuestra localización sobre la Tierra, sólo uno de ellos recibe el nombre de meridiano del lugar: el meridiano celeste que pasa por nuestro cenit, punto de corte de la vertical con la bóveda celeste, esto es, el punto más alto de la bóveda celeste que se encuentra sobre nuestras cabezas.

La culminación superior de la estrella polar es la que se produce en el instante en que cruza el meridiano del lugar, (que siempre está fijo), entre el polo norte celeste y el punto sur del horizonte. En la figura 3 podemos observar cómo la estrella polar está dirigiéndose hacia la culminación superior, mientras toda la esfera celeste parece girar, por la rotación de la Tierra, siguiendo la dirección de las líneas rojas.

estrella polar
(Figura 3)

 

Finalización del proceso

6. Observaremos la figura 4. Hemos señalado una zona “cero”, que nace justamente del número “0” del panel llamado “R.A.”. Es la zona en la que leeremos y modificaremos las coordenadas del buscador de la montura. La zona “cero” está marcada por un rectángulo rojo.

ruedas de fechas y de ascension recta
(Figura 4)
  • Letra A. El tornillo de cierre de la rueda de horas. Para que se fije correctamente, en la montura CG-5 debe entrar en un agujero que tiene, de fábrica, la propia rueda de horas.
  • Letra B. Se señala, con un círculo amarillo, el punto de origen de la zona “cero”.
  • Letra C. La rueda de horas (o de ascensión recta). En el hemisferio norte de la Tierra se utiliza la escala Superior  de la rueda de horas.
  • Letra D. La rueda de fechas.

7. Giraremos la rueda de horas (letra C) hasta que las “0” horas de la escala superior coincidan con el “0” del panel “R.A.” Hagámoslo todo dentro del círculo amarillo de la  figura 2. En ese momento ajustaremos el tornillo de cierre de la rueda de horas, haciéndolo entrar en el agujero que la propia rueda de horas tiene, de fábrica, cuidando de que todo encaje como hemos dicho.

8. Giraremos la rueda de fechas (letra D) hasta que el 1 de noviembre coincida con la marca de las “0” horas de la escala superior de la rueda de horas. La estrella polar culmina a la 0 a.m. T.U. todos los días 1 de octubre, en Greenwich.

9. Observaremos la hora y fecha en el reloj y calcularemos el tiempo universal (T.U.),  restando 1 hora en horario de invierno y 2 horas en horario de verano. Fija la rueda de horas mediante el tornillo de cierre y gira el eje ascensión recta de la montura hasta que la fecha coincida con la hora T.U.

10.
Observaremos a través del buscador la posición de la estrella polar con respecto al retículo. Mediante l os mandos de altura y acimut (letras A y B respectivamente de la figura 1) deberás ajustar la montura para que la estrella polar esté dentro de su agujero del retículo (Figura 5).

 

montura ecuatorial
(Figura 5)
buscador de la polar de astromist
(Figura 6) Un asistente informático (Astromist ) que nos indica
la posición de la estrella polar para una localidad y un momento dados.

Para ampliar conocimientossobre astronomía de posición

Sección de divulgación en Educa Ciencia (www.educa-ciencia.es)

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June 30th, 2009

Es posible que hace unos cuatro mil millones de años, la Luna mostrase a la Tierra la que hoy es su cara oculta.

(Investigación y Ciencia, junio 2009)

Mark Wieczorek y Mathieu Le Feuvre, del Instituto de Física de la Tierra, en París, conjeturan que, si la Luna hubiera mostrado siempre la misma cara, contaría con más cráteres en su borde delantero, pues allí [habría] sufrido un intenso bombardeo durante los primeros tiempos del Sistema Solar. Los cráteres jóvenes siguen esa pauta. Los antiguos, en cambio, se acumulan en el borde posterior, lo que lleva a pensar que en otros tiempos éste pudo corresponder al sentido de avance. El impacto de un asteroide o cometa habría provocado que la Luna girase 180 grados, hasta su reorientación actual.

