Las lluvias de meteoros

CAPÍTULO 1Qué es una lluvia de meteoros

Una noche despejada y lejos de las luces, cualquier persona que mire el cielo durante una hora verá cruzar varias «estrellas fugaces». No son estrellas. Son partículas de polvo y roca, casi siempre más pequeñas que un grano de arena, que entran en la atmósfera a decenas de kilómetros por segundo y se vaporizan a unos cien kilómetros de altura. Casi todas esas partículas llegan sueltas, sin orden aparente, y forman lo que se llama el fondo esporádico. Pero varias veces al año la Tierra atraviesa nubes de partículas que viajan juntas, en órbitas casi idénticas, y entonces el número de meteoros aumenta y todos parecen salir de un mismo punto del cielo. Eso es una lluvia de meteoros, o, en lenguaje popular, una lluvia de estrellas.

Este documento repasa qué son, de dónde vienen, cómo se miden y cuándo y cómo se observan desde la península ibérica, con atención especial a la más conocida en España, las Perseidas o «lágrimas de San Lorenzo». Los datos de cada lluvia proceden del calendario de la Organización Internacional de Meteoros (IMO), que es la referencia mundial para la observación visual, y los cálculos de visibilidad se han hecho para Sevilla (37,39° N, 5,98° O).

1.1 Las palabras justas: meteoroide, meteoro, bólido y meteorito

En 2017 la Comisión F1 de la Unión Astronómica Internacional (IAU) actualizó las definiciones que estaban en vigor desde 1961. Conviene usarlas con precisión, porque en la prensa se mezclan a menudo:

• Meteoroide: objeto sólido natural de un tamaño aproximado entre 30 micrómetros y 1 metro que se mueve por el espacio interplanetario. Por debajo de 30 µm se habla de polvo interplanetario; por encima de 1 m, de asteroide (o de cometa, si tiene actividad).

• Meteoro: la luz y los fenómenos físicos asociados (calor, onda de choque, ionización) que produce un meteoroide al entrar en una atmósfera. El meteoro es el fenómeno, no el objeto.

• Bólido: meteoro más brillante que la magnitud visual absoluta −4, es decir, más brillante que Venus visto a 100 km de distancia. La IAU usa «bola de fuego» (fireball) y «bólido» como sinónimos.

• Meteorito: cualquier objeto sólido natural que sobrevive al paso por la atmósfera sin vaporizarse por completo y llega al suelo. Un micrometeorito es un meteorito menor de 1 mm.

• Lluvia de meteoros: grupo de meteoros producidos por meteoroides de una misma corriente de meteoroides. La IAU desaconseja el término «micrometeoroide».

1.2 De dónde salen: cometas, asteroides y corrientes

Un cometa es un cuerpo de hielo, polvo y roca. Cuando se acerca al Sol, el hielo sublima y el gas arrastra polvo y pequeños fragmentos que quedan en órbitas muy parecidas a la del cometa. Cada paso por el perihelio deja un nuevo reguero de partículas, que los especialistas llaman estela de polvo (dust trail). Con el tiempo, las perturbaciones de los planetas, la presión de la radiación solar y las pequeñas diferencias de velocidad con que salieron dispersan esas estelas a lo largo de toda la órbita y la ensanchan. El resultado es una corriente de meteoroides: un tubo de partículas que rodea el Sol siguiendo, con más o menos fidelidad, la órbita del cuerpo progenitor.

Si la órbita de esa corriente corta, o casi corta, la órbita de la Tierra, cada año, al pasar el planeta por ese punto, se produce la lluvia. Por eso las lluvias se repiten en las mismas fechas: lo que se repite es la posición de la Tierra en su órbita, no un fenómeno atmosférico. Las corrientes jóvenes son estrechas y densas y dan picos agudos; las viejas son anchas y difusas y dan actividad baja y prolongada. Muchas lluvias combinan las dos cosas: un fondo amplio de meteoroides antiguos y, encima, filamentos más recientes.

No todos los progenitores son cometas activos. Las Gemínidas proceden de (3200) Faetón, un objeto con aspecto de asteroide que se ha descrito como «cometa de roca», y las Cuadrántidas de (196256) 2003 EH1, que probablemente es un cometa extinguido. La figura siguiente muestra las órbitas de los progenitores de las grandes lluvias frente a la órbita terrestre.

1.3 El radiante: un efecto de perspectiva

Los meteoroides de una misma corriente llegan a la Tierra en trayectorias prácticamente paralelas. Vistas desde el suelo, esas trayectorias paralelas parecen converger en un punto del cielo, igual que las vías del tren parecen juntarse en el horizonte. Ese punto de fuga es el radiante, y la lluvia toma su nombre de la constelación (o de la estrella) en la que se encuentra: Perseidas por Perseo, Leónidas por Leo, Gemínidas por Géminis.

Dos consecuencias prácticas. La primera: los meteoros no aparecen en el radiante, sino en cualquier parte del cielo; lo que tienen en común es que, prolongados hacia atrás, todos pasan por él. La segunda: cerca del radiante los trazos son cortos, porque el meteoro viene casi hacia el observador; a 40°–60° del radiante son largos y vistosos. Por eso no conviene mirar fijamente al radiante, sino a una zona del cielo situada a unos 40° de él y a buena altura.

El radiante no está quieto. Como la Tierra avanza en su órbita alrededor de un grado al día, la dirección desde la que llegan los meteoroides cambia, y el radiante se desplaza de una noche a otra entre las estrellas. En las Perseidas el desplazamiento es notable: a mediados de julio el radiante está en Casiopea y a finales de agosto ha pasado a la Jirafa (véase el apartado 5.5).

1.4 Lluvias y fondo esporádico

La mayor parte de los meteoros que se ven en un año no pertenece a ninguna lluvia. En la base de datos del radar AMOR, por ejemplo, alrededor del 99 % de los meteoros registrados son esporádicos. Esos meteoroides proceden de corrientes tan antiguas que ya se han dispersado por completo, y sus radiantes no están repartidos al azar: se agrupan en seis fuentes esporádicas (helión y antihelión, en la eclíptica a unos 70° del ápex; ápex norte y sur, hacia donde avanza la Tierra; y las fuentes toroidales norte y sur, a unos 60° del ápex).

Para el observador visual, la más importante es la fuente antihelión (ANT en la nomenclatura de la IMO): una región oval de unos 30° por 15°, centrada a unos 12° al este del punto opuesto al Sol, que produce todo el año una actividad débil (THZ de 2 a 5). No es una lluvia propiamente dicha, sino la suma de muchas corrientes menores cercanas a la eclíptica. Entre finales de septiembre y diciembre su papel lo asumen las Táuridas. El fondo esporádico, en conjunto, aporta unos pocos meteoros por hora antes de medianoche y del orden de diez en las horas previas al amanecer con cielo muy oscuro.

1.5 Por qué se ven más meteoros de madrugada

La Tierra recorre su órbita a unos 30 km/s. El punto hacia el que avanza, el ápex, queda en el meridiano del observador alrededor de las 6 de la mañana de tiempo solar. En las horas anteriores al amanecer, el observador está en la cara del planeta que va «por delante», como el parabrisas de un coche bajo la lluvia: recibe los meteoroides que la Tierra encuentra de frente y además los que alcanza por detrás. Al atardecer, en cambio, solo le llegan los que van más rápido que la Tierra y la «persiguen». Por eso la tasa esporádica de madrugada duplica, o más, la de primera hora de la noche, y las lluvias cuyo radiante está cerca del ápex (Oriónidas, η-Acuáridas, Leónidas) solo se observan bien en la segunda mitad de la noche.

CAPÍTULO 2La física del meteoro

2.1 Velocidad de entrada

Un meteoroide no puede llegar a la atmósfera a cualquier velocidad. El mínimo lo fija la propia Tierra: aunque una partícula viajara a su misma velocidad y en la misma dirección, la gravedad terrestre la aceleraría hasta la velocidad de escape, 11,2 km/s. El máximo depende de la mecánica orbital. A la distancia de la Tierra al Sol, un objeto ligado al Sistema Solar no puede superar 42,1 km/s (la velocidad de escape solar a 1 ua); si choca de frente con la Tierra, que se mueve a 29,8 km/s, la velocidad relativa ronda los 72 km/s, y la gravedad terrestre la eleva un poco más:

Aquí v∞ es la velocidad antes de que el aire la frene (la que figura en los catálogos), vg la velocidad geocéntrica sin la aceleración de la Tierra y vesc la velocidad de escape terrestre. Un meteoro por encima de unos 73 km/s indicaría un objeto en órbita no ligada al Sol, de origen interestelar; la mayor parte de los casos registrados con esa velocidad resultan ser errores de medida.

