20 de octubre de 2013
Observatorio Científico del Teide - España a ras de cielo - Los "time-lapses" espaciales
" Algo he aprendido en mi larga vida: que toda nuestra ciencia, contrastada con la realidad, es primitiva y pueril; y, sin embargo, es lo más valioso que tenemos "
18 de octubre de 2013
El último eclipse lunar de 2013
Alan C. Tough
Este viernes, 18 de octubre de observadores del cielo en todo el hemisferio occidental deben estar en la búsqueda de un ligero oscurecimiento de la cara de nuestro vecino más cercano celestial. Un eclipse penumbral de la Luna comienza a las 5:51 pm EDT, alcanza máximo a las 7:50 pm EDT, y termina a las 9:50 pm EDT. Un eclipse penumbral ocurre cuando la Luna pasa a través de la parte exterior menos oscuro de la sombra de la Tierra, que los astrónomos llaman la penumbra. (La parte interna oscura de la sombra es la sombra.) De hecho, la penumbra es tan leve que no verá ninguna sombra de más o menos la primera hora. Y las nubes - incluso las delgadas - obstaculizarán la vista en gran medida.Usted también necesitará un horizonte bastante despejada. Eso es debido a que sólo los observadores de la Luna en Europa, África y el este de Canadá y América del Sur será capaz de ver todo el evento. Para aquellos de nosotros en el resto de Canadá, Estados Unidos, México y el oeste de América del Sur, salida de la luna va a pasar con el eclipse ya en curso. Busque sombra inusual en mitad sur de la Luna. El borde no será el más oscuro debido a que parte de la Luna está más cerca del centro de la umbra de la Tierra. Si se presta atención, se puede ver la Luna se mueven a través de la sombra de la Tierra.
Aunque nuestro satélite natural único que parece aumentar en el este y ponerse por el oeste cada día, que el movimiento es una ilusión causada por la rotación de la Tierra. La Luna en realidad viaja a través de nuestro cielo de oeste a este. Esto significa que cuando usted mira este eclipse, la sombra aparecerá a moverse de izquierda a derecha (este-oeste) en la cara de la Luna. Este evento debe ir abriendo boca para el próximo eclipse lunar - un total mucho más dramático - que será visible a través de América del Norte dentro de seis meses, 14 de abril / 15, 2014.
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Parcial eclipse lunar de esta noche
El segundo eclipse lunar del año tiene lugar el 18/19 de octubre de nuevo este es un eclipse penumbral parcial cuando la Luna se encuentra inmerso en la zona inferior, exterior de la sombra de la Tierra llamada la penumbra. El Reino Unido es un lugar perfecto para una vez para ver todo el evento con la Luna a una altura decente. El primer eclipse en mayo era prácticamente indetectable, ya que sólo una porción muy pequeña de la Luna entra la sombra penumbral. Éste es mucho más profundo con una magnitud de 0,7649 (La magnitud de un eclipse es la fracción del diámetro del cuerpo eclipsado que es en eclipse), haciendo que el efecto visible para el ojo desnudo. Sin embargo no es como un lunar parcial o eclipse solar donde es más fácil ver una mordedura ser llevado a cabo cerca de la IIMB, en un eclipse penumbral, al menos, dos tercios de la Luna tiene que estar inmerso en la sombra para que sea evidente, aunque, las condiciones atmosféricas locales y cómo alta la Luna está en el cielo, son consideraciones importantes.
En esta imagen se muestra el mapa mundial con dos regiones: la region sombreada, donde no se podrá ver el eclipse lunar, y la region en blanco, en donde sí podrá ser visto. La imagen detalla el tipo de eclipse, la magnitud de la penumbra, magnitud de la umbra, la serie Saros a la que pertenece este eclipse, entre otros datos. La fecha y hora mostradas en esta imagen son fecha y hora internacional
Desde Ecuador
En Quito, America/Guayaquil (UTC -5), el eclipse de tipo eclipse lunar penumbral comenzará a darse a las 16:51, el máximo eclipse occurirá a las 18:50 cuando la Luna esté a una altitud de +11°; este evento terminará a las 20:50 y tendrá una magnitud penumbral de 76.5% (esto es la fracción de la Luna oscurecida por la entrada a la penumbra de La Tierra) y magnitud umbral de 0% (fracción de la Luna oscurecida por la umbra de La Tierra).