Jon Matson para Investigación y Ciencia

Adenda

Para producir este efecto se habría requerido el impacto de un objeto de al menos 50 km de diámetro, y que golpeara con la suficiente fuerza como para crear un cráter de entre 350 km y 500 km de diámetro. Existen seis cuencas en la Luna que cumplirían con estos requisitos. El mejor candidato parece ser el Mare Smythii, actualmente en el limbo oriental y justo en el ecuador de la Luna. El supuesto golpe debe de haber ocurrido hace al menos 3 800 millones de años, antes del final del período conocido como Último Bombardeo Masivo”.

Sky and Telescope, junio de 2009

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May 18th, 2009

Reproducimos una nota que fue publicada en el boletín de SADEYA (Sociedad Astronómica de España y América) en febrero de 1997, para evitar que caiga en el olvido. Lo que se dice en esta nota es enormemente significativo y añade un grano de arena más para demostrar, en nuestra opinión, que todo el asunto OVNI (UFO en inglés) no es sino una gran alucinación colectiva, alimentada por falsos investigadores deseosos de dar pábulo a lo que no es más que, con toda probabilidad, un gran fraude.

 

“Si bien los OVNIS son un fenómeno común en los medios aeronáuticos -lo que no quiere decir que los objetos volantes no identificados sean naves extraterrestres- en los medios espaciales son prácticamente desconocidos.

Tan sólo una vez, hace cinco años, la Unión Astronómica Internacional indicó la presencia de un objeto de unos cuatro metros de diámetro que ofrecía un albedo metálico y cuya trayectoria era paralela a la órbita de la Tierra. Desde el mismo instante de la transmisión de la circular, la mayor parte de los observatorios astrométricos se dedicaron a seguir la desconocida nave con la fundada esperanza de que ofreciera una mínima perturbación no gravitatoria que indicara autopropulsión.

El objeto siguió impasible, resultando ser, en opinión de la mayoría, un viejo ingenio lunar que volvió a encontrarse con la Tierra por casualidad sin que la inteligencia de nadie lo dirigiera.

El suceso es indicativo de que el día que venga alguna nave extraterrestre, y sea detectada, estará antes al alcance de la información pública astronómica que de cualquier organización secreta gubernamental.”

Fuente: Boletín SADEYA , febrero de 1997.

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December 26th, 2008

Los datos que proporcionó la sonda Deep Impact, que lanzó un proyectil contra el cometa 9P/Tempel 1 hace más de tres años, ofrecen datos que podrían explicar por qué determinados cometas protagonizan estallidos como el del cometa 17/P Holmes en 2007.

Fuente: Sky and Telescope.

La sonda Deep Impact lanzó una bala de cobre de 400 kg sobre el núcleo del cometa 9P/Tempel 1 en 2005, con el fin de estudiar su composición y estructura. Como consecuencia del impacto, surgió un gigantesco penacho de polvo y vapor de agua.

Se estima que el impacto liberó unas 200.000 toneladas de material, aproximadamente 100 veces más de lo que se esperaba por los cálculos. Esto implica que el núcleo del Tempel 1 es menos consistente y más poroso, y que se mantiene unido sólamente por la gravedad y no por las fuerzas de cohesión de su material.

Es más, el impacto podría haber penetrado hasta una capa de agua congelada de hielo no cristalino. Este tipo de hielo es lo que los teóricos esperan encontrar en los cometas que se agregaron a temperaturas de menos de -125º C. El hielo amorfo se convierte rápidamente en hielo cristalino cuando se expone al espacio, proceso que libera una gran cantidad de calor al espacio en el proceso. Este tipo de reacción en cadena podría suponer la clave de los dramáticos estallidos que determinados cometas llegan a protagonizar, como el cometa Holmes (cuyo último estallido fue descubierto por el aficionado J. A. Henríquez) y el McNaught hicieron en 2007.