Cada lluvia tiene su velocidad característica, que depende de cómo es la órbita del progenitor respecto a la terrestre. Las corrientes en órbita retrógrada (que giran alrededor del Sol en sentido contrario a la Tierra) nos golpean casi de frente y son las más rápidas: Leónidas a 71 km/s, Oriónidas y η-Acuáridas a 66 km/s, Perseidas a 59 km/s. Las de órbita poco inclinada y directa nos alcanzan casi por detrás y son lentas: Dracónidas a 20 km/s, Táuridas a 27–29 km/s. Un meteoro rápido cruza el cielo en una fracción de segundo; uno lento puede durar uno o dos segundos.

2.2 Energía, masa y brillo

Un meteoro visible puede estar producido por una partícula de una fracción de milímetro, porque la energía cinética crece con el cuadrado de la velocidad. Una Perseida de un gramo lleva esta energía:

Son 1,7 megajulios, la energía de unos 400 gramos de TNT, liberados en uno o dos segundos a unos 100 km de altura. Solo una pequeña fracción se convierte en luz (la eficiencia luminosa, del orden de algunas décimas de uno por ciento y creciente con la velocidad), pero basta para un meteoro muy brillante. La relación entre masa, velocidad y magnitud absoluta M (el brillo que tendría el meteoro visto a 100 km de distancia) que usa la Oficina de Entorno de Meteoroides de la NASA, derivada de Jacchia y colaboradores (1967), es:

Con ella, la Perseida de un gramo del ejemplo daría un meteoro de magnitud −3,9, en el umbral de los bólidos. La figura y la tabla muestran qué masa hace falta para cada brillo según la velocidad. Una Leónida de magnitud 0, tan brillante como Vega, pesa unos 9 miligramos; una Dracónida del mismo brillo, unos 1,2 gramos, más de cien veces más. Por eso una lluvia lenta necesita partículas mucho mayores para dar el mismo espectáculo.

Tabla 1. Masa aproximada del meteoroide según el brillo del meteoro y la velocidad de la lluvia.

Elaboración propia con la relación anterior. Valores orientativos: la eficiencia luminosa real varía con la composición y la estructura de cada partícula.

2.3 Altura y ablación

Al entrar en la atmósfera, el meteoroide choca con las moléculas de aire, que se calientan y lo calientan. Cuando su superficie alcanza unos 2000 K empieza la ablación: el material se funde, se vaporiza y se desprende. Los átomos arrancados chocan con el aire, se excitan y se ionizan, y al volver a su estado normal emiten luz. Lo que se ve no es la piedra ardiendo, sino una columna de gas luminoso que rodea y sigue a la partícula.

La mayoría de los meteoros se producen entre 70 y 120 km de altura, en la mesosfera y la parte baja de la termosfera. Los rápidos se encienden más arriba que los lentos, porque alcanzan antes la temperatura de ablación. En una serie de Perseidas trianguladas desde dos estaciones en 2016, las más altas se encendieron a unos 136 km y las más bajas se apagaron hacia los 78 km. Los meteoroides porosos de origen cometario se fragmentan con facilidad y se consumen pronto; los compactos, como los de las Gemínidas, penetran más. Lo que no se vaporiza queda frenado en pocos segundos y desciende muy despacio como polvo fino.

Algunos meteoros brillantes dejan un tren persistente, una estela luminosa que permanece segundos o minutos y que los vientos de la alta atmósfera deforman. Su luz no procede ya del meteoroide, sino del aire excitado y de reacciones químicas en la estela: los trenes breves brillan sobre todo en la línea verde del oxígeno, y en los duraderos destaca la del sodio.

2.4 Los colores del meteoro

La luz de un meteoro no es un continuo como la de una bombilla, sino un espectro de emisión: un conjunto de líneas, cada una con una longitud de onda fija que identifica al átomo que la emite. Ese espectro tiene dos componentes. La principal, de baja temperatura (3500–5000 K), contiene las líneas de átomos neutros: hierro, magnesio, sodio, calcio, cromo, manganeso. La segunda, de alta temperatura (cerca de 10 000 K), contiene líneas de iones, sobre todo de calcio, magnesio y silicio, y solo se aprecia en los meteoros rápidos y brillantes. A ellas se suman las emisiones del propio aire: oxígeno y nitrógeno atómicos y bandas del nitrógeno molecular.

La figura siguiente muestra un espectro real. Corresponde a una Dracónida brillante registrada desde el norte de Italia el 8 de octubre de 2011, durante el estallido de esa lluvia, y analizada por Jiří Borovička y colaboradores. Las líneas más intensas son el doblete amarillo del sodio (589 nm), el grupo violeta del hierro y el magnesio en torno a 382 nm, el triplete verde del magnesio (518 nm) y varias líneas azules del hierro. En el rojo y el infrarrojo aparecen el potasio y las emisiones del aire (oxígeno a 777 nm, nitrógeno a 746 y 821 nm, bandas de N₂). Las Dracónidas, muy lentas, muestran menos líneas atmosféricas que las Leónidas.

El color que se percibe depende sobre todo de dos cosas. La primera es la velocidad. La línea del sodio se excita con muy poca energía (2,1 electronvoltios) y la del magnesio necesita bastante más (5,1 eV), de modo que en los meteoros por debajo de 35–40 km/s el sodio gana peso frente al magnesio y la luz tiende al amarillo y al anaranjado. Por eso las lluvias lentas, como las Táuridas o las α-Capricórnidas, dan con frecuencia meteoros amarillentos o anaranjados. En los rápidos, como las Perseidas, las Oriónidas o las Leónidas, se suman las líneas de alta temperatura y las del aire, y los meteoros brillantes se describen a menudo como blancos, blanco-azulados o verdosos, con trenes verdes. La segunda es la composición, que se trata en el apartado siguiente.

Hay además un límite fisiológico. Con poca luz el ojo trabaja con los bastones, que no distinguen colores. Los meteoros débiles se ven blancos o grisáceos aunque su luz tenga color, y solo en los brillantes, cuando entran en juego los conos, se aprecian los tonos. Las cámaras, con otra sensibilidad espectral, registran colores que no siempre coinciden con lo que vio el observador: muchos sensores, por ejemplo, captan con fuerza el rojo y el infrarrojo cercano del oxígeno y el nitrógeno.

2.5 La composición química vista en el espectro

La intensidad relativa de tres líneas, la del magnesio (518 nm), la del sodio (589 nm) y un grupo de líneas del hierro (527–545 nm), permite clasificar los meteoroides sin recogerlos. Borovička y colaboradores (2005) propusieron representarlas en un diagrama triangular y definieron varias clases. Los meteoroides normales, cuya composición es parecida a la de los meteoritos condríticos, ocupan la zona central, desplazada hacia el sodio en los meteoros lentos. Los pobres en sodio y sin sodio han perdido este elemento, que es volátil, por calentamiento al acercarse mucho al Sol, por exposición prolongada a los rayos cósmicos o porque su composición es distinta. Los ricos en hierro y los metálicos tienen un espectro dominado por el hierro.

En un estudio de 202 meteoros brillantes registrados por la red eslovaca AMOS entre 2013 y 2017, Pavol Matlovič y colaboradores (2019) clasificaron 145 como normales, alrededor del 72 %. Los pobres en sodio y sin sodio sumaban el 11,5 %, y los metálicos eran muy escasos, lo que indica que la mayoría de los meteoroides de tamaño centimétrico, incluidos los de origen asteroidal, tienen composición condrítica. Dentro de una misma lluvia hay variaciones naturales, de hasta un 30 % en las proporciones de sodio, magnesio y hierro. Las Perseidas aparecen como normales, con un contenido de hierro que varía entre el 10 y el 40 %. Las α-Capricórnidas muestran dos tipos de espectro: unas, con más hierro y destellos bruscos al fragmentarse; otras, con más sodio y curvas de luz suaves. Los meteoroides que pasan muy cerca del Sol pierden sodio por calentamiento, un efecto esperable en las Gemínidas, cuyo progenitor llega a 0,14 ua del Sol.

2.6 Tamaños y densidades

Los meteoroides responsables de los meteoros visibles tienen, en su mayoría, entre una décima de milímetro y algunos centímetros. Su densidad delata su origen. Los estudios de órbitas y de frenado atmosférico dan densidades medias de unos 4200 kg/m³ para meteoroides en órbitas de tipo asteroidal, de unos 3100 kg/m³ para los procedentes de cometas de la familia de Júpiter y de solo 260 a 1900 kg/m³ para los de cometas de tipo Halley, que son agregados porosos de granos. Las Gemínidas, hijas de un cuerpo rocoso, tienen densidades de 2 a 3 g/cm³, frente a unos 0,3 g/cm³ del polvo cometario típico.