La información de la Luna mostrada aquí aplica a Quito, Ecuador el día Viernes, 18 de Octubre de 2013. (Hora local America/Guayaquil)En Quito, America/Guayaquil (UTC -5), el eclipse de tipo eclipse lunar penumbral comenzará a darse a las 16:51, el máximo eclipse occurirá a las 18:50 cuando la Luna esté a una altitud de +11°; este evento terminará a las 20:50 y tendrá una magnitud penumbral de 76.5% (esto es la fracción de la Luna oscurecida por la entrada a la penumbra de La Tierra) y magnitud umbral de 0% (fracción de la Luna oscurecida por la umbra de La Tierra).
De la salida a la puesta 12h26m
Salida de la Luna 17:57
Puesta de la Luna 05:31
La distancia entre la Luna y el Sol 149022018.76 km
Distancia entre la luna y el centro de la Tierra 383718.63 km
Iluminación de la Luna 99.3%
Fase lunar creciendo
Desde el Reino Unido
El eclipse comienza a las 22:50 BST con la Luna 40 grados en el cielo del este del sur. Por poco después de medianoche los efectos del efecto pesado de la penumbra deben ser evidentes dado buenos condiciones locales, pero no durará mucho tiempo.En el momento de la mitad del eclipse la Luna está en juego 50 grados de altura y es todavía 45 grados hacia arriba en el momento en que el eclipse termina a las 2.50am BST.
De América del Norte
, las circunstancias de observación no son ideales para Estados Unidos, pero el eclipse es visible con la más al norte y al este es el mejor. Desde Nueva York la Luna se eleva a 17:58 GMT, 10 minutos después del comienzo del eclipse. En el momento de la mitad del eclipse a las 8 pm la Luna es de 20 grados de alto el este y sube a 42 grados en el este-sur-este con el tiempo el eclipse termina alrededor de las 22:00. Bajando por la costa este de Miami, en la mitad del eclipse la Luna es de 16 grados hacia arriba y sube rápidamente a 40 grados por Eclipse terminan a las 22:00.Hacia el oeste de Chicago que salga la Luna en 17:54 CDT por lo que el inicio del eclipse no es visible. Mitad del eclipse se produce en 18:50, pero la Luna está a sólo 10 grados hacia arriba y los efectos del crepúsculo de la tarde siguen siendo un factor. Sin embargo no todo está perdido ya que la Luna ha subido a 31 grados por 21:00 CDT cuando el eclipse termina. Los residentes de Houston sólo verán las últimas etapas del evento como la Luna se eleva a la mitad del eclipse y transporta en sí poco menos de 30 grados para el final a las 9pm. La costa oeste no es favorecido en absoluto, desde Los Angeles seguirá sumido a la Luna en la oscuridad en el horizonte local, a menos de 10 grados hacia el final del eclipse a las 7 pm PDT.
En el hemisferio sur
Esta es eclipse no es visible Australia y Nueva Zelanda, con el ajuste de la Luna como se inicia el eclipse. Los observadores de Sudáfrica están muy bien situadas para ver todo el eclipse, de Ciudad del Cabo el evento dura desde la medianoche hasta las 4am. Desde el este de América del Sur observadores en Sao Paulo, Brasil se puede ver todo el eclipse desde 19:00 a 23:00, hora local, pero en el inicio de la Luna estará a 10 grados hacia arriba y crepúsculo de la tarde de un factor. Desde Buenos Aires, Argentina la Luna será de 20 grados hacia arriba en el momento de la mitad del eclipse a la hora local 21:00.
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17 de octubre de 2013
El tesoro de Tutankamón confirma el impacto de un cometa en Egipto
Un equipo de la Universidad sudafricana de Wits asegura que el cometa destruyó toda forma de vida al elevar la temperatura a 2000 ºC en el desierto del Sáhara y creando grandes formaciones de cristal de silicio.
David Block es investigador en la Universidad de Witwatersrand:
“Los cometas son únicos, extraordinarios porque llevan material muy prístino de nuestro sistema solar y de más allá. Es como si una fábrica de productos químicos itinerante entrara en la atmósfera y explotara en nuestro planeta. El cometa explota: se crean cristales que saltan en pedazos y se funden en una especie de lago de fuego que abarcó unos 6.000 kilómetros cuadrados “.
