Técnicas

Técnicas Observacionales

Un poco de historia

Desde la antigüedad, los cometas han capturado el interés del ser humano. Ocasionalmente, a lo largo de la historia, sus apariciones en el firmamento terrestre han resultado tan impresionantes que la superstición popular no tardó en identificarlos como causantes de catástrofes y mensajeros de malos augurios. A pesar de estar totalmente infundado, este terror a los cometas persistió durante la Edad Media y parte de la Era Moderna.

Las referencias más antiguas que se conocen sobre la observación de cometas datan del segundo milenio antes de Cristo (Alexandre Pingré, “Cométographie”, 1783), aunque para algunos investigadores el primer avistamiento fiable fue el registrado por astrónomos chinos en el año 1059 antes de Cristo; se cree que se trató de una de las numerosas apariciones del cometa Halley.

Para sabios griegos como Aristóteles y Ptolomeo, los cometas eran simplemente fenómenos atmosféricos de nuestro planeta. El romano Séneca fue el primero en indicar que los cometas eran cuerpos celestes que describían una órbita definida, aunque ignorada hasta entonces. Sin embargo, recién en 1577 el astrónomo danés Tycho Brahe pudo demostrarlo al realizar mediciones de paralaje de cometas.

En 1682, el astrónomo británico Edmund Halley demostró matemáticamente la periodicidad de los cometas, al indicar que el cometa observado ese año era el mismo que había aparecido anteriormente en 1456, 1531 y 1607. Su predicción de que el cometa volvería a aparecer en 1758 se cumplió, aunque Halley ya había fallecido. En su honor, el cometa es conocido hasta el día de hoy como 1P/Halley.

¿Cuál es el objetivo científico de la observación de cometas?

La importancia científica de los cometas está dada por la información que pueden proporcionarnos sobre el origen de nuestro sistema solar, ya que el material que los compone mantiene prácticamente inalterada su composición química desde el momento de su formación, hace unos 4.500 millones de años. Además, conocer los fenómenos físicos que tienen lugar en los cometas nos ayuda indirectamente a comprender la dinámica del sistema solar (fuerzas gravitacionales, fenómenos de resonancia, distribución de temperaturas, incidencia del viento solar, etc.).

Visibilidad de los cometas

Son muchos los cometas que visitan el sistema solar interior, pero pocos los que conseguimos observar con telescopios desde la Tierra, y sólo algunos los que podemos apreciar a simple vista. La visibilidad de un cometa no depende sólo de su tamaño y composición, sino también de su distancia a la Tierra y al Sol. La siguiente tabla recopila la magnitud aparente de los cometas más espectaculares de los últimos cien años:

Grandes apariciones de cometas en los últimos cien años
 Designación  Magnitud aparente  Pasaje por el perihelio
 C/2006 P1 (McNaught)  -5,5  2007
 C/1995 01 (Hale-Bopp)  -1,0  1997
 C/1996 B2 (Hyakutake)  0  1996
 1P/1982 U1 (Halley)  2  1986
 C/1975 V1 (West)  -3,5  1976
 C/1969 Y1 (Bennett)  1  1970
 C/1965 S1 (Ikeya-Seki)  -10  1965
 C/1956 R1 (Arend-Roland)  1  1957
 C/1948 V1 (Gran Cometa del Eclipse)  2  1948
 C/1927 X1 (Skjellerup-Maristany)  -6  1927
 C/1910 A1 (Gran Cometa de Día)  -4  1910
 1P/1909 R1 (Halley)  -0,2  1910

Las magnitudes aparentes indicadas en la tabla corresponden al momento de máximo brillo del cometa observado desde nuestro planeta. A modo de comparación, el cometa Hyakutake, unas veinte veces más pequeño que el Hale-Bopp, pasó a una distancia quince veces más cercana a nuestro planeta; por ello su magnitud aparente no difirió demasiado de la del Hale-Bopp.