2.7 Cuánta materia cae cada día

La Tierra recoge material interplanetario continuamente, la mayor parte en forma de polvo microscópico que nunca produce un meteoro visible. Las estimaciones varían mucho según el método y el rango de tamaños: una revisión de Plane (2012) recoge valores entre 1800 y 100 000 toneladas al año. El estudio de Schulz y Glassmeier (2020), que combina las distintas poblaciones, propone unas 12 000 toneladas anuales (con un margen de un factor dos), es decir, del orden de 30 toneladas al día. Las lluvias de meteoros aportan una fracción pequeña de ese total.

2.8 Lluvias de meteoros, meteoritos y satélites

Las grandes lluvias no producen meteoritos. Sus meteoroides son pequeños (milímetros o pocos centímetros) y, en su mayoría, frágiles o muy rápidos, y se vaporizan por completo. Todas las caídas de meteoritos registradas con instrumentos, cuyas órbitas se han podido reconstruir, proceden de meteoroides esporádicos, en su mayoría fragmentos de asteroides que llegan a velocidades relativamente bajas. Cuando la prensa relaciona un meteorito con las Perseidas o las Gemínidas, casi siempre se trata de una coincidencia de fechas.

Donde las lluvias sí tienen consecuencias prácticas es en el espacio. Un grano de un miligramo a 60 km/s puede dañar los paneles o la electrónica de un satélite, y la carga eléctrica del plasma del impacto puede provocar descargas. En agosto de 1993, en pleno estallido de las Perseidas, la Agencia Espacial Europea perdió el control del satélite de comunicaciones Olympus, y el impacto de un meteoroide de la lluvia es una de las explicaciones propuestas. Desde entonces la NASA publica cada año una previsión de flujo de meteoroides para los operadores de satélites, y durante las Leónidas de 1998 a 2002 varias agencias tomaron precauciones, como orientar telescopios espaciales para reducir la superficie expuesta.

CAPÍTULO 3Cómo se mide una lluvia de meteoros

3.1 La tasa horaria cenital (THZ)

El número de meteoros que cuenta un observador depende de muchas cosas además de la lluvia: de lo oscuro que esté el cielo, de la altura del radiante, de las nubes, de su vista. Para comparar observaciones hechas en sitios y noches distintos se usa la tasa horaria cenital (THZ, en inglés ZHR): el número de meteoros que vería en una hora un observador ideal, con el radiante en el cenit, un cielo perfectamente despejado y estrellas visibles hasta la magnitud 6,5. Se calcula así:

N es el número de meteoros de la lluvia contados durante el tiempo efectivo de observación Tef (en horas, descontando pausas); F corrige la parte del campo de visión tapada por nubes u obstáculos (si falta una fracción k del cielo, F = 1/(1 − k)); r es el índice de población de la lluvia; ml es la magnitud límite, la de la estrella más débil visible a simple vista, y hR la altura del radiante sobre el horizonte.

Un ejemplo: un observador cuenta 30 Perseidas en una hora, con el 10 % del cielo cubierto, una magnitud límite de 5,5 y el radiante a 30° de altura. Con r = 2,2, la THZ resulta 30 × 1,11 × 2,2 / 0,5 ≈ 147. La fórmula funciona en los dos sentidos y permite estimar el número de meteoros que podría observarse a partir de la THZ publicada:

De esta segunda expresión se deduce que la THZ es un techo que no se alcanza en la práctica: con el radiante a 30° la tasa se reduce a la mitad, y cada magnitud que pierde el cielo la divide otra vez por r. El apartado 5.8 aplica el cálculo a las Perseidas vistas desde Sevilla.

3.2 El índice de población

El índice de población r describe cómo se reparten los brillos de los meteoros de una lluvia. Es la razón entre el número de meteoros de una magnitud y los de la magnitud inmediatamente más brillante:

Un valor de r = 2,0–2,5 indica una lluvia rica en meteoros brillantes (Perseidas 2,2; Cuadrántidas 2,1; Líridas 2,1); un valor de 3 o más, una lluvia dominada por meteoros débiles (κ-Cígnidas, Comae Berenícidas). Incluso en una lluvia «brillante» como las Perseidas, más de la mitad de los meteoros que vería un observador con cielo perfecto son de magnitud 6, en el límite de la visión, y solo uno de cada diez es de magnitud 3 o más brillante. Por eso un cielo urbano, con magnitud límite 3,5, deja ver menos del 10 % de los meteoros, y el porcentaje es aún menor en las lluvias de r alto.

El índice de población está ligado al índice de masa s, que describe cómo se reparten las masas de los meteoroides de la corriente:

Para las Perseidas (r = 2,2) resulta s ≈ 1,8. Un valor de s menor que 2 significa que la mayor parte de la masa de la corriente está en las partículas grandes, aunque las pequeñas sean muchísimo más numerosas.

3.3 Longitud solar: la fecha que no cambia

El calendario civil no encaja exactamente con el año trópico, y los años bisiestos desplazan las fechas. Por eso los máximos de las lluvias se dan en longitud solar (λ☉), el ángulo que ha recorrido la Tierra en su órbita desde el equinoccio de marzo, referido al equinoccio de la época J2000.0. El máximo nodal de las Perseidas, por ejemplo, está en λ☉ = 140,0°–140,1°. Esa longitud solar se alcanza el 13 de agosto de 2026 entre las 4 y las 6:30 de la madrugada (hora oficial peninsular), el 13 de agosto de 2027 entre las 10 y las 12:40 y el 12 de agosto de 2028 por la tarde. El máximo se adelanta o se retrasa unas seis horas de un año a otro y vuelve al punto de partida tras el bisiesto.

3.4 El perfil de actividad

La actividad de una lluvia sube y baja alrededor del máximo de forma aproximadamente exponencial. El modelo habitual, propuesto por Jenniskens (1994) y usado por la Oficina de Entorno de Meteoroides de la NASA para sus previsiones, es:

El parámetro B indica lo aguda que es la lluvia: con B = 0,1 la actividad cae a la décima parte a 10° de longitud solar (unos 10 días) del máximo; con B = 1, a un día. Hay lluvias simétricas y otras que suben despacio y caen deprisa, por lo que se usan dos valores, uno para la subida y otro para la bajada. Algunas, como las Perseidas o las Leónidas, necesitan dos componentes superpuestas: un pico estrecho y un fondo ancho. La primera figura del capítulo 4 se ha construido sumando los perfiles de todas las lluvias con los parámetros publicados por Moorhead y colaboradores (2019).

3.5 Cómo saber si un meteoro pertenece a la lluvia

Fuera de los máximos, la mayoría de los meteoros que se ven son esporádicos o de otras lluvias, y hay que asignar cada uno a su fuente. La IMO propone dos criterios. El primero es la dirección: prolongado hacia atrás, el trazo debe pasar por el radiante. Como al dibujar o recordar un trazo se cometen errores, se acepta un radiante «efectivo» más grande que el real, tanto mayor cuanto más lejos del radiante aparece el meteoro.

Tabla 2. Diámetro óptimo del radiante para asignar meteoros a una lluvia menor.

Fuente: IMO, Meteor Shower Calendar 2027, tabla 1 (R. Arlt). Para las Táuridas se usa un óvalo de 20° × 10° y para la fuente antihelión, de 30° × 15°.

El segundo es la velocidad aparente. Un meteoro de una lluvia rápida cerca del cenit cruza el cielo a 15–20 grados por segundo; uno de una lluvia lenta cerca del horizonte, a 2 o 3. La velocidad aparente depende de la velocidad de entrada, de la distancia al radiante y de la altura del meteoro sobre el horizonte. Para estimarla, el observador imagina el meteoro moviéndose durante un segundo entero a la velocidad que vio: la longitud de ese trazo imaginario, en grados, es su velocidad angular.

3.6 Técnicas de observación

• Observación visual. Sigue siendo la base de la serie histórica de THZ. El observador cuenta los meteoros de cada lluvia por intervalos, anota la magnitud límite y la fracción de cielo cubierta y envía los datos a la IMO. No requiere instrumental, pero sí método.

• Vídeo. Redes de cámaras sensibles que funcionan cada noche de forma automática. Con dos o más estaciones se triangula la trayectoria y se obtiene la órbita del meteoroide. En España operan la Red de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos (SPMN) y la red SWEMN (capítulo 7).

• Fotografía. Cámaras con objetivos gran angular y exposiciones largas. Útil para bólidos y para divulgar; con fines científicos ha cedido terreno al vídeo.

• Radio. El rastro ionizado de un meteoro refleja ondas de radio. Un receptor sintonizado en la frecuencia de un transmisor lejano capta un eco breve cada vez que un meteoro cruza la zona común (dispersión hacia delante). Funciona de día y con nubes. Desde la península se usa mucho el radar francés GRAVES, que emite en 143,050 MHz desde las cercanías de Dijon.