Publicado en Pequeños cuerpos, Sistema solar | Comments Off on ¿Por qué estalló el cometa P/17 Holmes?
November 11th, 2008

Descubierto en 1999 en oscuras circunstancias, este extraño objeto puede ser cualquier cosa menos un instrumento astronómico. Nos basamos principalmente en los contenidos de la conferencia "Sobre Discos, Pirámides, Megalitos y otras Bestias", pronunciada por el Dr. D. César González García, pertenciente al Departamento de Física Teórica de la Universidad Autónoma de Madrid, en el Museo Nacional de Ciencia y Tecnología. Esta conferencia tuvo lugar el 18 de enero de 2007 en la sala de Juan de Rojas del referido museo.

Enlace al resumen de la conferencia (página del MUNCYT)
Véase "La Astronomía a través del tiempo".

El Segundo Luz agradece al MUNCYT la ayuda presatada.

¿Qué es el Disco de Nebra?

Hallado en Alemania, en 1999, cerca de la ciudad de Nebra, en el estado de Sanchsen-Anhalt. Se trata de un Disco de bronce de 320 mm de diámetro y 2 kg de peso, que fue encontrado, al parecer y según se dice, por unos saqueadores de restos arqueológicos que empleaban un detector de metales. Estos salteadores se lucraron enormente por la venta de otros objetos que encontraron en el mismo yacimiento. Ha sido datado dentro de la cultura Unetize, en la Edad del Bronce, y se expone actualmente en el museo de Halle.

¿Es una representación del cielo?
(No necesariamente)

Este Disco cuenta con una serie de incrustaciones que han dado mucho que hablar desde poco después de que se produjera su descubrimiento. Algunas personas consideran que podría tratarse de la representación del cielo más antigua descubierta hasta la fecha, pero la cosa está bastante menos clara de lo que algunos quisieran creer.

  • El Disco solar. ¿Qué podría ser ese círculo que aparece en el Disco? Se especula con que podría tratarse del sol, aunque no es probable, puesto que en las culturas de la Edad del Bronce los Discos solares llevaban dentro algún tipo de relieve o dibujo, como círculos concéntricos, espirales, etc. ¿Podría ser entonces la luna llena? Tampoco hay consenso al respecto.
  • La media luna. En el Disco se puede observar, a la derecha del círculo antes mencionado, lo que parece ser una media luna. Se trataría de algo poco común en la Edad del Bronce, pero que tampoco es raro, normalmente se han documentado de pequeñas "lúnulas" de finalidad decorativa. Nos encontraríamos aquí con el problema de la fase: de tratarse en efecto de la Luna, que en efecto se puede ver de día, el otro Disco no podría ser el Sol, puesto que en ese caso los cuernos de la Luna deberían apuntar hacia el otro lado.
  • Las estrellas. Es raro representar las estrellas en el arte como círculos. No tienen rayos, que eso sí que es lo habitual.
  • ¿Hay constelaciones? El ojo humano es muy bueno buscando patrones donde no los hay, y así, al tirar al suelo un montón de piedras, seguro que veríamos alguna constelación. Los estudios más rigurosos apuntan a que el autor, al poner todas esas incrustaciones circulares, sólo trataba de llenar los vacios de forma homogenea, sin seguir ningún criterio definido que no fuera este. 
  • Las Pléyades. No existe consenso al respecto. El problema de este asterismo es que es alargado, no redondeado, como aparecería en el Disco de Nebra. En la misma época, los propios babilonios ya lo representaban de forma más bien alargada.
 
Como puede verse, no queda claro que en el Disco aparezcan ni el Sol ni las estrellas, ni muchos menos ninguna constelación ni tan siquiera las Pléyades. Como mucho, podríamos decir que podría aparecer representada la Luna.
 
El disco de Nebra
El Disco de Nebra con algunas indicaciones.