Condiciones ideales de observación

Los cometas son cuerpos con un movimiento aparente muy rápido en el firmamento cuando pasan cerca de nuestro planeta. Por lo general, durante gran parte del período en el que pueden ser observados, se mantienen a poca distancia angular del Sol, tanto en el cielo matutino como en el vespertino, a relativamente poca altura sobre el horizonte. Por esto resulta recomendable buscar un lugar de observación con el horizonte despejado y el cielo oscuro, lejos de la ciudad. Tanto la cola como la coma de los cometas desaparecen rápidamente si las condiciones de observación no resultan las ideales debido a la interferencia de la contaminación lumínica.

La observación de cometas no requiere instrumentos sofisticados, pero contar con ellos resultará muy útil. Si el brillo de un cometa es débil, para su observación será necesario disponer de un telescopio de apertura media (entre 15 y 25 centímetros) y de corta relación focal (f/4 o f/5). Como norma general, la utilización de binoculares es muy recomendable por el amplio campo visual que abarcan. Durante la observación se sugiere emplear una luz roja tenue, que no interfiera con la visión nocturna y permita realizar las anotaciones necesarias. Todas las horas se expresarán en TU (Hora Universal) y siempre se indicará la magnitud de la estrella más débil visible a ojo desnudo (también denominada Magnitud Límite Estelar, o MALE) en la región del firmamento donde se ubica el cometa.

Metodología de observación

El principal objetivo de la observación de cometas es el registro fiel de sus características, que puede realizarse a través de un dibujo en papel . Primero deben incluirse las estrellas que se distinguen en el campo visual del instrumento de observación. A continuación deben indicarse las direcciones Norte y Este, así como también el diámetro del campo visual del instrumento expresado en minutos de arco. Luego se localiza al cometa en relación a las estrellas cercanas, comenzando por dibujar la coma lo más exactamente posible. Si resulta visible una condensación central, se la toma como punto de referencia para indicar la posición del cometa. Finalmente se dibuja la cola en la posición correcta, y se procede a dibujar los detalles más finos que se observan en el cometa. Una vez terminado el dibujo, se deja constancia de los siguientes datos.

  • Grado de condensación de la coma: Da una idea de la densidad de la envoltura que rodea al núcleo cometario. La escala utilizada es la misma que fuera recomendada en su momento para la campaña International Halley Watch (IHW) y sus valores van de 0 a 9.
  • Magnitud visual del cometa: Existen varios métodos para estimarla, que veremos en detalle más adelante. Es el dato observacional más importante que puede obtenerse de un cometa. Para su determinación no debe utilizarse ningún tipo de filtro, y siempre debe especificarse la magnitud estelar límite (MALE).
  • Caracterización de la cola: Si se observa una cola, los datos a registrar son su longitud y dirección en el firmamento, indicada por un parámetro denominado AP o ángulo de posición. Si la cola forma un abanico muy amplio, en vez de un único AP deberá indicarse el rango angular cubierto por la misma.

Determinación de la magnitud de un cometa

El análisis del comportamiento de un cometa a lo largo del tiempo requiere contar con observaciones que puedan ser comparables entre sí. Históricamente las estimaciones de magnitud comenzaron siendo visuales, pero en las últimas décadas se incorporó la fotografía y desde hace algunos años los registros con cámaras CCD.

Se propone a los aficionados a la astronomía que realicen estimaciones globales de la magnitud de los cometas observables y de sus posibles variaciones. La obtención de numerosas estimaciones, provenientes de muchos observadores distintos, permite minimizar el porcentaje de error individual de cada uno de ellos. Además, probablemente sea la forma más adecuada de obtener información sobre la actividad global de los cometas, sobre todo de los más grandes, ya que los instrumentos basados en la tecnología CCD tienen un campo visual pequeño.