• Radar. Sistemas profesionales como el CMOR canadiense miden directamente velocidades y órbitas de millones de meteoros, incluidos los de lluvias diurnas, invisibles a simple vista porque su radiante está cerca del Sol (Arietidas diurnas, ζ-Perseidas, β-Táuridas).

CAPÍTULO 4El calendario anual

La IMO mantiene una lista de trabajo de lluvias visuales que revisa cada año. La edición del calendario para 2027, preparada por Jürgen Rendtel, recoge 39 fuentes, desde lluvias mayores como las Perseidas hasta otras con THZ de 2 o 3 que solo distingue un observador entrenado. La base de datos de la IAU reconoce 113 lluvias como «establecidas» (julio de 2026). Para el observador en España tienen interés práctico unas quince. La figura siguiente muestra cómo se reparte la actividad a lo largo del año.

Tabla 3. Datos de referencia de las principales lluvias visibles desde la península ibérica.

Fuente: IMO, Meteor Shower Calendar 2026 y 2027 (tabla 5). Radiante en el máximo; α es la ascensión recta y δ la declinación. Progenitores según la IMO y la literatura citada en el texto.

4.1 Enero a marzo: las Cuadrántidas y el desierto de invierno

Cuadrántidas

Abren el año y, en un buen año, compiten con las Perseidas y las Gemínidas: la IMO da una THZ de referencia de 80, que ha variado entre unos 60 y 200. Su nombre viene de Quadrans Muralis, el cuadrante mural, una constelación que el astrónomo francés Jérôme Lalande creó en 1795 en honor del instrumento con el que trabajaba y que la IAU suprimió en la década de 1920; el radiante queda hoy entre el Boyero, el Dragón y la Osa Mayor. Adolphe Quetelet, en Bruselas, fue de los primeros en describir la lluvia en la década de 1830.

Su rasgo característico es la brevedad. El máximo es muy agudo: la actividad supera la mitad del valor máximo solo durante unas horas, de modo que el que un año sea bueno o malo para un lugar concreto depende de si el máximo cae de noche allí. El progenitor más probable es el objeto (196256) 2003 EH1, descubierto en marzo de 2003 y considerado un cometa extinguido. Desde Sevilla el radiante se pone hacia las 20 h, vuelve a salir pasada la medianoche y gana altura durante el resto de la noche: la observación útil empieza hacia las 2 de la madrugada. En 2027 el máximo cae el 4 de enero hacia las 04:25 hora peninsular, con Luna casi nueva, una situación excelente para Europa occidental.

El resto del primer trimestre es la época más pobre del año. Solo la fuente antihelión, con THZ de 2 a 3, y algunas lluvias muy menores mantienen cierta actividad. Es buen momento para medir el fondo esporádico.

4.2 Abril a junio: Líridas, η-Acuáridas y lluvias diurnas

Líridas

Son la lluvia con los registros más antiguos: la crónica china Zuo Zhuan las menciona en el año 687 antes de nuestra era. Proceden del cometa de largo periodo C/1861 G1 (Thatcher), que tarda unos 415 años en dar una vuelta al Sol. Su THZ habitual ronda 18, con meteoros rápidos (49 km/s) y bastantes brillantes, pero de vez en cuando dan sorpresas: en 1982 se registró durante poco tiempo una THZ de 90. El máximo, hacia el 22 o 23 de abril, varía unas horas de un año a otro. Desde Sevilla el radiante sale hacia las 22:30 y a las 4 de la madrugada está ya a 60° de altura.

η-Acuáridas

Junto con las Oriónidas de octubre, son hijas del cometa Halley: la Tierra cruza dos veces al año la ancha corriente de polvo que el cometa ha dejado en su órbita, una en mayo y otra en octubre. Son rapidísimas (66 km/s) y dejan a menudo trenes persistentes. Su THZ en el máximo, el 5 o 6 de mayo, ha sido de 40 a 80, aunque la IMO señala un descenso continuado desde 2008 hasta un nivel de 35–45 en los últimos años. El radiante, junto al ecuador celeste en Acuario, solo sale unas horas antes del alba, y la IMO advierte que los resultados útiles se obtienen al sur de unos 40° N. Andalucía está, por tanto, en la mitad favorable de la península: desde Sevilla el radiante alcanza unos 20° de altura al final de la noche astronómica, poco antes de las 6 h.

Lluvias diurnas

Entre mayo y julio, buena parte de la actividad procede de lluvias con el radiante cerca del Sol, invisibles a simple vista. La más intensa, las Arietidas diurnas, alcanza una THZ equivalente de 30 o más hacia el 7–8 de junio. Solo se detectan por radio y radar. Para el observador visual, junio es el mes más tranquilo del año, lo que unido a las noches más cortas lo convierte en la peor época para salir a contar meteoros.

4.3 Julio a septiembre: el verano de las Perseidas

A partir de mediados de julio la actividad sube con claridad. Las α-Capricórnidas, asociadas al cometa 169P/NEAT, son pocas (THZ de 5) pero lentas y a menudo brillantes, con bólidos llamativos; el 28 de julio de 2025, un bólido de esta lluvia cruzó el cielo de Albacete a unos 88 000 km/h y fue registrado por las cámaras de la red SWEMN. Las δ-Acuáridas del Sur alcanzan una THZ de unos 25 a finales de julio; su radiante, a −16° de declinación, solo sube unos 37° sobre el horizonte de Sevilla, que en este caso juega con ventaja frente al norte peninsular. Las Perseidas, la gran lluvia del verano boreal, ocupan el capítulo 5. Detrás vienen las κ-Cígnidas, débiles y lentas, que mostraron actividad reforzada en 2007, 2014 y 2021, lo que apunta a un ciclo de unos siete años.

Septiembre ofrece dos lluvias menores de interés: las Aurígidas, del cometa C/1911 N1 (Kiess), con estallidos breves de THZ 30–50 en 1935, 1986, 1994 y 2019 y uno de unos 130 durante veinte minutos en 2007, predicho con antelación; y las ε-Perseidas de septiembre, de progenitor desconocido, ricas en meteoros brillantes y con estallidos en 2008 y 2013.

4.4 Octubre a diciembre: la temporada más rica

Dracónidas

Son las lluvias más imprevisibles. En un año normal apenas se ven (THZ de 5 o menos), pero en 1933 y 1946 produjeron tormentas de varios miles de meteoros por hora, y más recientemente estallidos de THZ cercana a 300 en 2011 y de unos 150 en 2018. Su progenitor, el cometa 21P/Giacobini-Zinner, de 6,5 años de periodo, pasó por el perihelio el 25 de marzo de 2025. Sus meteoros son los más lentos de las lluvias mayores (20 km/s), y el radiante, en la cabeza del Dragón, está más alto al anochecer, por lo que se observan a primera hora de la noche y no de madrugada.

Oriónidas

La segunda cita anual con el polvo del cometa Halley. Máximo hacia el 21–22 de octubre, THZ habitual de 20 a 25, meteoros muy rápidos y trenes frecuentes. Entre 2006 y 2009 dieron tasas inesperadamente altas, de 40 a 70, durante dos o tres noches seguidas. El máximo es ancho y la actividad se mantiene parecida varias noches. Desde Sevilla el radiante sale hacia la medianoche y culmina al amanecer a casi 70° de altura.

Táuridas

Dos ramas, Sur y Norte, que en conjunto se extienden desde finales de septiembre hasta principios de diciembre, con máximos poco marcados a primeros y mediados de noviembre. Las tasas son bajas (THZ de 5 a 10), pero sus meteoros son lentos (27–29 km/s) y la corriente contiene partículas grandes, de modo que producen bólidos con más frecuencia que otras lluvias. Proceden del complejo del cometa 2P/Encke. Asher y Clube (1993) propusieron que una parte de los fragmentos está atrapada en una resonancia 7:2 con Júpiter, el llamado enjambre resonante de las Táuridas, y que los años en que la Tierra lo atraviesa hay más bólidos; así ocurrió en 2005 y 2015. Un trabajo reciente dirigido por Mark Boslough calcula aproximaciones especialmente estrechas a ese enjambre hipotético en noviembre de 2032 y junio de 2036 y pide observaciones para comprobar si existe; los propios autores consideran improbable que contenga objetos grandes.

