2 Sistema Solar.
2.1 El Sistema Solar - Las leyes de Kepler
2.2 Consecuencias de las leyes de Kepler
2.3 La retrogradación
2.4 Un eclipse de sol
2.3 La retrogradación
2.4 Un eclipse de sol
2.5 Posición aparente de los planetas interiores
2.6 La Luna - La órbita lunar
2.7 Revoluciones de la Luna
2.8 Libraciones de la Luna
2.9 Las fases lunares
2.10 Explicación de las fases de la luna
2.11 Mecanismo de un eclipse de luna
2.12 La escala de Danjon
2.13 Posiciones aparentes de los planetas exteriores
2.14 Fenómenos mútuos de los satélites galileanos
2.15 Los cometas
2.16 La nomenclatura de los cometas
2.17 Las colas de los cometas y los asteroides
2.18 Los asteroides
2.19 Los meteoros
2.6 La Luna - La órbita lunar
2.7 Revoluciones de la Luna
2.8 Libraciones de la Luna
2.9 Las fases lunares
2.10 Explicación de las fases de la luna
2.11 Mecanismo de un eclipse de luna
2.12 La escala de Danjon
2.13 Posiciones aparentes de los planetas exteriores
2.14 Fenómenos mútuos de los satélites galileanos
2.15 Los cometas
2.16 La nomenclatura de los cometas
2.17 Las colas de los cometas y los asteroides
2.18 Los asteroides
2.19 Los meteoros
2. Sistema Solar
2.1 El Sistema Solar - Las leyes de Kepler
Las leyes de Kepler.- La naturaleza de las órbitas de los planetas fue uno de los problemas astronómicos más difíciles. Fue resuelto en el siglo XVII por el astrónomo alemán Johannes Kepler. El descubrimiento de sus tres leyes (sobre el movimiento de los planetas alrededor del Sol) se debe a los cálculos de gran precisión que hizo su maestro Tycho Brahe sobre el planeta Marte. La primera ley la enunció en 1609 y la tercera en 1618.
La primera ley dice que "todos los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos".
La segunda ley dice que "las áreas barridas por los radios-vectores, la recta que une al planeta con el Sol, son proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas, es decir, en tiempos iguales son iguales".
La tercera y última ley dice "los cuadrados de los periodos (T) de los planetas (el periodo es el tiempo que tarda un planeta en completar su revolución) son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores (D) de estas órbitas".
T2 = K. D3
De estas tres leyes se deducen tres importantes consecuencias de las que hablaremos en el próximo capítulo.
2.2 Consecuencias de las leyes de Kepler
Según la 1ª ley, al ser las órbitas de los planetas elipses y ocupando el Sol uno de sus focos la distancia del planeta al Sol varía siendo la distancia mínima cuando el planeta se encuentra en el perihelio y la distancia máxima cuando el planeta se encuentra en afelio. La línea que va desde el perihelio al afelio se denomina línea de los ápsides.
Las elipses de los planetas tienen poca excentricidad (máxima 0,247 para Plutón), o sea, sus órbitas son casi circulares. Los planetas recorren sus órbitas en sentido directo (contrario al de las agujas del reloj para un observador situado en el Polo Norte).
Según la 2ª ley, la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor en el perihelio que en el afelio, por ser la distancia al Sol en el primero menor que en el segundo.
Es decir "que en tiempos iguales los arcos de elipse recorridos por un planeta son tanto mayores cuanto más cercano se encuentra el planeta al Sol". Esta diferencia de velocidades, como posteriormente demostró Newton, es debida a la atracción que la masa del Sol ejerce sobre la masa del planeta, por lo que al estar el planeta próximo al Sol aumenta la atracción y su velocidad es mayor.
Según la 3ª ley, se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas los planetas es tanto menor cuanto más alejados se encuentren los planetas del Sol.
Las tres leyes de Kepler también se cumplen en los movimientos de los satélites alrededor de sus planetas.
2.3 La retrogradación
Gracias a las leyes de Kepler se ha resuelto el problema del curioso movimiento aparente de los planetas, denominado retrogradación.
Cuando se observa el movimiento de un planeta en la bóveda celeste, noche tras noche, se ve que se desplaza en sentido Oeste-Este. Sin embargo, dicho movimiento se detiene con frecuencia (punto 3) y el planeta invierte su movimiento en sentido Este-Oeste (3 a 5), de forma que desanda parte del camino recorrido (se dice que el planeta retrograda o que se mueve en sentido retrógrado), para posteriormente detener este movimiento (punto 5) y reanudarlo en sentido Oeste-Este (5 a 7).
Se trata de un simple efecto de perspectiva debido a las posiciones relativas de la Tierra y de los planetas contra el fondo estrellado.
Representación gráfica del movimiento retrógrado, en este caso, entre un planeta externo y la Tierra.
2.4 Un eclipse de sol
Mecanismo de un eclipse de Sol.- Es una de las mayores coincidencias de la Naturaleza: el Sol y la Luna aparecen en el firmamento con el mismo tamaño aparente vistos desde la Tierra. La Luna con un diámetro de 3.475 km. es 400 veces menor que el Sol (1.392.000 km.), lo que indica que éste se halla alejado 400 veces más. Esta condición permite que la Luna pueda cubrir el disco del Sol produciendo los eclipses totales de Sol. Para que tengan lugar los eclipses de Sol debe darse un alineamiento, en este orden, Sol-Luna-Tierra, lo que sucede cada mes en novilunio si los planos de las órbitas lunar y terrestres coincidieran, pero como la órbita lunar está inclinada 5º respecto a la eclíptica y una veces se sitúa por encima y otras por debajo de dicho plano. Ambos planos, eclíptica y lunar, se cruzan en dos puntos llamados nodos, que no son fijos, y que la Luna pasa dos veces al mes. Estos puntos son los únicos para que se puedan producir eclipses (de Sol o de Luna).