El método resulta similar al utilizado para la observación visual de estrellas variables, y básicamente consiste en que el observador memorice la imagen del cometa y, a continuación, mueva el telescopio o instrumento para compararla con estrellas alternativamente más brillantes y más débiles, de magnitud conocida. No es conveniente utilizar filtros de ninguna clase, y se requiere contar con un software astronómico que nos provea las magnitudes exactas de las estrellas de comparación.

Cuando el cometa sea suficientemente brillante, la estimación podrá efectuarse por medio de binoculares. Se debe utilizar, dentro de lo posible, el instrumento más pequeño del que se disponga y que sea capaz de mostrarnos el cometa. Esto permitirá integrar más luz proveniente de la coma, y dar así una estimación más ajustada de su magnitud. Con telescopios de tipo medio obtendremos una magnitud más débil en el caso de los cometas que tengan un brillo moderado o elevado. Las observaciones efectuadas con instrumentos distintos deberán ser reportadas en informes diferentes.

Para la correcta estimación de la magnitud de un cometa hay que esperar unos cinco a diez minutos hasta que la visión del observador se haya adaptado a la oscuridad, si bien hay cometas que sólo pueden ser observados con algo de luminosidad al amanecer o al atardecer, dada su cercanía al Sol en el firmamento.

Es conveniente dejar registro de las condiciones de observación, preferentemente anotando la MALE obtenida en una región del firmamento lo más cerca posible del cometa. Debemos tener en cuenta que cuanta más contaminación lumínica sufra nuestro sitio de observación, menor será el diámetro de la coma que podremos detectar, lo cual afectará decididamente los resultados de nuestra estimación de su magnitud, y la longitud de su cola visible.

También es importante recordar que los cometas parecen brillar más débilmente cuando los observamos a baja altura sobre el horizonte, por la perturbación de la atmósfera terrestre. Cuando un cometa se encuentra a menos de 20º de altura sobre el horizonte, hay que señalarlo en el reporte de observación correspondiente.

Métodos para la estimación visual de la magnitud

El objetivo es obtener el brillo total integrado de la coma del cometa. Esto se logra mediante la comparación del brillo de ciertas estrellas desenfocadas, de magnitud conocida, con el brillo superficial medio del cometa.

Este proceso se denomina interpolación, y consiste estimar una medición entre dos valores conocidos. Supongamos que comparamos las estrellas A y B, de magnitud 7.5 y 8.2 respectivamente. Si el cometa es más brillante que B pero menos brillante que A, obviamemente su magnitud se encontrará entre estos dos valores. Para estimarla, debe dividirse mentalmente la diferencia de magnitud entre ambas estrellas (8,2 – 7,5 = 0,7) en una escala de 0 a 1. Esto permitirá determinar visualmente en qué lugar de la escala se encuentra el cometa: por ejemplo, si el cometa tiene un brillo exactamente a mitad de camino entre los brillos de las estrellas A y B, este valor será de 0,5. En cambio, si su brillo es algo superior será de 0,6 y si resulta algo inferior será de 0,4. En este último caso, por ejemplo, la estimación será igual a 0,4 * 0,7 + 7,5 = 7,78 y por lo tanto la magnitud a reportar (redondeando el valor a un solo decimal) será 7.8.

El siguiente es un resumen de los principales métodos empleados para la interpolación de la magnitud total de un cometa:

Método Sidgwick, también llamado “in-out”

El cometa en foco (“in”) es comparado con las estrellas de comparación fuera de foco (“out”); para ello, es muy importante que las estrellas desenfocadas tengan el mismo tamaño aparente que el cometa. Se trata del método de estimación más popular, y resulta adecuado para cometas difusos. En cambio, cometas muy condensados como el C/1995 O1 (Hale-Bopp), son más difíciles de estimar usando este método debido a que es muy complicado determinar el brillo superficial medio del cometa. Se aconseja usarlo para cometas con un grado de condensación entre 0 y 3, siguiendo estos pasos:

  1. Seleccionar dos estrellas de comparación como mínimo, una de magnitud más brillante y otra más débil que el cometa.
  2. Memorizar el brillo promedio de la coma del cometa en foco. Éste es el punto más delicado.
  3. Desenfocar las estrellas de comparación, hasta que su diámetro aparente sea igual al de la coma en foco.
  4. Comparar el brillo de las estrellas desenfocadas con el brillo superficial promedio de la coma que se ha memorizado. El brillo del cometa se estima por interpolación de la diferencia de magnitud entre las dos estrellas de comparación.
  5. Repetir esta medición como mínimo tres veces, y de ser posible, usando otros pares de estrellas de comparación.
  6. Calcular el promedio de todas las mediciones intentando aproximarse a una precisión de 0,1 magnitudes.


Método Bobrovnikoff, también llamado “out-out”

Se trata de un método muy sencillo, en el que tanto el cometa como las estrellas de comparación son puestas fuera de foco. Resulta adecuado para cometas con un grado de condensación mayor a 7, pero puede dar lugar a una significativa subestimación del brillo de cometas muy difusos o de gran tamaño. Los pasos a seguir son los siguientes:

  1. Seleccionar dos estrellas de comparación como mínimo, una de magnitud más brillante y otra más débil que el cometa.
  2. Desenfocar el ocular del telescopio hasta que el cometa tenga un tamaño aparente similar al de las estrellas de comparación fuera de foco.
  3. Observar a la estrella más brillante, luego al cometa y después a la estrella más débil, comparando así las magnitudes de ambas estrellas, y realizar una estimación de la magnitud del cometa por interpolación entre las dos estrellas de comparación. Repetir este paso con el mismo par de estrellas hasta que se esté seguro de la medida.
  4. Repetir esta medición como mínimo tres veces, y de ser posible usando otros pares de estrellas de comparación.
  5. Calcular el promedio de todas las mediciones intentando aproximarse a una precisión de 0,1 magnitudes.

Método Morris, también llamado “out modificado”

Este método fue desarrollado como una forma de “ocupar el espacio” entre el método Sidgwick, adecuado para cometas realmente difusos, y el método Bobrovnikoff, ideal para cometas con un elevado grado de condensación; por ello, resulta válido para cometas con un grado de concentración de entre 3 y 7. El cometa es puesto ligeramente fuera de foco, lo suficiente como para “aplanar” su perfil de brillo de manera que sea más sencillo determinar el brillo superficial medio del cometa. Este brillo superficial y el diámetro del cometa son memorizados. Luego, las estrellas de comparación son desenfocadas hasta alcanzar el diámetro del cometa ligeramente fuera de foco, que será algo mayor a su diámetro en foco. Este método es considerado más dificultoso que los otros dos por algunos observadores; los pasos a seguir son los siguientes:

  1. Seleccionar dos estrellas de comparación como mínimo, una de magnitud más brillante y otra más débil que el cometa.
  2. Desenfocar la coma hasta obtener una superficie uniformemente iluminada.
  3. Memorizar la imagen anterior.
  4. Igualar el diámetro del cometa con el de las estrellas desenfocadas. Para lograr esto las estrellas deben estar más desenfocadas que el cometa.
  5. Comparando el brillo superficial de las estrellas desenfocadas con el brillo del cometa memorizado, estimar la magnitud como en métodos anteriores, en segmentos de brillo entre las dos estrellas de comparación.
  6. Repetir esta medición como mínimo tres veces, y de ser posible usando otros pares de estrellas de comparación.
  7. Calcular el promedio de todas las mediciones intentando aproximarse a una precisión de 0,1 magnitudes.

Debe notarse que cuando la coma del cometa está muy condensada, este método se “transforma” en el Bobrovnikoff, y cuando el cometa es muy difuso, se “transforma” en el Sidgwick; puede decirse entonces que los otros dos métodos son “casos particulares” del método Morris.