Leónidas

Hoy son una lluvia modesta (THZ de unos 15), pero han protagonizado las tormentas de meteoros más famosas de la historia. La noche del 12 al 13 de noviembre de 1833 se estimaron más de 100 000 meteoros por hora sobre Norteamérica. Aquel espectáculo llevó a Denison Olmsted a demostrar que la lluvia irradiaba de Leo y que su origen estaba fuera de la atmósfera, un paso decisivo para la astronomía de meteoros. En 1866, ya en Europa, se vieron miles por hora, y los trabajos de esos años relacionaron la lluvia con el cometa 55P/Tempel-Tuttle, de 33 años de periodo. La tormenta de 1966, vista desde el oeste de Estados Unidos, superó los 40 meteoros por segundo (unos 144 000 por hora). Entre 1999 y 2002 los modelos de estelas de polvo de David Asher, Robert McNaught y Esko Lyytinen predijeron, con un margen de minutos, nuevos estallidos de hasta unos 3000 meteoros por hora.

El cometa volverá al perihelio el 20 de mayo de 2031, y la IMO recoge para 2027 varios encuentros posibles con estelas antiguas, con THZ estimadas de 20 a 50 entre el 17 y el 20 de noviembre, aunque con mucha incertidumbre. Nadie espera una tormenta como las de 1833 o 1966 en este ciclo.

Gemínidas

Son hoy la lluvia más intensa y fiable del año: THZ de unos 150 en el máximo del 13–14 de diciembre, con más de 100 durante 10 a 12 horas. Sus meteoros son de velocidad media (35 km/s), a menudo brillantes, y al final del máximo aumenta la proporción de meteoros brillantes, un efecto de clasificación por masas dentro de la corriente. Se describieron a mediados del siglo XIX, mucho después que las Perseidas o las Leónidas, y su actividad ha crecido desde entonces. Su progenitor, (3200) Faetón, se descubrió en 1983 en imágenes del satélite infrarrojo IRAS; se acerca al Sol a solo 0,14 ua y su aspecto es el de un asteroide, aunque emite pequeñas cantidades de polvo cerca del perihelio.

Para la latitud de Sevilla las Gemínidas tienen una ventaja que ninguna otra gran lluvia comparte: el radiante, en Géminis, sale al anochecer y culmina hacia las 3:30 a más de 85° de altura, de modo que se pueden observar toda la noche, que en diciembre dura más de 12 horas. La contrapartida es el frío y, algunos años, la Luna: en 2027 el máximo coincide con la Luna llena.

Úrsidas

Cierran el año hacia el 22–23 de diciembre, con una THZ de unos 10. Su radiante, junto a Kochab en la Osa Menor, es circumpolar en toda España y no baja de unos 23° de altura en Sevilla. Proceden del cometa 8P/Tuttle (13,6 años de periodo) y han dado estallidos en 1945 y 1986, con aumentos menores en varios años desde 2006. Pocos observadores las siguen por la proximidad de las fiestas y el frío, lo que hace especialmente valiosos sus datos.

CAPÍTULO 5Las Perseidas

Ninguna lluvia de meteoros es tan conocida en España. Coinciden en ella varias circunstancias favorables: es una de las tres más intensas del año, su radiante está muy al norte y es visible toda la noche, llega en pleno verano, con noches templadas y muchas personas de vacaciones, y agosto es en la mitad sur peninsular uno de los meses con el cielo más despejado. Este capítulo reúne lo que se sabe de ella, desde su origen hasta lo que cabe esperar en los próximos años.

5.1 Nombre y tradición

El nombre científico se debe a que el radiante está en Perseo, cerca del límite con Casiopea y la Jirafa. En los países de tradición católica se las conoce como lágrimas de San Lorenzo, porque el máximo cae pocos días después del 10 de agosto, fecha del martirio de Lorenzo, diácono de Roma, en el año 258. La tradición oscense lo tiene por natural de Huesca, donde es patrón y donde las fiestas de agosto llevan su nombre. Una leyenda mediterránea identifica los meteoros con las chispas de la parrilla en la que, según el relato tradicional, fue martirizado. La festividad y el máximo no coinciden: hoy el máximo llega dos o tres días después, en las noches del 11 al 13 de agosto.

5.2 Historia de su estudio

El registro más antiguo que se conoce de las Perseidas data del año 36 de nuestra era, en crónicas chinas. Durante siglos se observaron sin que nadie las relacionara con nada. En 1836 el astrónomo belga Adolphe Quetelet señaló que en agosto, entre los días 8 y 15, se veían más meteoros de lo normal, y predijo un máximo para el 10 de agosto; otros astrónomos lo confirmaron la noche del 10 de agosto de 1837 (Quetelet, por mala suerte, tuvo el cielo cubierto).

El paso decisivo vino tras la aparición, en el verano de 1862, de un cometa brillante descubierto por Lewis Swift el 16 de julio y, de forma independiente, por Horace Tuttle el 19 de julio. En 1866 el italiano Giovanni Schiaparelli calculó la órbita de la corriente de las Perseidas y comprobó que coincidía con la del cometa Swift-Tuttle. Fue la primera vez que se demostró que una lluvia de meteoros procede de un cometa, y la idea se confirmó enseguida con las Leónidas y el cometa Tempel-Tuttle.

El cometa, sin embargo, no volvió cuando se esperaba en torno a 1980. En 1902 se había propuesto que un cometa observado por el jesuita Ignatius Kegler en Pekín en julio de 1737 era el mismo objeto; Brian Marsden usó esa identificación para predecir su regreso hacia 1992, y el japonés Tsuruhiko Kiuchi lo reencontró en septiembre de 1992. Pasó por el perihelio el 12 de diciembre de ese año, y las Perseidas de 1991 a 1993 dieron los estallidos más intensos del siglo.

5.3 El cometa 109P/Swift-Tuttle

Swift-Tuttle es un cometa de tipo Halley con un núcleo de unos 26 km de diámetro, el mayor objeto conocido que cruza repetidamente la órbita terrestre. Su órbita es muy alargada y está fuertemente inclinada: con 113° de inclinación, el cometa recorre su órbita en sentido retrógrado, al revés que los planetas, y por eso sus meteoroides chocan contra la atmósfera casi de frente, a 59 km/s.

Tabla 4. Datos principales del cometa 109P/Swift-Tuttle.

Fuentes: JPL Small-Body Database (elementos orbitales, MOID y diámetro); fechas de perihelio y resonancia según la literatura recogida en las fuentes.

Esa coincidencia casi exacta entre las dos órbitas es la razón de que las Perseidas sean tan regulares y también la razón por la que el cometa se vigila. En su próximo paso, el 5 de agosto de 2126, pasará a unos 0,15 ua de la Tierra y podría verse a simple vista. Los cálculos publicados prevén una aproximación de unas 0,011 ua (1,6 millones de kilómetros) en el año 3044 y otra a menos de 0,05 ua hacia el 15 de septiembre de 4479, con una probabilidad de impacto estimada del orden de una entre un millón. No hay ningún riesgo en los próximos siglos.

5.4 La corriente de meteoroides

La corriente de las Perseidas es antigua y está bien poblada. Se estima que la mayor parte de las partículas que producen la lluvia cada año llevan en ella del orden de mil años, y que cerca de la Tierra la nube tiene unas 0,1 ua de anchura y unas 0,8 ua de longitud a lo largo de la órbita terrestre. Por eso la actividad se prolonga más de cinco semanas, del 17 de julio al 24 de agosto, aunque la mayor parte se concentra en tres o cuatro días.

Sobre ese fondo antiguo se superponen estelas de polvo más jóvenes, soltadas en pasos concretos del cometa por el perihelio. Cuando la Tierra atraviesa una de ellas se produce un estallido. La IMO atribuye la actividad extraordinaria de 1992 y 1993 a meteoroides atrapados en una resonancia de tres cuerpos 1:4:10 con Júpiter y Saturno (por cada vuelta del meteoroide, Saturno da cuatro y Júpiter diez), que mantiene agrupadas durante miles de años las partículas soltadas en los perihelios del año 69 antes de nuestra era y de 1862. Según el mismo trabajo, el próximo estallido de este tipo se espera para 2111.

Júpiter, además, desplaza periódicamente la parte de la corriente que la Tierra atraviesa. Los cálculos de Mikhail Maslov indican que esa perturbación dejó la actividad de fondo por debajo de la THZ habitual de 100 hasta 2026, y que a partir de 2027 la Tierra cruzará zonas de la corriente acercadas por Júpiter, con tasas algo mayores (apartado 5.9).

5.5 Datos de la lluvia

Tabla 5. Parámetros de las Perseidas.

Fuente: IMO, Meteor Shower Calendar 2026 y 2027; deriva calculada a partir de la tabla 6 del calendario de 2027.

El perfil explica una experiencia común: en las noches del 1 al 5 de agosto la THZ modelizada está entre 6 y 9, de modo que se ven algunas Perseidas pero pocas; el 10 de agosto ronda 20; el pico supera 100 durante unas horas, y tres días después vuelve a estar por debajo de 25. Las noches del 11 al 12 y del 12 al 13 son siempre las mejores, y la del 13 al 14 suele ser todavía muy aprovechable.