 ¿Es entonces un instrumento astronómico?
(En absoluto)

El arco que aparece a la derecha, cuyo equivalente simétrico parece haberse perdido, tiene una amplitud de 82,5º. A pesar de todo lo que se ha dicho al respecto, ese arco no puede en ningún constituir en ningún caso un instrumento de medición de la posicion del Sol en el momento de su salida o de su puesta. La distancia entre las dos posiciones del Sol en su orto o en su ocaso entre los dos solsticios, es decir, los puntos más alejados entre sí de todo el recorrido del Sol a lo largo del año, no es de 82,5º. Los cálculos serios realizados dicen que el ángulo debería ser de 80,7º. Por ello resulta imposible definir al Disco de Nebra como un instrumento astronómico, ya que en ningún caso tiene la precisión necesaria para emplearlo como mecanismo de predicción, ni tampoco como instrumento para fijar un calendario.

Estos arcos de supuesta orientación este-oeste se prestan a otras explicaciones, como la de una división del mundo en cuatro partes, algo común a otras culturas. Los indígenas skid-panui, de norteamérica tienen una representación similar con arcos este y oeste que representan los resplandores de crepúsculo al amanecer y al atardecer.

¿Hay un bote solar en el Disco?

Un bote o barca solar es aquel o aquella en la que el Sol recorre el cielo de parte a parte, desde un punto de vista místico o mitológico. Podemos decir al respecto, y siempre basándonos en lo que expuso el Dr. González en su conferencia, que resulta muy dudoso que la figura curvada de la parte inferior del Disco lo sea. En centro-europa, donde fue hallado este Disco no hay botes. En esta región se representaba al Sol más bien en un carro solar y no en un bote solar. El bote solar sería algo más bien relacionado con Egipto.

Conclusíón

El apartado de la conferencia que el  Dr. González dedicó al Disco de Nebra terminó, textualmente, con estas palabras:

  • "No es en ningún caso un objeto de precisión, de predicción ni de medida."
  • "Más bien puede ser una representación mítica del Cosmos."
  • "Ya que fue encontrado en un contexto con espadas, con hachas, podría formar parte de un escudo, como una protección mágica de aquel que lo va a llevar."
  • "Esa protección mágica se pediría al Sol, a la Luna,  ral vez a una estrella en particular, por qué no a Venus, es decir, a los entes a los cuáles uno va a pedir protección, deidades…"
  • "Además es un elemento que va a dar prestigio y poder a aquel que lo lleve."
  • "Otra interpretación podría ser que fuera utilizado en rituales chamanísticos, como una representación estética de los objetos que están en él representados y que serían invocados mediante estos rituales."

Enlaces:

Artículo de Wikipedia donde se propone que el Disco de Nebra sea una representación del cielo, o incluso un instrumento astronómico

 

Publicado en Arqueoastronomía, Europa | Comments Off on El disco de Nebra no es un instrumento astronómico
September 5th, 2008

La primera semana de septiembre aparece en el mercado esta guía para comprender el Universo mediante los conocimientos que proporciona Internet. Como novedad en el mundo editorial, este libro cuenta con una páginan web por medio de la cual se puede acceder a todos los enlaces y videos recomendados en el propio libro, lo que lo convierte en un auténtico libro vivo.

El libro fue presentado oficialmente por el autor en la sala de formación de Óptica Roma, en Madrid, el 17 de diciembre pasado.

La misma conferencia se pronunció el 31 de marzo de 2009 en la sede de la Agrupación Astronómica de Madrid, hecho que le sirvió al autor para presentarse a los socios, dándose de alta en la misma.

Enlace: www.aprender-astronomia.info

Según el propio autor, “Este libro no es una simple recopilación de servidores y de páginas web en las que encontrar contenidos relacionados con la astronomía: eso quedaría obsoleto antes de que el libro saliera de la imprenta. Este libro está destinado al público que quiere aprovechar los medios que le brinda Internet para emplearlos en el aprendizaje de la astronomía. También puede ser una valiosa ayuda para escoger un buen telescopio o unos buenos prismáticos.”