Durante el eclipse solar, la Luna arroja una sombra sobre la superficie terrestre. Estas sombras están compuestas de dos zonas bien diferenciadas: la penumbra o sombra exterior y la umbra o sombra interior.
Espectacular fotografía del eclipse total de Sol del 11 de julio de 1990
Si la Luna está a una distancia angular menor de 15º 21' del nodo habrá un eclipse parcial de Sol. En este tipo de eclipse la Luna no llega a tocar ningún lugar de la superficie terrestre y se producen en latitudes altas (norte o sur) y corresponden a los primeros o últimos eventos de un ciclo de saros.
Todo eclipse parcial se desarrolla en dos contactos.
El primer contacto es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, marcando el inicio del fenómeno. Tras el avance paulatino de la Luna, se llega al medio del eclipse, movimiento en el que se cubre una mayor fracción del disco solar.
A partir de este momento la Luna comienza a retirarse hasta llegar al último contacto, fin del eclipse parcial.
Si la Luna Nueva se encuentra entre 11º 50' y 9º 55' del nodo, la umbra alcanzará la Tierra, dando lugar a un eclipse solar anular, aquí la Luna se halla en el apogeo y la Tierra en el perihelio, luego la umbra se queda a 39.400 km del centro de la Tierra y genera una umbra negativa o anti-umbra. La imagen de la Luna aparece menor que la del Sol mostrándose siluetas sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse tiene cuatro contactos. Hay una primera fase parcial en la que se producirá el primer contacto, o instante en el que se tocan por primera vez ambos discos. Poco a poco, durante una hora y media, el disco solar se va ocultando hasta que se produce el segundo contacto: es cuando el disco lunar entra completamente en la superficie solar. Se inicia la fase central o anularidad, culminando con el medio del evento. Posteriormente se invierten los procesos con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto o finalización del eclipse. Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la penumbra, ve el fenómeno como parcial.
Cuando la Luna Nueva está a menos de 9º 55' del nodo y en el perigeo, mientras que la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra produciendo un eclipse total de Sol. Los conos de sombra producen un barrido sobre la superficie de la Tierra denominado trayectoria de totalidad, desde el cual el fenómeno se contempla como total, fuera de la umbra el evento se contempla como parcial. Los eclipses totales también constan de cuatro contactos. En el primer contacto ambos discos se tocan pero antes de llegar al segundo contacto, la iluminación del ambiente cambia drásticamente y los parámetros atmosféricos cambian. En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamante, un fulgor que, por efecto de irradiación, tiene lugar en el punto donde desaparece la fotosfera.
De repente aparece la corona solar, es decir, aparecen en el firmamento los planetas y las estrellas más brillantes. La totalidad dura poco y con el tercer contacto sucede de manera análoga pero en orden inverso.
Otro tipo de eclipse total es el híbrido, mixto o anular-total. Tiene lugar cuando la punta de la umbra cae corta sobre la superficie de la Tierra y el evento es anular, pero en su proyecto va cambiando a total, para terminar en anular.
2.5 Posición aparente de los planetas interiores
Mercurio y Venus son los planetas que se encuentran situados más cerca del Sol que de la Tierra, son los denominados planetas interiores.
El planeta más próximo al Sol es Mercurio y se mueve en el cielo más rápido que cualquier otro planeta y su periodo de rotación es de 58'65 días, esto es, 2/3 de su periodo de traslación alrededor del Sol.
Venus es el astro, tras el Sol y la Luna, más brillante del cielo, alcanzando en condiciones favorables (39 días antes o después de la conjunción inferior) la magnitud -4.4. Debido a que aparece antes de la salida del Sol o después de su puesta, se le conoce como "lucero del alba" o "lucero del atardecer".
La máxima separación angular (máxima elongación) de Mercurio es de 28º y la de Venus es de 47º, por ello nunca se pueden ver en el cenit del cielo a medianoche.
Mercurio siempre aparece cerca del Sol, se le puede observar 2 horas y 15 minutos, como máximo, antes del orto y después del ocaso solar. Hecho que dificulta la observación telescópica de este planeta, ya que la luz solar nos lo impide o dificulta.
Venus también se observa antes de la salida del sol o tras su puesta. Al estar más alejado del Sol, es observable hasta 4 horas como máximo antes del orto y después del ocaso solar.
Ambos planetas presentan fases como la Luna. Los planetas interiores presentan una geometría de posiciones planetarias diferentes a los planetas exteriores. Para explicar estos movimientos relativos consideremos al Sol en el centro de dos circunferencias concéntricas, representando la de radio menor la órbita del planeta interior y la de mayor radio a la órbita terrestre.
Se dice que un planeta está en conjunción superior cuando el planeta está en su posición más alejada de la Tierra. En las proximidades de una conjunción superior, un planeta interior muestra su cara totalmente iluminada, pero resulta difícil de observar considerando su aparente cercanía al Sol.
Al aproximarse la máxima elongación Este (oriental), siendo visible al anochecer, el planeta revela un efecto de fase creciente como la Luna.
Transcurrido un tiempo, el planeta está en conjunción inferior, se dice que el planeta está en conjunción inferior cuando el planeta está en su posición más próxima a la Tierra. En la conjunción inferior no podrá observarse al planeta, tanto por su cercanía al Sol como por la reducida porción iluminada, ya que dirigirá hacia la Tierra su cara oscura. Posteriormente, el planeta alcanza su máxima elongación Oeste (occidental) siendo el planeta visible en las proximidades del alba, hasta por último encontrarse en una nueva conjunción superior.
2.6 La Luna - La órbita lunar
Para los observadores, antes de emprender una observación de la Luna, conviene conocer su movimiento orbital alrededor de la Tierra, para comprender su movimiento aparente y los diversos aspectos que puede presentar en el cielo a un observador terrestre.