Tabla 6. Posición del radiante de las Perseidas a lo largo de su periodo de actividad.

Fuente: IMO, Meteor Shower Calendar 2027, tabla 6.

5.6 La actividad año a año

La THZ máxima de las Perseidas varía de un año a otro, y esas diferencias dicen mucho de la estructura de la corriente. La tabla recoge algunos valores representativos.

Tabla 7. THZ máxima de las Perseidas en años seleccionados.

Fuentes: IMO, calendarios de 2026 y 2027 y nota sobre la resonancia de las Perseidas; cifras anuales según la recopilación de resultados de la IMO publicada en Wikipedia. Los valores de años con Luna o cobertura deficiente son menos fiables.

5.7 Meteoros brillantes, bólidos y trenes

Las Perseidas son ricas en meteoros brillantes: su índice de población, 2,2, es de los más bajos entre las grandes lluvias. Según Bill Cooke, responsable de la Oficina de Entorno de Meteoroides de la NASA, que vigila el cielo con una red de cámaras de todo el cielo, las Perseidas producen un 30 % más de meteoros brillantes que las Gemínidas. A 59 km/s, muchas dejan trenes persistentes visibles durante uno o varios segundos, y a veces más. Los meteoroides más grandes de la corriente se han estimado en unos 7 kg; un objeto así produce un bólido que puede iluminar el paisaje, aunque, como el resto de las Perseidas, se vaporiza por completo.

Su espectro es el de un material cometario blando. La Perseida más brillante del estudio de Matlovič y colaboradores (2019), de magnitud −9,5, mostró con claridad las líneas de alta temperatura propias de los meteoros rápidos: el doblete del calcio ionizado a 393,4 y 396,9 nm, magnesio ionizado a 448,1 nm, silicio ionizado a 634,7 nm y calcio ionizado a 854,2 nm. Destacaba una línea Hα del hidrógeno (656,3 nm) muy intensa, que se ha relacionado con el contenido orgánico del cometa, y el hierro era escaso. El meteoro se encendió a 119 km y se desintegró por completo hacia los 82 km, señal de una estructura muy frágil.

5.8 Las Perseidas vistas desde Sevilla

Para cualquier lugar de la península el radiante de las Perseidas es circumpolar: nunca se pone. La condición es que la declinación del radiante supere 90° menos la latitud, y 58° es mayor que los 52,6° que resultan para Sevilla. Las alturas máxima y mínima del radiante son:

Para Sevilla (φ = 37,4°) resultan una altura mínima de unos 5° y una máxima de unos 69°. La mínima se alcanza hacia las 20:15 hora oficial, aún con luz; la máxima, hacia las 8:15, ya de día. Durante la noche astronómica del 12 al 13 de agosto, de 22:57 a 6:00, el radiante sube de unos 9° a unos 60°. En general, la altura h del radiante en un instante dado se calcula con:

donde φ es la latitud del lugar, δ la declinación del radiante y H su ángulo horario. La tabla siguiente da el resultado hora a hora.

Tabla 8. Altura del radiante de las Perseidas sobre Sevilla en la noche del 12 al 13 de agosto.

Elaboración propia (PyEphem) para 37,39° N, 5,98° O. El factor sen h multiplica la THZ para obtener la tasa visible con el radiante a esa altura.

Combinando la altura del radiante con la calidad del cielo se obtiene el número de Perseidas que cabe esperar. La figura siguiente lo hace para una THZ de 100. Con un cielo excelente, de magnitud límite 6,5, se pasa de unas 20 Perseidas por hora a las 23:00 a unas 50 a las 2:00 y a unas 80 a las 5:00. Con un cielo rural bueno (5,5) esas cifras se quedan en 9, 22 y 36. Desde las afueras de una ciudad (4,5) se ven entre 4 y 16 por hora, y desde el centro de Sevilla, con magnitud límite de 3,5 en el mejor de los casos, entre 2 y 7.

Alejarse de la ciudad pesa más que cualquier otra decisión: pasar de un cielo suburbano a uno rural bueno duplica las cifras, y pasar a uno excelente las multiplica por cinco. Las mejores horas van de las 2:00 hasta el inicio del crepúsculo astronómico, hacia las 6:00, y las noches del 11 al 12 y del 13 al 14 son casi tan buenas como la del máximo.

5.9 Las Perseidas de 2026, 2027 y 2028

2026: Luna nueva y eclipse

Las Perseidas de 2026 tuvieron unas condiciones lunares inmejorables: la Luna nueva cayó el 12 de agosto, el mismo día del eclipse total de Sol visible desde buena parte de España, y el máximo nodal se produjo entre las 4:00 y las 6:00 del 13 de agosto, en la parte final de la noche peninsular. La IMO advertía de antemano que, por la perturbación de Júpiter, la actividad de fondo podía quedar por debajo de la THZ habitual de 100.

2027: Luna creciente y un posible refuerzo

En 2027 el máximo nodal cae el 13 de agosto entre las 10 y las 12 hora peninsular, de día en España, por lo que las mejores noches serán la del 12 al 13 y la del 13 al 14. La Luna estará entre cuarto creciente y llena (87 % iluminada en el momento del máximo); la noche del 12 al 13 se pone en Sevilla hacia las 3:45, lo que deja libre algo más de dos horas de noche astronómica antes del alba.

Los modelos apuntan a un año interesante. Según Maslov, la Tierra entrará en la parte de la corriente acercada por Júpiter, unas 0,006 ua más próxima, lo que podría subir la actividad un 10–20 % (THZ de 110 a 120). Jenniskens (2006) recoge dos encuentros con estelas de polvo: uno débil el 12 de agosto a las 19:18 TU y otro, con una THZ calculada de 280, a las 23:46 TU (1:46 del 13 de agosto, hora peninsular, todavía con la Luna sobre el horizonte), además de un filamento el 13 de agosto hacia las 7:00 TU. Jérémie Vaubaillon sitúa la posición media de las estelas recientes a 0,015 ua de la Tierra el 13 de agosto hacia las 2:16 TU. Son predicciones con mucha incertidumbre, y la IMO recomienda registrar las tasas en intervalos de 30 minutos o menos.

2028: el año a vigilar

La IMO escribe que el desplazamiento de la corriente hacia la órbita terrestre aumentará aún más en 2028, «con una buena probabilidad de tasas sustancialmente mayores». Robert Lunsford, de la American Meteor Society, estima que si en 2027 las tasas alcanzan al menos 100 por hora, en 2028 podrían ser de 200 a 300, con la mayor intensidad el 12 de agosto entre las 5:00 y las 6:00 TU. En España esa hora corresponde a las 7:00–8:00, ya con el crepúsculo avanzado, de modo que desde la península se vería la subida de la actividad en las últimas horas de la noche del 11 al 12. La Luna, en cuarto menguante (58 % iluminada), sale en Sevilla hacia las 0:30. Circulan cifras de hasta mil meteoros por hora atribuidas a cálculos de Esko Lyytinen; conviene tomarlas con mucha prudencia mientras no las respalden los modelos más recientes.

5.10 La Luna y las Perseidas hasta 2035

Tabla 9. Condiciones lunares en el máximo de las Perseidas, 2026–2035, para la noche del 12 al 13 de agosto en Sevilla.

Elaboración propia (PyEphem). Máximo nodal para λ☉ = 140,05°; la hora real del máximo puede adelantarse o retrasarse varias horas.

CAPÍTULO 6Observar desde la península ibérica

6.1 La latitud importa

La España peninsular se extiende entre unos 36,0° N (Tarifa) y 43,8° N (Estaca de Bares), y Canarias está entre 27,6° y 29,4° N. Esa diferencia de latitud cambia la altura a la que se ven los radiantes. Los del norte (Perseidas, Cuadrántidas, Úrsidas, Dracónidas) quedan más altos cuanto más al norte está el observador: el radiante de las Perseidas no baja de unos 12° en Estaca de Bares ni de unos 5° en Sevilla, y en Canarias deja de ser circumpolar y llega a ponerse durante un rato al anochecer. Los radiantes del sur, en cambio, favorecen a Andalucía y Canarias: las η-Acuáridas, las δ-Acuáridas del Sur y las α-Capricórnidas se ven mejor desde Sevilla o Almería que desde Galicia o Asturias. Para las lluvias con radiante cercano al ecuador celeste (Oriónidas, Leónidas, Táuridas) la diferencia entre el norte y el sur peninsular es pequeña.

6.2 Horario de cada lluvia en Sevilla

Tabla 10. Ventanas de observación desde Sevilla en la noche del máximo (hora oficial peninsular).