También se suele denominar a este método como “equal-out”, dado que a pesar de que tanto las estrellas como el cometa son desenfocados, las imágenes obtenidas tienen el mismo diámetro, lo cual no es estrictamente cierto en el método “out-out”. El astrónomo Daniel Green advirtió que la denominación “equal-out” puede dar lugar a confusiones, dado que en el método “in-out” se intenta que tanto el cometa como las estrellas de comparación alcancen diámetros iguales, y en el método “out-out” el cometa y las estrellas de comparación se desenfocan en la misma proporción. Teniendo esto en cuenta, Morris cambió el nombre de este método a “out modificado”.

Método Beyer, también llamado “way-out”

En este método se mide el punto a partir del cual el brillo de las estrellas de comparación se extingue por debajo del fondo del firmamento mediante su desenfoque. Cuanto más brillante sea una estrella, más habrá que desenfocarla. Luego se repetirá la operación con el cometa, midiendo el desenfoque en relación al realizado con la estrella más brillante y con la más débil. Si puede medirse con una regla el recorrido del portaocular, prácticamente tendremos un fotómetro de precisión.

Es preferible utilizar oculares de poco aumento con este método, ya que hay que desenfocar más, el recorrido es más largo y por lo tanto el porcentaje de error es menor. Se puede confeccionar una recta de calibración después de medir diversas estrellas, las cuales pueden estar algo alejadas del cometa. Sin embargo, éste método presenta un problema que afecta su precisión: no es nada sencillo apreciar cuándo se llega a la extinción del brillo de la estrella o del cometa respecto al fondo del firmamento.

Algunos comentarios de Daniel Green

En un artículo sobre la historia de la metodología para estimar las magnitudes de los cometas, publicado en el International Comet Quarterly en octubre de 1996, el astrónomo Daniel Green realizó el siguiente comentario en relación a los distintos métodos: “Hay otros métodos, como el Beyer o ‘way-out’, pero los indicados anteriormente son los más recomendados actualmente para realizar estimaciones de magnitud. Todos ellos requieren práctica, particularmente cuando las estrellas de comparación no están en el mismo campo visual del cometa”.

Personalmente uso el método Sidgwick para cometas con un grado de condensación menor a 3 y el método Bobrovnikoff para aquellos con un grado de condensación de 8 ó 9. Para todos los demás casos utilizo el método Morris. Obviamente hay excepciones, como cuando hay una estrella dentro de la coma del cometa, en cuyo caso el Sidgwick es la opción obvia. Otros observadores tienen preferencias diferentes; no se intenta con esto establecer un estándar al respecto”.

Otros factores que afectan a la medición

En general, los instrumentos pequeños recogen más luz de las regiones más externas de la coma, lo cual puede hacerla más brillante que en instrumentos de mayor diámetro, que resultan más precisos para medir la condensación de la coma. De ser posible, debe seleccionarse el instrumento más pequeño que sea capaz de ofrecer una buena imagen del cometa; por supuesto, en el caso de cometas poco brillantes habrá que utilizar telescopios medianos o grandes.

Como estrellas de comparación pueden utilizarse las incluidas en las cartas de estrellas variables de la AAVSO, o bien las del catálogo Tycho, que suele estar incorporado en la mayoría de los paquetes de software astronómico en la actualidad. Otros catálogos adecuados son el SAO (de magnitud límite 8,5) y el Hipparcos. Las estrellas que se seleccionen para la comparación no deben ser rojas, dado que el ojo humano tiende a subestimar su magnitud.

Estudio de la coma de un cometa

Como se mencionó anteriormente en la sección dedicada a la descripción de la morfología cometaria, se denomina coma a la envoltura de forma aproximadamente esférica u ovalada que rodea al núcleo, compuesta por el gas y el polvo eyectados desde la superficie de éste último, los que forman chorros o jets que en ocasiones resultan visibles mediante instrumental de aficionados. Por lo general, la coma alcanza un diámetro de 10.000 a 100.000 kilómetros, el cual disminuye conforme a medida que el cometa se acerca al Sol; en algunas ocasiones, el diámetro de la coma es mayor al del mismo Sol.