La Luna es el objeto astronómico más próximo a la Tierra.
La Luna gira alrededor de la Tierra describiendo una elipse en uno de cuyos focos se encuentra la Tierra con una gran inclinación, igual a 0,05490. Siguiendo este valor, el perigeo (distancia mínima de la Luna a la Tierra) está a 363.296 km y el apogeo (distancia más próxima de la Luna a la Tierra) está a 405.504 km, siendo la distancia media 384.400 km.
También se representan algunos elementos orbitales de nuestro satélite natural.
Su semieje mayor es de 384.399,1 km, la inclinación respecto de la eclíptica es 5,14540 (fracción de grado) o 5º 08' 43,33017'' (grados sexagesimales). La longitud del nodo ascendente y la latitud del perigeo varían cíclicamente con el tiempo entre 0º y 360º, y no se las puede definir con un valor medio.
La intersección de la órbita lunar y la eclíptica determinan una recta que corta en dos puntos, denominados nodo ascendente y nodo descendente. Sólo en los puntos del nodo ascendente y descendente da lugar al fenómeno de los eclipses, tanto lunares como solares. La línea que une ambos nodos se denomina línea de los nodos. Dicha línea no conserva una dirección fija respecto de las estrellas lejanas, sino que retrograda en sentido inverso sobre el plano de la eclíptica al movimiento orbital de la Luna con un periodo de 18'6 años (6793'5 días). A consecuencia de ello, para volver al mismo nodo, debe realizar al menos una revolución completa (mes draconícito).
La línea que une los puntos del perigeo y apogeo se denomina línea de las ápsides. Dicha línea tiene un movimiento directo y se efectúa en el plano de la órbita lunar. Su periodo es de 8'85 años (3232'6 días).
2.7 Revoluciones de la Luna
El periodo de traslación de la Luna alrededor de la Tierra (mes o revolución lunar) puede considerarse de diferentes modos:
1) Mes sidéreo: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el círculo horario de una estrella vista desde la Tierra. Su duración es de 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,6 segundos. Tiene poca importancia astronómica y su valor se calcula dado el semieje mayor de la órbita.
2) Mes sinódico: es el tiempo transcurrido entre dos posiciones análogas de la Luna y el Sol, es decir entre dos fases lunares. Su duración es de 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2'9 segundos y se denomina lunación.
3) Mes trópico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el círculo horario del punto Aries (g). Su duración es de 27 días, 7 horas, 43 minutos, 4,7 segundos.
4) Mes anomalístico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 días, 13 horas, 18 minutos, 33,2 segundos.
5) Mes draconítico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el nodo ascendente de su órbita. Su duración es de 27 días, 5 horas, 5 minutos, 35,8 segundos.
La Luna tiene un movimiento de rotación en sentido directo alrededor de su eje, y el tiempo que emplea en una rotación es el mismo que el de su revolución sidérea. La duración de la rotación es igual a la que tarda en recorrer su órbita alrededor de la Tierra, por ello, la Luna presenta siempre la misma cara a la Tierra salvo ligeras variaciones debido a las libraciones.
Rotación y traslación tardan lo mismo, por consiguiente, la Luna nos presenta siempre la misma cara.
2.8 Libraciones de la Luna
Como la órbita es elíptica y el eje de rotación está inclinado respecto a la perpendicular del plano orbital, se produce un efecto conocido como libración (en longitud y latitud) que nos permite ver desde nuestro planeta algo más de la mitad de la superficie lunar (el 59%).
La libración en longitud se debe a que la Luna gira uniformemente con respecto a su eje, mientras que el movimiento orbital es más rápido cerca del perigeo y más lento cerca del apogeo (por la segunda ley de Kepler).
Por tanto, un detalle superficial lunar, que en el perigeo y en el apogeo se encuentra justo en el meridiano del lugar, se hallará algo hacia el este del meridiano cuando la Luna está entre el perigeo y el apogeo, y algo hacia el oeste cuando la misma está entre el apogeo y el perigeo.
Esto implica que vemos más del 50% de la superficie lunar. El periodo de la libración en longitud es igual al mes anomalístico.
La libración en latitud es debida a la inclinación del eje de rotación lunar con respecto a la perpendicular del plano orbital. Los puntos rojos muestran los detalles superficiales que se encuentran alternativamente algo al sur o algo al norte del centro de la superficie lunar vista desde la Tierra. El periodo de libración en latitud es igual al mes draconítico.
La libración diurna o paraláctica depende del lugar de observación en la superficie de la Tierra: dos observadores que se encuentran en dos puntos diferentes de la superficie terrestre ven en un mismo momento regiones algo diferentes de la superficie lunar.
Este es un ejemplo de libración diurna o paraláctica.
2.9 Las fases lunares
Se llaman fases lunares a los diversos aspectos bajo los cuales se presenta la Luna y que dependen de la posición relativa del Sol, de la Tierra y de la Luna, en un proceso cíclico determinado por los diversos estados de iluminación en que se nos muestra el disco lunar. Si observamos a la Luna en días sucesivos vemos que su forma aparente varía de un día para otro.
El periodo de este ciclo o lunación es de un mes sinódico. Para explicar este fenómeno de las fases suponemos a la Tierra en el centro de una circunferencia que representa la órbita lunar. Suponiendo el Sol situado a la derecha, el hemisferio de la Luna que se presenta al Sol estará iluminado y oscuro el opuesto.
El origen de la lunación se sitúa en la denominada Luna Nueva o novilunio, momento en que la Luna está en conjunción con el Sol.