Elaboración propia (PyEphem) para 37,39° N, 5,98° O; fechas de 2027. Noche astronómica: Sol por debajo de −18°. Los horarios cambian pocos minutos de un año a otro.

6.3 La Luna

La Luna es, después de la contaminación lumínica, el principal enemigo del observador de meteoros. Una Luna llena ilumina tanto el cielo que la magnitud límite puede bajar a 4 o menos incluso en un lugar oscuro, y con r = 2,2 eso supone perder más del 80 % de las Perseidas. Una Luna en cuarto, si está bajo el horizonte durante las horas buenas, apenas molesta. La figura recoge la fracción iluminada del disco lunar en el máximo de las grandes lluvias hasta 2032; para decidir conviene mirar también a qué hora sale o se pone la Luna en la noche concreta.

6.4 Contaminación lumínica y cielos oscuros cerca de Sevilla

Desde una ciudad grande solo se ven los meteoros más brillantes. Merece la pena desplazarse, y en el entorno de Sevilla hay buenas opciones. La Reserva Starlight de Sierra Morena, certificada en 2014 por la Fundación Starlight, incluye diez municipios de la Sierra Norte de Sevilla: Alanís, Almadén de la Plata, Cazalla de la Sierra, Constantina, El Pedroso, El Real de la Jara, Guadalcanal, Las Navas de la Concepción, La Puebla de los Infantes y San Nicolás del Puerto. En Almadén de la Plata funciona desde 2007 un observatorio divulgativo gestionado por la Asociación Astronómica de España. En Andalucía hay además otras reservas y destinos Starlight: Sierra Sur de Jaén, Los Pedroches y el Valle del Alto Guadiato (Córdoba) y la Sierra de Cádiz, entre otros.

Para elegir el sitio, más que la distancia a la ciudad importa que no haya poblaciones grandes en la dirección en la que se va a mirar y que el horizonte esté despejado. Para las Perseidas conviene tener libre el cielo del nordeste al este y, sobre todo, la zona alta del cielo. Un buen indicador práctico: si la Vía Láctea se ve con claridad, el cielo es lo bastante oscuro.

6.5 Cómo observar

• La elección de la noche y la hora puede realizarse con la tabla de horarios del apartado 6.2 y la figura de la Luna. Para las Perseidas, de las 2:00 hasta las 6:00 de la noche del 12 al 13, y si es posible también las noches anteriores y posteriores.

• Conviene elegir un lugar oscuro, seguro y con horizonte despejado, y comunicar el destino cuando la observación se realiza sin compañía.

• No son necesarios prismáticos ni telescopio. Los meteoros aparecen en cualquier parte del cielo y el ojo desnudo abarca un campo mucho mayor.

• Resulta aconsejable observar desde una tumbona o una manta y llevar ropa de abrigo incluso en agosto: de madrugada la temperatura baja y la inmovilidad enfría.

• La adaptación visual a la oscuridad requiere entre 20 y 30 minutos. Una mirada a una pantalla muy luminosa reduce significativamente esa adaptación; cuando se precisa iluminación, resulta preferible una luz roja y tenue.

• La zona más adecuada se sitúa aproximadamente a 40° del radiante y a 50°–60° de altura (apartado 1.3). Para las Perseidas, una buena zona es el cielo alto del norte o del este.

• Los meteoros llegan en rachas: diez minutos sin ver ninguno y después tres en un minuto es lo normal.

Quien quiera que sus observaciones sirvan a la ciencia puede contar los meteoros por intervalos de 15 a 60 minutos, asignar cada uno a su lluvia con los criterios del apartado 3.5, estimar la magnitud límite contando estrellas en zonas de referencia y enviar el informe a través del formulario de la IMO (www.imo.net). Sus series visuales, recogidas desde 1988 por observadores de todo el mundo, son la base de buena parte de lo que se sabe de cada lluvia.

6.6 Fotografiar una lluvia de meteoros

• Cámara y trípode: cualquier cámara que permita exposiciones manuales de varios segundos y guardar en RAW.

• Objetivo: gran angular luminoso (por ejemplo de 14 a 24 mm en formato completo, f/2,8 o más abierto), enfocado manualmente al infinito con ayuda de una estrella brillante en la pantalla ampliada.

• Exposición: de 15 a 30 segundos, ISO 1600 a 3200 y diafragma abierto. Con objetivos de focal mayor, acortar la exposición para que las estrellas no salgan movidas.

• Disparo continuo: un intervalómetro que tome fotografías una tras otra durante horas. La probabilidad de captar un meteoro brillante en una toma concreta es baja; en cientos de tomas, alta.

• Encuadre: a unos 30°–45° del radiante, con algo de paisaje si se busca una imagen estética. Las Perseidas brillantes y rápidas son las que mejor salen.

• Calentador para el objetivo o, al menos, un parasol: de madrugada el rocío empaña las lentes.

6.7 Oír los meteoros por radio

Con una antena sencilla para la banda de 2 metros, un receptor de radio definida por software (SDR) y un ordenador se pueden registrar meteoros de día y de noche, con cualquier tiempo. El método más usado en Europa occidental es escuchar la frecuencia del radar francés GRAVES (143,050 MHz), cuyo transmisor está cerca de Dijon. El radar no apunta hacia España, pero el rastro ionizado de un meteoro que cruce a unos 100 km de altura entre el transmisor y el receptor refleja la señal, y en el receptor se oye un pitido breve o se ve un trazo en el espectrograma. El recuento horario de ecos permite seguir la actividad de las lluvias, incluidas las diurnas.

CAPÍTULO 7Redes de vigilancia, bólidos y meteoritos en España

7.1 La Red de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos (SPMN)

La SPMN nació en 1997 en torno a la primera tesis doctoral española dedicada al fenómeno meteórico, la de Josep M. Trigo, con el apoyo de Jordi Llorca y Juan Fabregat, y con la colaboración de astrónomos profesionales y aficionados. Hoy vigila el cielo desde una treintena de estaciones repartidas por la península, Baleares y Canarias, y reúne a una decena de investigadores profesionales y a un grupo de aficionados. Su archivo de datos se coordina desde el Instituto de Ciencias del Espacio (ICE-CSIC/IEEC).

Entre sus resultados destacan la caída de Villalbeto de la Peña (Palencia) el 4 de enero de 2004, un superbólido cuya masa de entrada se estimó en unos 750 kg y cuyos fragmentos se dispersaron por un área de 20 por 6 km: fue el primer meteorito recuperado en España en 57 años y apenas el noveno meteorito del mundo con órbita conocida. En 2007 se recuperó la eucrita de Puerto Lápice (Ciudad Real), un fragmento del asteroide Vesta. La red ha desarrollado además programas propios de detección y cálculo de trayectorias, como 3D-FireTOC.

7.2 La red SWEMN y el proyecto SMART

La Red de Meteoros del Suroeste de Europa (SWEMN), coordinada por José María Madiedo, doctor asociado del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), opera dentro del proyecto SMART más de 80 cámaras de alta sensibilidad y espectrógrafos en diez observatorios, además de tres sistemas de detección por radio. Entre sus estaciones están las de Sevilla y Huelva, junto a Calar Alto, Sierra Nevada, La Sagra (Granada) y La Hita (Toledo). Además de calcular trayectorias y órbitas, obtiene espectros de los meteoros, lo que permite conocer la composición química de los meteoroides. Sus informes de bólidos se publican con regularidad y suelen identificar la lluvia o el cuerpo de origen de cada uno.

7.3 Meteoritos caídos en España

España tiene un número modesto de meteoritos documentados, en su mayoría caídas históricas presenciadas por testigos. Entre ellos figura uno con el nombre de la ciudad: el meteorito de Sevilla, una condrita ordinaria LL4–6 caída el 1 de noviembre de 1862, de la que se conserva material en el Museo Nacional de Ciencias Naturales (Madrid). Otros conocidos son el de Molina de Segura (Murcia), caído en la madrugada del 24 de diciembre de 1858, cuyo fragmento principal, de unos 112 kg, donó Isabel II al Museo Nacional de Ciencias Naturales; el de Olivenza (Badajoz), caído el 19 de junio de 1924; y en Andalucía, el de Ojuelos Altos (Córdoba), de 1926. Ninguno guarda relación con una lluvia de meteoros: como se explicó en el capítulo 2, los meteoritos proceden de meteoroides esporádicos de origen asteroidal.

7.4 Qué hacer si ve un bólido

• Es importante registrar la hora exacta (al minuto, si es posible), el lugar de observación y las direcciones de comienzo y final del fenómeno, usando como referencia estrellas, edificios o montañas.

• El brillo puede estimarse comparándolo con la Luna o con Venus, su duración en segundos, su color y si se fragmentó o dejó estela.