El libro enseña a utilizar Internet para encontrar sitio de observación, indica cómo manejar mapas y planisferios y dónde encontrarlos; cómo escoger prismáticos o telescopio y otros accesorios; a orientarse en el cielo; a encontrar y observar los cuerpos celestes; a anotar las observaciones y a fotografiar el cielo mediante las técnicas más sencillas y accesibles. Intenta además, al final de la obra, desenmascarar a los falsos investigadores y supuestos profesionales que intentan enriquecerse a costa de los incautos, como los vendedores de terrenos en nuestro satélite, los vendedores de estrellas o los que promueven absurdas teorías conspiratorias relacionadas con hechos históricos, como la llegada del hombre a La Luna.

 

Cómo Aprender Astronomía en Internet

 

Jorge Antonio Vázquez Parra nació en Madrid en 1972. Es divulgador profesional de Astronomía, labor que desarrolla en la empresa de actividades extraescolares y de tiempo libre Educa Ciencia. Realizó labores de traducción para la página de divulgacion oficial de la NASA Ciencia@NASA dentro de la colaboración con AstroSETI a la que pertence desde 2005. Es miembro de ACTA (Autores Cientifico-Técnicos y Académicos) y pertenece a la Agrupación Astronómica Complutense desde 1988.

Aprender Astronomía en Internet
ISBN: 978-84-96300-63-7
Editorial Creaciones Copyright, 2008

Presentación oficial en Madrid

El 12 de diciembre pasado, el propio autor del libro realizó la presentación del mismo, en la sala de formación de Óptica Roma , en la plaza de Manuel Becerra. En la charla, que duró unos 35 minutos, Jorge A. Vázquez dió un repaso a los temas más importantes que trata en su libro.

Después, mientras los asistentes degustaban un vino español, procedió a la firma de ejemplares de su obra.

 

Jorge A. Vázquez
Un momento de la exposición del autor sobre el libro, en la sala de
formación de Óptica Roma en Madrid. (Foto por Gema Hebrero).

Otros enlaces:

Creaciones Copyright (página de este libro)
Asociación Ibn-Firnás (La Rinconada, Sevilla)
El Cielo del Mes
Astro Noticias
Web de Celso Frade
Xared

Biblioteca de la Agrupación Astronómica de Madrid

Librerías en Internet

Librería Laie
Libros La Isla
Librería Proteo
Librería Diógenes
Casa del Libro
Libreria Canaima
Librería Luces
Popular Libros
Librería Díaz de Santos
Librería Bosch
Librería Cervantes
Librería Beta
Librería Agrícola Jerez
Librería Tirantlo Blanch

 

Publicado en Libros, Libros en castellano | Comments Off on Cómo Aprender Astronomía en Internet (Jorge A. Vázquez Parra)
August 31st, 2008

Toshimi Taki es un famoso y reputado astrónomo japonés, quien muy amablemente nos ha dado permiso expreso para traducir una de sus obras, el planisferio a doble cara, válido para cualquier latitud del mundo. Si accedemos a la página web de Toshimi Taki, en Taki’s Home, podemos además encontrar mapas celestes con los que aprender a observar las estrellas.

Planisferio de doble cara por Toshimi Taki

Planisferio de Toshimi Taki
Fotografía por Toshimi Taki

Un planisferio es un instrumento astronómico que sirve para saber qué astros se van a poder observar en el cielo de un lugar en un momento dado.

Se trata de un planisferio de alta precisión, que, según Taki’s Home, ofrece las siguientes ventajas:

  • La distorsión en las cercanías del horizonte es menor que la de los planisferios comunes.
  • El mapa de estrellas se puede extraer de la carátula para usarlo como un mapa a cielo completo.
  • Teniendo las carátulas de las otras latitudes se puede usar el planisferio en todo el mundo.
  • Se pueden escribir anotaciones en el mapa, puesto que no está cubierto.
  • Permite correcciones de longitud.
  • Al indicarse la posición del Sol en el mapa, se pude hallar de forma aproximada el momento de salida y puesta del Sol.