En este momento se inicia una revolución sinódica. La Luna presenta a la Tierra el hemisferio no iluminado por el Sol y está oscura, por tanto, no vemos la Luna. Se denomina edad de la Luna para un instante dado de la lunación al tiempo transcurrido entre la Luna nueva (edad=0) y dicho instante. Las salidas y puestas de la Luna y del Sol casi coinciden, lo mismo que el paso de estos astros por el meridiano. Al tener la Luna un movimiento propio diario próximo a 13º en sentido directo, mientras que el Sol se desplaza 1 º al día, la Luna se desplaza con respecto al astro rey unos 13 º al día y, por ello, 2 ó 3 días después de Luna Nueva se presenta tras el ocaso del Sol bajo la forma de delgado huso, como un gajo con los cuernos hacia la izquierda. A continuación te ofrecemos una gráfica en la que se representan las diferentes fases de la Luna.
En la próxima unidad didáctica le explicamos todo este proceso.
2.10 Explicación de las fases de la luna
Al pasar el tiempo el huso luminoso se ensancha y al transcurrir una semana desde la Luna Nueva, la Luna está a 90º del Sol (la Luna está en cuadratura) y está en fase Cuarto Creciente viéndose en forma de semicírculo iluminado. Su edad es de 7 días, 9 horas, 11 minutos y 0,72 segundos; en esta posición la Luna pasa por el meridiano del lugar aproximadamente 6 horas después del Sol.
En días sucesivos, el borde recto se curva aumentando la parte iluminada hasta que dos semanas después de Luna Nueva es Luna Llena o plenilunio viéndose todo el disco iluminado. Su edad es de 14 días, 18 horas, 22 minutos y 1,45 segundos. La Luna pasa por el meridiano del lugar a medianoche y está en oposición (la Tierra está situada entre el Sol y la Luna). Las longitudes del Sol y de la Luna difieren 180º. El observador, situado en la parte oscura de la Tierra, es de noche para él, verá toda la cara de la Luna iluminada. En Luna Llena, cuando el Sol sale la Luna se pone.
Después de la Luna Llena, la parte iluminada va disminuyendo gradualmente y pasa por aspectos simétricos pero opuestos a los presentados antes de Luna Llena, se dice que la Luna decrece.
Al transcurrir una semana de Luna Llena, la Luna se encuentra en Cuarto Menguante y su apariencia es como un semicírculo pero en el diámetro hacia levante (a la derecha). La edad de la Luna es de 22 días, 3 horas, 33 minutos y 2,2 segundos. Es el momento en que la Luna está a 270º del Sol (la Luna de nuevo está en cuadratura).
Con el paso del tiempo, la Luna volverá a presentarse bajo la forma de un gajo pero con los cuernos hacia la derecha, hasta que finalmente a la edad de 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,9 segundos, transcurrido un mes sinódico, llegamos de nuevo a la Luna Nueva que supone el comienzo de otra lunación.
2.11 Mecanismo de un eclipse de luna
Los eclipses de Luna son producidos por la interposición de la Tierra entre el Sol y la Luna, es decir, cuando la sombra de la Tierra cae sobre la Luna, y ocurre necesariamente en el momento de una Luna Llena (Sol y Luna en oposición, es decir, diametralmente opuestos en el cielo con respecto a la Tierra), es decir en un eclipse de Luna se requiere la alineación Sol, Tierra y Luna.
Si un cuerpo opaco de forma esférica se sitúa ante un foco luminoso también esférico, el límite de la sombra será la superficie cónica tangente a los dos cuerpos y aparecerán zonas de sombra y zonas de penumbra. La Tierra hace que los rayos solares no pasen en un cono llamando umbra o sombra y en otra región del espacio deja pasar parte de los rayos solares, llamada penumbra. El anillo de la penumbra tiene sensiblemente el mismo ancho que la Luna y el diámetro de la sombra es casi el triple.
En el caso de un eclipse de Luna, el Sol es la fuente luminosa y la Tierra es el cuerpo opaco. Para que la Luna entre en el cono de la sombra es preciso que la Luna esté en oposición y en Luna Llena o plenilunio. Si la Luna entra entera en el cono de sombra se producirá un eclipse total de Luna, si sólo entra una parte, se producirá un eclipse parcial de Luna.
Si el plano de la órbita lunar coincidiese con la Eclíptica, en cada oposición o plenilunio, habría un eclipse de Luna. Pero hay que recordar que el plano de la órbita lunar está inclinado 5º 8' respecto de la Eclíptica y, por tanto el cono de sombra pasará unas veces por debajo y otras por encima de la Luna, luego no habrá eclipse de Luna. Cuando haya una oposición y la Luna se encuentre en el nodo (momento en que la latitud de la Luna vale cero) o próximo al mismo, entonces habrá un eclipse de Luna.
Parámetros geométricos de un eclipse de luna
El eclipse lunar lo pueden ver todos los observadores que vean a este objeto sobre su horizonte. Los tintes cobrizos que se observan en un eclipse total de Luna se deben a la refracción de los rayos solares en la atmósfera terrestre, proyectando sobre la Luna matices comparables a los de una puesta de Sol. La iluminación de la Luna durante un eclipse depende de nuestra atmósfera: el polvo, las cenizas volcánicas en suspensión en el aire oscurecen el eclipse.
El borde de la Luna se oscurece, primero de manera poco apreciable, posteriormente es más perceptible. Después de una hora la Luna ha entrado totalmente en la penumbra de la Tierra y ha perdido brillo. Aparece una escotadura negra que muerde el borde este, es la entrada en la sombra terrestre. La escotadura aumenta progresivamente y en una hora ya ha envuelto a la totalidad del disco lunar.
Al principio, la sombra es de color gris azulado y a medida que envuelve al disco lunar se torna rojiza. A partir del eclipse total domina el rojo, pero la tonalidad varía en el curso del fenómeno.
2.12 La escala de Danjon
Durante el eclipse la Luna presenta un grado de visibilidad según la denominada Escala de Danjon:
La Luna puede permanecer eclipsada durante 1 hora y 45 minutos como máximo, después la Luna sale de la sombra con un pequeño creciente luminoso, va ensanchándose a la izquierda del limbo, hasta que la sombra abandona el disco y la penumbra es enseguida sobrepasada. El eclipse ha terminado y puede durar unas 6 horas (desde A a F).
