Metodología de observación y registro de un bólido

 

Orlando Benítez Sánchez y Francisco Ocaña González.

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Envío de observaciones al responsable de la Comisión de Registro de Bólidos:

 

Francisco Ocaña González. c/ Arquitectura, 7, 2º G. 28005 Madrid, MADRID

[Pica Aquí para descargar el Parte de observación de bólidos]

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1. Introducción.

 

    Los bólidos son fenómenos raros. El análisis de más de 5.000 horas de observación visual revela que la tasa media de aparición de un meteoro de magnitud mayor que 0.0^m es de uno cada 2.7 horas; mientras que para observar un bólido de magnitud -3.0^m se necesitan más de 300 horas de observación (Rendtel 1989). Del total de meteoros observados sólo un 0.6% son bólidos.

 

    Los bólidos son producidos por meteoroides de gran tamaño cuyo origen puede estar en un cometa o asteroide. Terentjeva, en 1989, realizó un estudio de las órbitas obtenidas a partir de fotografías, y obtuvo que el 60% puede asociarse a asteroides y el resto a cometas. Entre los bólidos que origina meteoritos, más del 80% se asocian a asteroides del Grupo Amor, el 2% a asteroides el Grupo Atenas y el 15% a los del Grupo Apolo. Es posible que el 15% de los asteroides del grupo Amor (como 944 Hidalgo, 1866 Sisyphus, 1975 EA, 1949 HC,...) tengan su origen en cometas de la familia de Júpiter, por lo que la mitad de los bólidos podrían proceder de cometas y la otra de asteroides. Una evidencia experimental que apoya esta idea es que las Gemínidas se relacionan con el asteroide 1983 TB (Grupo Amor) y sus características son similares (aunque no iguales) a las de otros meteoros de origen cometario.

 

      Además de las lluvias normales de meteoros, existen radiantes que sólo producen bólidos. A partir de 554 registros fotográficos, Terentjeva (1989) concluye que parecen existir 78 radiantes de este tipo. 375 de los 554 pertenecen a alguno de ellos. Por tanto entre las partículas de gran tamaño, la materia con origen común representaría el 68%.

 

2. ¿Cuándo observar?.

 

    Es habitual que los bólidos más brillantes se presenten de forma imprevista mientras realizamos otras observaciones, como variables, fotografía u observaciones de cielo profundo o, en el mejor de los casos, cuando observamos una lluvia de meteoros. Dedicarse en exclusiva a la observación de bólidos no tiene sentido, pero es muy importante anotar en un parte, siempre de forma individual, toda la información posible.

 

3. El parte de resumen.

 

    Consideramos como bólido cualquier meteoro de magnitud igual o más brillante que -2.0^m Se toma este criterio porque después de corregir las magnitudes visuales por extinción atmosférica y distancia al observador, las magnitudes zenitales se hallan próximas a -3.0^m, valor que se toma de referencia.  Por tanto, siempre que observemos un bólido de -2.0^m o más brillante hay que completar un parte distinto por persona, aunque sea el mismo bólido.  Si quisiésemos ser realmente rigurosos deberíamos tener en cuenta la extinción atmosférica, ya que la magnitud  del meteoro no es la misma si este pasó por el Zénit que cerca del horizonte.

 

    La corrección a Magnitud Zenital de la Magnitud Visual del bólido observado se ha de calcular con la siguiente fórmula:

M=m+5log₁₀(sen h_b)

 

    Donde M es la Magnitud Zenital, m la Magnitud Visual y h_b la altura sobre el horizonte a la que se observó el bólido, o en su defecto, la altura en la que su magnitud visual fue mayor. Este dato se ha de indicar entre paréntesis en el  apartado correspondiente del parte de bólidos.