Las estrellas que podemos ver en el cielo varían en función de la latitud del lugar de observación. Por eso se hace necesario un planisferio que se pueda adaptar a todas las regiones de la Tierra. Toshimi Taki ha creado 9 carátulas diferentes para cada hemisferio y otra para el ecuador terrestre.

Descarga

Acrobat Reader Descarga de Adobe Acrobat Reader.- Todos los archivos están en formato PDF. En caso de que el usuario no disponga de este programa, podrá econtrarlo aquí.

Mapa de estrellas.- Este es el mapa celeste o mapa de estrellas. Consta de dos caras, una para el cielo del hemisferio norte, y otra para el cielo del hemisferio sur.

Espaciadores.- Sirven para que el disco del mapa de estrellas pueda girar apropiadamente dentro de la caja que haremos con las carátulas.

Nota importante: Sólo es necesario descargarse el archivo de carátulas de una latitud concreta. Antes de decidir qué archivo vamos a descargarnos, debemos conocer la latitud de nuestro lugar de observación. Escogeremos aquella carátula diseñada para la latitud que más se aproxime a la nuestra.

Ecuador terrestre

Planisferio para latitud 0º (ecuador)

Hemisferio norte

Carátula del planisferio para latitud 10º norte

Carátula del planisferio para latitud 15º norte

Carátula del planisferio para latitud 20º norte

Carátula del planisferio para latitud 25 º norte

Carátula del planisferio para latitud 30 º norte

Carátula del planisferio para latitud 35 º norte

Carátula del planisferio para latitud 40 º norte

Carátula del planisferio para latitud 45 º norte

Carátula del planisferio para latitud 50º norte

Hemisferio sur

Carátula del planisferio para latitud 10º sur

Carátula del planisferio para latitud 15º sur

Carátula del planisferio para latitud 20º sur

Carátula del planisferio para latitud 25 º sur

Carátula del planisferio para latitud 30 º sur

Carátula del planisferio para latitud 35 º sur

Carátula del planisferio para latitud 40 º sur

Carátula del planisferio para latitud 45 º sur

Carátula del planisferio para latitud 50º sur

Instrucciones de montaje

Nota: No debe usarse pegamento con base de agua porque el papel se podría arrugar.

  1. Péguense los espaciadores sobre una cartulina. Córtense a continuación.
  2. Péguese el mapa celeste norte sobre una cartulina y a continuación córtese. Córtese el mapa celeste sur y péguese en la parte opuesta del mapa celeste norte. Ha de tenerse especial cuidado en que las marcas triangulares negras de los mapas norte y sur coincidan.
  3. Péguese la carátula norte en una cartulina y recórtese después. A continuación se recortarán los huecos que faciliten la lectura de la fecha y la hora.
  4. Péguese la carátula sur en otra cartulina y recórtese. Al igual que en la carátula norte, recortaremos las ventanas para la lectura de la fecha y la hora.Glue the southern cover plate on a cardboard and cut out the cover.
  5. Se hará un bocadillo con las carátulas y los espaciadores, que deberán unirse con pegamento.
  6. Después de que todo el pegamento se haya secado, se procederá a introducir el mapa celeste en la carátula, con el lado norte del mapa mirando hacia el lado norte de la carátula.
Planisferio de Toshimi Taki
Fotografía por Toshimi Taki

Versión divulgativa o educativa del planisferio

Dirigido a alumnos de primaria o a quienes empiezan a aprender astronomía. Este planisferio se entrega de forma totalmente gratuita a todos aquellos que asisten a las sesiones del planetario móvil de Educa Ciencia, en colegios, institutos, universidades o eventos de cualquier tipo.

Planisferio Educativo

 

Publicado en Astronomía, Observación y telescopios | Comments Off on Un planisferio para los dos hemisferios
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