En la figura de abajo la órbita I muestra un caso límite en el que no hay eclipse; la Luna es tangente a la penumbra.
Tenemos una línea que indica el medio del eclipse: la Luna Llena se produce en el momento en que la Luna está en la línea del "instante de Luna Llena".
La órbita III ofrece un eclipse parcial de Luna (por la sombra). A es el principio del eclipse y D es el fin del eclipse. B es el comienzo del eclipse por la sombra (es el primer contacto por la sombra) y C es el fin del eclipse por la sombra (es el último contacto por la sombra). Aquí el instante de Luna Llena precede al medio del eclipse.
La órbita IV reproduce un eclipse total de Luna (total por la sombra, pero precedido y seguido por un eclipse, también total, por la penumbra). Las posiciones ABCDEF caracterizan las fases del eclipse. La totalidad tiene lugar entre las posiciones C y D. El medio del eclipse y el instante de la Luna Llena están muy próximos.
La órbita II representa un eclipse parcial por la penumbra, fenómeno que llama poco la atención y pueden aún pasar inadvertidos si su magnitud es débil.
2.13 Posiciones aparentes de los planetas exteriores
Son planetas exteriores aquellos que se encuentran situados más lejos del Sol que de la Tierra. Son los siguientes: Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
Cuando la Tierra y el planeta exterior se encuentran en posiciones opuestas respecto al Sol, se dice que el planeta se encuentra en conjunción. Este es el momento en que el planeta se encuentra detrás del Sol, siendo imposible de observarlo. Se dice que un planeta externo está en oposición cuando el planeta está en su posición más próxima a la Tierra, aquí es visible durante toda la noche: el Sol se pone por el oeste y el planeta sale por el este.
Conforme pasa el tiempo el planeta se eleva hasta que se oculta por el oeste, más o menos en el momento en que el Sol va a salir por el este.
Representación de las posiciones aparentes de los planetas exteriores vistos desde el horizonte del lugar de un observador.
Se puede ver un planeta durante el tiempo en que no está en oposición. Cuanto más se acerque a su conjunción menos tiempo se podrá ver en el firmamento. Se dice que un planeta externo está en cuadratura con el Sol cuando el ángulo formado por el planeta-Tierra-Sol es un ángulo recto, de 90º. Se pueden observar un efecto de fase en algunos planetas exteriores.
2.14 Fenómenos mútuos de los satélites galileanos
Júpiter, el mayor planeta del Sistema Solar, tiene en la actualidad 17 satélites. Los cuatro primeros: Io (un satélite con actividad volcánica), Europa, Ganímedes y Calixto fueron descubiertos por Galileo Galilei. En su honor estas cuatro lunas son las denominadas satélites galileanos.
Los cuatro satélites galileanos pueden ser observados con instrumentos ópticos medianos, así como apreciarse los siguientes fenómenos o detalles:
1) Eclipses: producidos cuando un satélite penetra en la sombra proyectada por Júpiter.
2) Ocultaciones: son aquellas que se producen por el paso de un satélite tras el planeta Júpiter.
3) Pasos: se originan cuando un satélite se interpone entre Júpiter y la Tierra.
4) Pasos de sombra: son causados por la proyección de la sombra de un satélite sobre el planeta.
2.15 Los cometas
Antiguamente a los cometas los han relacionado con sucesos nefastos, guerras, epidemias, etc... La palabra cometa procede del griego y significa "cabellera", referida a la morfología de estos astros.
Representación gráfica de los fenómenos mutuos galileanos: visto desde la Tierra podemos presenciar con la ayuda de un instrumento óptico, como es el telescopio, los tránsitos, ocultaciones y eclipses de los satélites y Júpiter.
En la actualidad, la hipótesis más aceptada es la formulada por el astrónomo Oort, según la cual hay una vasta región del espacio situada entre 40.000 y 150.000 U.A. En la cual existen 100.000.000.000 núcleos cometarios, denominada Nube de Oort. Debido a perturbaciones esporádicas, causadas por el paso próximo de alguna estrella, algunos de éstos núcleos pueden ser impulsados al Sistema Solar. Una parte de ellos se acercarían al Sol según órbitas hiperbólicas o parabólicas y se alejarían después desapareciendo. Otros núcleos, debido a la influencia gravitatoria del Sol y de los planetas, como Júpiter y Saturno, serían capturados y se convertirían en periódicos con órbitas elípticas. Tras completar un gran número de órbitas o revoluciones alrededor del Sol ya habrían gastado su materia y acabarían por desaparecer por el continuo desgaste.
Los cometas pueden describir tres tipos de órbitas:
1) Elípticas: los cometas cuyas órbitas son elípticas tienen carácter de periódico moviéndose alrededor del Sol, el cual ocupa uno de sus focos. Por regla general, sus excentricidades son grandes. Algunos cometas tienen períodos orbitales relativamente cortos como es el caso del cometa P/Encke, con un periodo de 3'3 años mientras que otros tienen centenares de años.
Como los cometas tienen unas masas muy pequeñas, sus influencias gravitatorias sobre los planetas son casi nulas. Por el contrario, debido a las perturbaciones gravitatorias del Sol y de algunos planetas gigantes, concretamente Júpiter y Saturno, es muy frecuente que el periodo orbital del cometa se altere, experimentando cambios, a veces espectaculares.
Una de las alteraciones son las capturas de cometas por los planetas, cuyo afelio puede situarse mucho más allá de Plutón (cometas no periódicos) transformándolos en cometas de periodo más corto del que tenían, cuyo afelio se encuentra dentro del Sistema Solar. Estas capturas originan las familias de cometas como la de Júpiter, compuesta por más de 60 miembros cuyo afelio se localiza cerca de la órbita de Júpiter. También hay familias de Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
2) Hiperbólicas.