• Si se percibe algún sonido, conviene anotar el tiempo transcurrido entre el destello y el sonido: un estampido varios minutos después indica que el objeto penetró hasta la estratosfera.

• El informe puede remitirse mediante el formulario de bólidos de la IMO (www.imo.net, apartado de observaciones) y, cuando existe grabación de vídeo, a las redes españolas SPMN o SWEMN. Varios testimonios desde lugares distintos permiten triangular la trayectoria.

Fuentes

Datos de las lluvias y predicciones

Rendtel, J. (ed.) (2025). 2026 Meteor Shower Calendar. International Meteor Organization, IMO INFO(3-25). https://www.imo.net/files/meteor-shower/cal2026.pdf

Rendtel, J. (ed.) (2026). 2027 Meteor Shower Calendar. International Meteor Organization, IMO INFO(3-26). DOI 10.13140/RG.2.2.16856.46082. https://www.imo.net/files/meteor-shower/cal2027.pdf

International Meteor Organization. Regarding Perseid resonance (resonancia 1:4:10 y estallidos de 1992–1993; Sekhar et al., 2016). https://www.imo.net/regarding-perseid-resonance/

International Meteor Organization (2017). Definitions of terms in meteor astronomy (IAU, Comisión F1). https://imo.net/definitions-of-terms-in-meteor-astronomy-iau

International Meteor Organization (2022). Taurids: an unusual meteor shower (enjambre resonante de las Táuridas). https://www.imo.net/near-earth-asteroid-during-2022-taurid-swarm/

Moorhead, A. V., Egal, A., Brown, P. G., Moser, D. E. y Cooke, W. J. (2019). Meteor shower forecasting in near-Earth space (tabla 5, parámetros de los perfiles de actividad). arXiv:1904.06370. https://arxiv.org/abs/1904.06370

Moorhead, A. V. (2019). Meteor shower activity profiles and the use of orbital dissimilarity (D) criteria. arXiv:1910.10729. https://arxiv.org/abs/1910.10729

Jenniskens, P. (1994). Meteor stream activity I. The annual streams. Astronomy and Astrophysics 287, 990–1013.

Jenniskens, P. (2006). Meteor showers and their parent comets. Cambridge University Press.

Wood, A. Is the Perseid meteor shower going to get even more spectacular? (declaraciones de R. Lunsford, American Meteor Society). Space.com. https://space.com/stargazing/meteor-showers/is-the-perseid-meteor-shower-going-to-get-even-more-spectacular-jupiter-could-send-more-shooting-stars-towards-earth-in-2028

Física de meteoros y cuerpos progenitores

Matlovič, P. y Tóth, J. (2020). Meteors: light from comets and asteroids. Revisión (fuentes esporádicas, espectros, densidades). https://arxiv.org/abs/2007.04041

Borovička, J., Koten, P., Spurný, P., Boček, J. y Štork, R. (2005). A survey of meteor spectra and orbits: evidence for three populations of Na-free meteoroids. Icarus 174, 15–30.

Borovička, J., Koten, P., Shrbený, L., Štork, R. y Hornoch, K. (2014). Spectral, photometric, and dynamic analysis of eight Draconid meteors. Earth, Moon, and Planets. https://arxiv.org/abs/1407.7696

Matlovič, P. y otros (2019). Spectral and orbital survey of medium-sized meteoroids. Astronomy & Astrophysics. https://arxiv.org/abs/1908.01565

Ehlert, S. y Blaauw Erskine, R. (2020). Measuring fluxes of meteor showers with the NASA All-Sky Fireball Network (relación masa–magnitud–velocidad). https://arxiv.org/abs/2004.07951

Jacchia, L., Verniani, F. y Briggs, R. E. (1967). An analysis of the atmospheric trajectories of 413 precisely reduced photographic meteors. Smithsonian Contributions to Astrophysics 10, 1–139.

Wyman, C., Sloan, P.-P. y Shirley, P. (2013). Simple analytic approximations to the CIE XYZ color matching functions. Journal of Computer Graphics Techniques 2(2).

IEEE Spectrum. Shooting stars can shoot down satellites (el caso del satélite Olympus en 1993). https://spectrum.ieee.org/shooting-stars-can-shoot-down-satellites

Schulz, L. y Glassmeier, K.-H. (2020). On the anthropogenic and natural injection of matter into Earth’s atmosphere. Advances in Space Research. https://arxiv.org/abs/2008.13032

NASA/JPL. Small-Body Database (elementos orbitales de 109P, 1P, 55P, 3200, 2P, C/1861 G1, 2003 EH1, 21P, 8P, 169P y 96P; consulta de octubre de 2026). https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html

NASA Earth Observatory. Meteors great and small (Perseidas y bólidos). https://science.nasa.gov/earth/earth-observatory/meteors-great-and-small-148692

allthesky.com. Stereo Perseids 2016 (alturas de encendido y apagado de Perseidas trianguladas). https://www.allthesky.com/atmosphere/perseiden12aug16-e.html

Comet Swift–Tuttle; Perseids; Leonids; Geminids; Draconids. Wikipedia (consultas de octubre de 2026; datos históricos y recopilación de THZ anuales de la IMO). https://en.wikipedia.org/wiki/Perseids

Sky & Telescope. Meteors from an obsolete constellation (Cuadrántidas). https://skyandtelescope.org/stargazing-and-observing/meteors-from-an-obsolete-constellation/

Scientific American. The Taurid meteor shower may hide an impact threat to Earth (trabajo de M. Boslough y colaboradores). https://www.scientificamerican.com/article/the-taurid-meteor-shower-may-hide-an-impact-threat-to-earth

España y Andalucía

Instituto Geográfico Nacional, Observatorio Astronómico Nacional. Líridas y fichas de lluvias de meteoros. https://astronomia.ign.es/liridas

Peña-Asensio, E., Trigo-Rodríguez, J. M. y otros (2021). 25 años de la Red de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos: hitos y objetivos futuros. SPMN. https://www.spmn.uji.es/ESP/articulo/SPMN_2021_25aniversario.pdf

Madiedo, J. M. Southwestern Europe Meteor Network (SWEMN), informes en eMeteorNews. https://www.emeteornews.net/?p=22404

Meteoritos españoles de la colección del Museo Nacional de Ciencias Naturales. Estudios Geológicos (CSIC). https://estudiosgeol.revistas.csic.es/index.php/estudiosgeol/article/download/1/58/57

Asociación Astronómica de España. Reserva Starlight y Observatorio de Almadén de la Plata (Sevilla). https://xn--asociacionastronomicadeespaa-oyc.es/Observatorio-Astronomico-de-Almaden-de-la-Plata,-Sevilla/Reserva-Starlight/

Universidad Complutense de Madrid. El llanto más intenso de San Lorenzo. https://www.ucm.es/otri/el-llanto-mas-intenso-de-san-lorenzo

British Astronomical Association. UK Meteor Beacon (detección de meteoros con el radar GRAVES, 143,050 MHz). https://britastro.org/wp-content/uploads/2022/01/UK-Beacon-Flyer_0.pdf

Cálculos y cartografía

Las alturas de los radiantes, las horas de la noche astronómica, las fases y horarios de la Luna y la conversión de longitud solar a fecha se han calculado con PyEphem para Sevilla (37,39° N, 5,98° O). Los mapas estelares usan los datos de estrellas y figuras de constelaciones del proyecto d3-celestial (O. Frohn), basados en el catálogo Hipparcos. Los perfiles de actividad se han construido con los parámetros de Moorhead et al. (2019); las masas, con la relación de Jacchia et al. (1967); los colores de las líneas espectrales, con las funciones colorimétricas CIE 1931. Todos los gráficos son de elaboración propia.

Créditos de las fotografías

Perseida de 2016 en Spruce Knob: NASA/Bill Ingalls, dominio público. Todas en Wikimedia Commons.

Observador bajo la Vía Láctea durante las Perseidas: Giles Laurent, CC BY-SA 4.0. Todas en Wikimedia Commons.

Perseida en la portada: Jacek Halicki, CC BY-SA 4.0. Todas en Wikimedia Commons.

Cometa Swift-Tuttle en 1992: Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl, CC0. Todas en Wikimedia Commons.

Dibujo del cometa Swift-Tuttle en 1862: George J. Chambers, dominio público. Todas en Wikimedia Commons.

Cometa Halley en 1986: NASA/W. Liller, dominio público. Todas en Wikimedia Commons.

Leónidas de 1833: grabado de Adolf Vollmy, dominio público. Todas en Wikimedia Commons.

Leónidas de 1966: NOIRLab/NSF/AURA, CC BY 4.0. Todas en Wikimedia Commons.

Gemínida de 2018: Drashokk, CC BY-SA 4.0. Todas en Wikimedia Commons.