El material de los jets es eyectado desde el núcleo del cometa a una velocidad superior a la de escape del cometa (generalmente alrededor de 1 km/s) y se dispone en forma de capas concéntricas alrededor de la condensación central, o falso núcleo. El estudio de la variación en la forma de estas capas permite deducir el período de rotación del núcleo, e incluso la inclinación de su eje de rotación. En tanto, el verdadero núcleo del cometa es demasiado pequeño para ser observado mediante nuestros telescopios, ya que su tamaño no supera las decenas de kilómetros de diámetro.

En ocasiones los núcleos sufren estallidos, también denominados outbursts, debido al desprendimiento en un momento determinado de una cantidad mayor de material, ya sea por el efecto de la radiación solar o bien por la fractura del núcleo cometario. Durante un outburst el brillo de la coma aumenta bruscamente, en media magnitud o incluso más.

Se cree que la composición de los gases que conforman la coma se corresponde con la composición del núcleo del cometa, conteniendo agua, metano, amoníaco, anhídrido carbónico y otros elementos, además de partículas sólidas de carbono, silicatos, etc. La proporción de estos componentes resulta ampliamente variable de un núcleo a otro, por lo cual un cometa que tenga en su composición un porcentaje más alto de agua se comportará de modo diferente al de un segundo cometa que contenga mayor proporción de otros gases. A través del comportamiento de la curva de brillo de la coma es posible deducir su composición, que después podrá ser confirmada espectroscópicamente.

Determinación del diámetro de una coma

Al ser observada mediante nuestros instrumentos, la coma tiene una forma aproximadamente circular cuando el cometa está lejos de nuestro planeta, que se va convirtiendo en una forma elíptica a medida que el cometa se acerca. En el primer caso debe medirse un único diámetro, pero en el segundo caso deberá medirse tanto el diámetro de su eje mayor como el de su eje menor.

Esta medición se hace mediante estimación, comparando a través del telescopio el tamaño de la coma con la separación entre dos estrellas que deberán luego ser identificadas en una carta celeste. El valor angular de esta separación podrá obtenerse mediante la escala estándar del atlas estelar utilizado, o bien conociendo las coordenadas de ambas estrellas. En este caso la separación angular S de las dos estrellas puede determinarse usando sus ascensiones rectas (a1 y a2) y declinaciones (d1 y d2) en la fórmula:

S = cos-1 * [sen d1 * sen d2 + cosd1 * cos d2 * cos (a1 – a2) ]

Las estimaciones deben repetirse varias veces con distintas estrellas y los resultados deben promediarse.

Los poseedores de oculares con retículo, o micrómetros como los utilizados en la observación de estrellas dobles, podrán obtener mediciones con mayor precisión. Para ello se debe medir el tiempo de tránsito de los bordes de la coma por un hilo perpendicular al diámetro de la coma, en segundos. El diámetro de la coma D, expresado en minutos de arco, puede ser calculado mediante la siguiente fórmula:

D = 0,25 * t * cos d

donde t es el tiempo en segundos y d es la declinación del objeto.

Grado de condensación de la coma de un cometa

En el reporte de observación del cometa debe incluirse una descripción del perfil de intensidad de la coma, indicado mediante una escala de valores de 0 a 9 (no es necesario indicar decimales). Los diferentes grados de condensación pueden apreciarse en el siguiente gráfico:

Escala de grados de condensación de la coma de un cometa
 0  Coma difusa con luminosidad uniforme, sin condensación hacia el centro.
 3  Coma difusa con luminosidad creciendo gradualmente hacia el centro.
 6  Coma con un pico de intensidad definido en el centro.
 9  Coma puntualmente definida de apariencia estelar.