3) Parabólicas.
Los cometas cuyas órbitas son hiperbólicas o parabólicas no son periódicos puesto que sus curvas no son cerradas. Luego, aparecen una sola vez surgiendo de las profundidades del espacio, se acercan al Sol y se alejan del mismo desapareciendo para siempre.
Las órbitas de los cometas tienen muy distintas inclinaciones sobre el plano de la Eclíptica. Algunas de ellas tienen una inclinación mayor de 90º por lo que los cometas que las poseen se mueven en sentido retrógrado, como por ejemplo el cometa Halley.
2.16 La nomenclatura de los cometas
La nomenclatura de los cometas
Los cometas se designan mediante una nomenclatura, es decir con el nombre de su descubridor/es (máximo tres descubridores), seguido del año del descubrimiento y una letra minúscula que indica el número de orden de la aparición del cometa dentro de ese año. Cuando se conocen los datos orbitales del mismo, el año se sustituye por el año del paso por el perihelio, seguido de un número romano que indica el número de orden de ese paso.
Para que un cometa sea visible debe acercarse al Sol, este provoca transformaciones al cometa haciéndolo que sea visible con telescopio, si es débil, o a simple vista si es brillante.
Típica y morfológicamente un cometa consta de:
1) Núcleo.
2) Coma o cabellera.
3) Cola o colas.
Frecuentemente los cometas aparecen desprovistos de cola, particularmente aquellos que ya han dado muchas vueltas al Sol perdiendo paulatinamente parte de su masa. En otras ocasiones muestran una espiga o pincho en la cara opuesta a la cola. La más aceptada entre los astrónomos es que el núcleo es una bola de nieve sucia, suponiendo que el núcleo de un cometa es una bola de hielo mezclado con partículas de polvo. Las dimensiones del núcleo pueden oscilar entre 1 y 100 kilómetros.
Cuando un cometa se acerca al Sol la radiación solar evapora parte del material helado del núcleo. En este proceso de evaporación se desprenden partículas de polvo formándose así una nube de gas y polvo que envuelve al núcleo. Dicha nube es la coma o cabellera del cometa cuyo diámetro puede alcanzar los 100.000 kilómetros.
Modelo de la estructura de los cometas.
La coma es visible gracias a dos procesos: por un lado, el polvo del cometa refleja la luz solar; por otro lado las moléculas gaseosas de disocian debido a la radiación solar, y se vuelven fluorescentes emitiendo luz.
2.17 Las colas de los cometas y los asteroides
La cola de un cometa también lo origina el Sol. El primer astrónomo que se dio cuenta de la importancia del Sol en el desarrollo de este fenómeno fue Pedro Apiano, quien constató que la cola de los cometas siempre se desplegaban en dirección opuesta al Sol.
Orientación de las colas de los cometas.- Con frecuencia se observan en un mismo cometa dos colas diferentes: una cola de polvo y otra denominada cola iónica. Las colas de polvo son colas curvadas, están formadas por partículas de polvo arrancadas de la coma por la presión de la radiación solar y las alejan de la coma. Las colas iónicas son colas rectilíneas (o de muy débil curvatura) causadas por la radiación solar que ioniza las moléculas de la coma adquiriendo carga eléctrica, y los campos magnéticos del viento solar arrastran lejos de la coma dichas moléculas formando así la cola iónica.
2.18 Los asteroides
Los asteroides constituyen un conjunto numeroso y heterogéneo de pequeños astros, también denominados planetas menores, de forma irregular, que describen órbitas alrededor del Sol, la mayoría de las cuales quedan comprendidas entre las órbitas de Marte y Júpiter en el denominado Cinturón principal. Un asteroide es un pequeño cuerpo rocoso que gira alrededor del Sol con un diámetro inferior a 1000 km.
Los primeros asteroides se descubrieron de forma fortuita, cuando se dedicaban a encontrar el planeta que faltaba por buscar entre las órbitas de Marte y Júpiter. Sólo un 10% de ellos tienen un tamaño considerable, por ejemplo el mayor de todos y el primero en ser descubierto el 1 de enero de 1801 en Palermo (Italia) es 1 Ceres, tiene 1020 km. de diámetro, 2 Pallas y 4 Vestas siguen a Ceres en tamaño, con un diámetro aproximado de 540 km. En 1845 se descubrieron cinco asteroides. Diez años más tarde, eran ya cuarenta los asteroides descubiertos. Con la aplicación de las técnicas fotográficas, alrededor de 1895, se descubrían 15 asteroides por año, veinticinco asteroides por año en 1910, cuarenta al año en 1930...
La velocidad relativa que alcanzan estos asteroides en el cinturón principal es de 5 km/seg. Las colisiones, cuando se producen, son violentas y destructivas. Se piensa que los asteroides más corpulentos han debido sufrir varios ciclos sucesivos de destrucción-reconstrucción.
En 1920 K. Hirayama observó que ciertos asteroides tenían algunos de sus elementos orbitales agrupados en familia. Una familia comprende un asteroide principal que da su nombre y una nube de asteroides asociados mucho más pequeños.
Ejemplo, la familia asociada a 8 Flora (160 km) es la más conocida y poblada puesto que se conoce más de 400 miembros, la familia de 24 Themis (200 km) contiene 150 miembros, de los cuales tres miden más de 100 km. como 90 Antiope, 268 Adorea, 171 Ophelia.
En la órbita de Júpiter, alrededor de los puntos de Lagrange, uno a 60º delante de la órbita del planeta gigante gaseoso y otro a 60º detrás del mismo, se encuentra un grupo de asteroides denominados griegos los unos y troyanos los otros.
Si se representa en un diagrama la abundancia de asteroides en función de la distancia al Sol, se encuentra que la distribución es discontinúa, existiendo lagunas o vacíos de asteroides, causados por la acción gravitatoria de Júpiter. Dichas lagunas o regiones despobladas se denominan "Lagunas de Kirtwood". La explicación clásica es que la atracción de Júpiter elimina por efecto de resonancia las órbitas cuyo periodo es una fracción racional de la suya. Por ejemplo, los objetos que tienen un semieje mayor a de 2,50 U.A. Ejecutan tres giros alrededor del Sol en el mismo tiempo en que Júpiter ejecuta un giro: es la resonancia 3/1, otras resonancias son 2/1, 3/2. Cuanto más lejos del cinturón principal más estabilizador es la resonancia.
Hoy en día, se conocen unos pequeños asteroides cuyas órbitas se acercan mucho a la órbita terrestre a gran velocidad, son los llamados "Aten-Amor-Apolo" y se distinguen en varias categorías:
1) Los cuerpos cuya órbita pasa cerca de la del planeta Marte como el asteroide Hungaria.
2) Los objetos cuyo perihelio está más cerca del Sol que de Marte, a menudo los llaman "Mars-Crossers". Éstos se subdividen en cuatro subconjuntos:
2.1) Aquellos que no se acercan a menos de 1,30 U.A. del Sol.
2.2) Aquellos que pasan cerca de la Tierra pero no se internan en la órbita terrestre, su prototipo es 1221 Amor.
2.3) Aquellos que se internan dentro de la órbita terrestre y poseen un periodo mayor de año. Su prototipo es 1862 Apollo.
2.4) Igual que en 2.3) pero con un periodo orbital menor de un año. Ejemplo típico: 2062 Aten.
Es preciso saber que el 75% de los asteroides están concentrados en el zodiaco (definido como una banda de 15º de anchura aparente centrado en la eclíptica). La mayoría de ellos son demasiado débiles para poder ser detectados por un telescopio de aficionado, sólo unos cuantos, los más brillantes, pueden ser observados. Para esto, consultar las efemérides de las revistas astronómicas y los programas informáticos de astronomía.
2.19 Los meteoros
Un meteoroide es un fragmento de materia, de tamaño y forma variable que situado en el espacio interplanetario puede ser atraído por el campo gravitatorio de la Tierra y caer sobre nuestro planeta. Debido al rozamiento con la atmósfera se produce una fuerte elevación de temperatura que origina un fenómeno luminoso, visible, conocido como meteoro o estrella fugaz.
Cuando un meteoro alcanza un alto brillo (magnitud -4 o más) se denomina bólido. Por último, cuando un meteoroide logra alcanzar la superficie terrestre se denomina meteorito.
Para los meteoros visibles con una magnitud comprendida entre 1 y 6 tienen un peso entre 2 miligramos y 2 gramos.
Pero hay fragmentos mucho más pequeños que causan meteoros indetectables a simple vista, constituyendo la cantidad total de materia meteórica que cae sobre la Tierra en un día, entre 1.000 y 10.000 toneladas.
Los meteoros pueden presentarse esporádicamente en cualquier punto de la bóveda celeste, o bien formando las denominadas lluvias de meteoros. Cualquier noche despejada es apropiada para la observación de meteoros esporádicos, pero son más frecuentes en la segunda mitad de la noche.
Durante una lluvia de meteoros, la frecuencia de meteoros suele ser mayor. En algunas se han llegado a contar 2.000 meteoros/hora. Si durante una lluvia de meteoros se representan los trazos meteóricos en un mapa estelar, se observa que todos ellos parecen proceder de un punto, a ese punto se le denomina radiante. Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación de la cual está situado el radiante, por ejemplo las leónidas, cuyo radiante se sitúa en Leo, las táuridas (en Tauro), las oriónidas (en Orión), las perseidas (en Perseo), etc...
En cuanto al origen de las lluvias de meteoros, éstas son asociadas a las órbitas cometarias, se producen cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa. Los enjambres de meteoroides son restos o residuos de los cometas que giran alrededor del Sol en órbitas elípticas. Los meteoros esporádicos son originados por meteoroides residuales de antiguos enjambres.
2.17 Las colas de los cometas y los asteroides
La cola de un cometa también lo origina el Sol. El primer astrónomo que se dio cuenta de la importancia del Sol en el desarrollo de este fenómeno fue Pedro Apiano, quien constató que la cola de los cometas siempre se desplegaban en dirección opuesta al Sol.
Orientación de las colas de los cometas.- Con frecuencia se observan en un mismo cometa dos colas diferentes: una cola de polvo y otra denominada cola iónica. Las colas de polvo son colas curvadas, están formadas por partículas de polvo arrancadas de la coma por la presión de la radiación solar y las alejan de la coma. Las colas iónicas son colas rectilíneas (o de muy débil curvatura) causadas por la radiación solar que ioniza las moléculas de la coma adquiriendo carga eléctrica, y los campos magnéticos del viento solar arrastran lejos de la coma dichas moléculas formando así la cola iónica.
2.18 Los asteroides
Los asteroides constituyen un conjunto numeroso y heterogéneo de pequeños astros, también denominados planetas menores, de forma irregular, que describen órbitas alrededor del Sol, la mayoría de las cuales quedan comprendidas entre las órbitas de Marte y Júpiter en el denominado Cinturón principal. Un asteroide es un pequeño cuerpo rocoso que gira alrededor del Sol con un diámetro inferior a 1000 km.