Estudio de la cola de un cometa

La cola de gas de un cometa, también denominada cola de iones o cola de tipo I, está formada por moléculas de gas eyectadas desde el núcleo que han sido ionizadas por la luz ultravioleta y por el viento solar, y suele ser más compleja que la cola de polvo.

El viento solar, compuesto de partículas cargadas eléctricamente que son emitidas por el Sol a velocidades de cientos de kilómetros por segundo, hace que que la cola de iones de los cometas apunte siempre en dirección contraria al Sol en el espacio. La excitación que sufren los iones de la cola cometaria hace que éstos emitan luz azul, motivo por el cual las colas iónicas suelen tener un color azulado muy evidente en las fotografías.

Ocasionalmente las colas iónicas sufren fenómenos de desconexión debido a cambios de polaridad en el campo magnético solar.

La cola de polvo de un cometa, también llamada cola de tipo II, está formada por partículas sólidas que se desprenden del núcleo y se distribuyen en una línea curva que cerca del núcleo está próxima a la cola iónica, para separarse posteriormente a medida que se alejan de la coma.

Las partículas se ordenan según el tiempo transcurrido desde que fueron eyectadas del núcleo, siendo las más próximas a la cola iónica las más recientemente expulsadas, y también según su tamaño, estando las más grandes a menor distancia del núcleo. La presión de la radiación solar empuja a estas partículas en la dirección contraria al Sol en el espacio.

Un fenómeno muy interesante es la posibilidad de observar anticolas. Una anticola consiste en una pequeña cola que se observa en dirección contraria a la de la verdadera cola del cometa. Estas anticolas se pueden observar cuando se cumplen las siguientes condiciones:

  • Que la Tierra esté muy cerca del plano orbital del cometa.
  • Que el ángulo Sol-cometa-Tierra sea mayor de 90º.
  • Que se desprendan partículas grandes del cometa.
  • Que todo esto ocurra después del perihelio.


Determinación de las dimensiones de la cola

Las observaciones visuales de las dimensiones y ángulo de la cola no ofrecen gran interés, dado que pueden obtenerse fotográficamente con mucha mayor precisión. Para medir su tamaño aparente se sugiere compararla con un par de estrellas, al igual que en las observaciones del diámetro de la coma. Cuando la cola es angularmente muy extensa se sugiere el transporte mediante dibujo a una carta celeste, método que también puede utilizarse para colas menores.

Es conveniente tener en cuenta que la contaminación lumínica o la curvatura de la cola pueden afectar la longitud medida, por lo cual resulta conveniente anotar estas circunstancias en caso de que se produzcan.

Ángulo de posición (AP)

Puede determinarse el ángulo de posición de la cola con una precisión de +/- 5º dibujándola sobre una carta celeste y midiendo el AP con un transportador de ángulos. La medición debe efectuarse teniendo en cuenta que el Norte corresponde a un AP de 0º y que se incrementa hacia el Oeste, correspondiente a 270º. El ángulo de posición se puede medir también mediante un círculo graduado adaptado al ocular.

Cuando la cola es larga y curvada deben darse varias determinaciones del ángulo indicando sus distancias al núcleo. En raras ocasiones, el ángulo de posición puede sufrir variaciones respecto a su posición habitual contraria al Sol.

Estructura de la cola

Teniendo en cuenta que el cometa puede presentar variaciones de densidad en sus colas de polvo y gas partiendo de la coma, es importante señalar todas las diferencias de intensidad luminosa que se observen así como el seguimiento de su separación de la cabeza.

Es conveniente realizar dibujos de lo que vemos, tanto de la coma y sus estructuras como de la cola. Es importante aclarar que el ojo humano es más sensible a los detalles de la zona central de la coma y los fenómenos que se pueden observar en ella, como halos, abanicos, filamentos, chorros, e incluso núcleos secundarios, que la fotografía. En la cola pueden apreciarse una zona central más brillante, o columna vertebral, y unas zonas laterales más oscuras, o sombras de la condensación central.

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