Los primeros asteroides se descubrieron de forma fortuita, cuando se dedicaban a encontrar el planeta que faltaba por buscar entre las órbitas de Marte y Júpiter. Sólo un 10% de ellos tienen un tamaño considerable, por ejemplo el mayor de todos y el primero en ser descubierto el 1 de enero de 1801 en Palermo (Italia) es 1 Ceres, tiene 1020 km. de diámetro, 2 Pallas y 4 Vestas siguen a Ceres en tamaño, con un diámetro aproximado de 540 km. En 1845 se descubrieron cinco asteroides. Diez años más tarde, eran ya cuarenta los asteroides descubiertos. Con la aplicación de las técnicas fotográficas, alrededor de 1895, se descubrían 15 asteroides por año, veinticinco asteroides por año en 1910, cuarenta al año en 1930...
Estas son fotografías de asteroides tomadas por las sondas, a la izquierda el asteroide Mathilde y a la derecha Ilda con su luna.
La velocidad relativa que alcanzan estos asteroides en el cinturón principal es de 5 km/seg. Las colisiones, cuando se producen, son violentas y destructivas. Se piensa que los asteroides más corpulentos han debido sufrir varios ciclos sucesivos de destrucción-reconstrucción.
En 1920 K. Hirayama observó que ciertos asteroides tenían algunos de sus elementos orbitales agrupados en familia. Una familia comprende un asteroide principal que da su nombre y una nube de asteroides asociados mucho más pequeños.
Ejemplo, la familia asociada a 8 Flora (160 km) es la más conocida y poblada puesto que se conoce más de 400 miembros, la familia de 24 Themis (200 km) contiene 150 miembros, de los cuales tres miden más de 100 km. como 90 Antiope, 268 Adorea, 171 Ophelia.
En la órbita de Júpiter, alrededor de los puntos de Lagrange, uno a 60º delante de la órbita del planeta gigante gaseoso y otro a 60º detrás del mismo, se encuentra un grupo de asteroides denominados griegos los unos y troyanos los otros.
Si se representa en un diagrama la abundancia de asteroides en función de la distancia al Sol, se encuentra que la distribución es discontinúa, existiendo lagunas o vacíos de asteroides, causados por la acción gravitatoria de Júpiter. Dichas lagunas o regiones despobladas se denominan "Lagunas de Kirtwood". La explicación clásica es que la atracción de Júpiter elimina por efecto de resonancia las órbitas cuyo periodo es una fracción racional de la suya. Por ejemplo, los objetos que tienen un semieje mayor a de 2,50 U.A. Ejecutan tres giros alrededor del Sol en el mismo tiempo en que Júpiter ejecuta un giro: es la resonancia 3/1, otras resonancias son 2/1, 3/2. Cuanto más lejos del cinturón principal más estabilizador es la resonancia.
Hoy en día, se conocen unos pequeños asteroides cuyas órbitas se acercan mucho a la órbita terrestre a gran velocidad, son los llamados "Aten-Amor-Apolo" y se distinguen en varias categorías:
1) Los cuerpos cuya órbita pasa cerca de la del planeta Marte como el asteroide Hungaria.
2) Los objetos cuyo perihelio está más cerca del Sol que de Marte, a menudo los llaman "Mars-Crossers". Éstos se subdividen en cuatro subconjuntos:
2.1) Aquellos que no se acercan a menos de 1,30 U.A. del Sol.
2.2) Aquellos que pasan cerca de la Tierra pero no se internan en la órbita terrestre, su prototipo es 1221 Amor.
2.3) Aquellos que se internan dentro de la órbita terrestre y poseen un periodo mayor de año. Su prototipo es 1862 Apollo.
2.4) Igual que en 2.3) pero con un periodo orbital menor de un año. Ejemplo típico: 2062 Aten.
Es preciso saber que el 75% de los asteroides están concentrados en el zodiaco (definido como una banda de 15º de anchura aparente centrado en la eclíptica). La mayoría de ellos son demasiado débiles para poder ser detectados por un telescopio de aficionado, sólo unos cuantos, los más brillantes, pueden ser observados. Para esto, consultar las efemérides de las revistas astronómicas y los programas informáticos de astronomía.
2.19 Los meteoros
Un meteoroide es un fragmento de materia, de tamaño y forma variable que situado en el espacio interplanetario puede ser atraído por el campo gravitatorio de la Tierra y caer sobre nuestro planeta. Debido al rozamiento con la atmósfera se produce una fuerte elevación de temperatura que origina un fenómeno luminoso, visible, conocido como meteoro o estrella fugaz.
Cuando un meteoro alcanza un alto brillo (magnitud -4 o más) se denomina bólido. Por último, cuando un meteoroide logra alcanzar la superficie terrestre se denomina meteorito.
Para los meteoros visibles con una magnitud comprendida entre 1 y 6 tienen un peso entre 2 miligramos y 2 gramos.
Pero hay fragmentos mucho más pequeños que causan meteoros indetectables a simple vista, constituyendo la cantidad total de materia meteórica que cae sobre la Tierra en un día, entre 1.000 y 10.000 toneladas.
Los meteoros pueden presentarse esporádicamente en cualquier punto de la bóveda celeste, o bien formando las denominadas lluvias de meteoros. Cualquier noche despejada es apropiada para la observación de meteoros esporádicos, pero son más frecuentes en la segunda mitad de la noche.
Durante una lluvia de meteoros, la frecuencia de meteoros suele ser mayor. En algunas se han llegado a contar 2.000 meteoros/hora. Si durante una lluvia de meteoros se representan los trazos meteóricos en un mapa estelar, se observa que todos ellos parecen proceder de un punto, a ese punto se le denomina radiante. Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación de la cual está situado el radiante, por ejemplo las leónidas, cuyo radiante se sitúa en Leo, las táuridas (en Tauro), las oriónidas (en Orión), las perseidas (en Perseo), etc...
En cuanto al origen de las lluvias de meteoros, éstas son asociadas a las órbitas cometarias, se producen cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa. Los enjambres de meteoroides son restos o residuos de los cometas que giran alrededor del Sol en órbitas elípticas. Los meteoros esporádicos son originados por meteoroides residuales de antiguos enjambres.
Fuente : Cielo del mes