La misteriosa piedra negra estaba dentro de este cristal de silicio que perteneció a Tutankamón, hallado en el Sahara hace 20 años, por un geólogo egipcio. En Johannesburgo estudian esta pieza a la que han puesto de nombre de Hipatía, como la filósofa y matemática alejandrina. Dentro hay diamantes negros microscópicos que podrían ser parte del núcleo del cometa.
“La NASA y la Agencia Espacial Europea gastan miles de millones de dólares diseñando naves espaciales con las que tratan de impactar el núcleo de un cometa. Creo que lo increíble de este descubrimiento también está en que no necesitamos ir al espacio para recoger el material, el material está aquí. “
La historia de este cometa traerá cola: no sólo es la prueba de la caída de un cometa en la Tierra, además este descubrimiento podría ayudarnos a conocer la formación de nuestro Sistema Solar.
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Encuentran un fragmento de 570 kg del meteorito que cayó en Rusia
Llegó del espacio y ha aparecido en las profundidades de un lago.
Su peso alcanza los 570 kilos y no es otra cosa que un fragmento del meteorito que a mediados de febrero aterrorizó a los vecinos de Cheliábinsk al impactar en la ciudad rusa.
Los investigadores de la Universidad Estatal de esta localidad, que están analizando el hallazgo, aseguran que,por su tamaño puede ser considerado uno de los meteoritos más grandes jamás encontrados.
“Si pesa más de 500 kilos, el objeto es único y será uno de los más grandes meteoritos de este tipo encontrados”, declaraba el investigador de la Universidad Estatal de Cheliábinsk, Andrei Kocherov.
Los buzos rusos consiguieron sacar el gigantesco trozo del fondo del lago Chebarkul. Su análisis permitirá a los científicos determinar el tamaño total del meteorito que el 15 de febrero cayó en esta localidad situada en los Urales, dejando 1.500 heridos en la zona.
Según la NASA, en el momento de estallar en la atmósfera, el cuerpo astral tenía una masa de hasta 10.000 toneladas y es el mayor caído sobre la Tierra desde 1908.
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La sonda europea Rosetta despertará dentro de cien días para estudiar un cometa
-Lleva más de dos años en hibernación en su viaje de casi 10
años
-Va en búsqueda del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko
-Ayudará a comprender el papel de los cometas en la evolución
-Ayudará a comprender el papel de los cometas en la evolución
del sistema solar
La sonda Rosetta de la Agencia Espacial Europea (ESA), que viaja al encuentro del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y se encuentra en modo de hibernación, saldrá de ese estado el 20 de enero de 2014 a las 10:00 GMT. Pretende estudiar su objetivo y ayudar a comprender el papel de los cometas en la evolución del sistema solar.
Rosetta lleva diez años yendo al encuentro de este cometa. En ese tiempo ha seguido una compleja trayectoria que incluía tres aproximaciones a la Tierra y una a Marte. De camino a su objetivo, la sonda europea sobrevoló y fotografió dos asteroides:Steins, el 5 de septiembre de 2008 y Lutetia, el 10 de julio de 2010, según informaSINC.
Cuando se despierte, la sonda calentará sus instrumentos de navegación y luego frenará su rotación para poder apuntar su antena principal hacia la Tierra y confirmar que sigue viva. Posteriormente Rosetta, que está compuesta por una sonda y por un módulo de aterrizaje, estudiará el cometa de cerca.
Los cometas son elementos primitivos y, probablemente, el origen de gran parte del agua de nuestro planeta. También se piensa que podrían haber traído a la Tierra los ingredientes de la vida.
Rosetta hiberna en un tramo frío de su viaje
En julio de 2011 Rosetta entró en modo de hibernación para recorrer el tramo más solitario y frío de su viaje, cuando se encontraba a unos 800 millones de kilómetros del Sol, cerca de la órbita de Júpiter. La sonda orientó sus paneles solares hacia el Sol para recibir toda la energía posible y comenzó a rotar lentamente sobre su propio eje para mantener la estabilidad.
“No sabemos con precisión a qué hora recibiremos la primera señal de Rosetta, pero no se espera que sea antes de las 17:45 GMT de ese mismo día [el 20 de enero de 2014]”, ha explicado el responsable de la misión Rosetta para la ESA, Fred Jansen. “Estamos muy emocionados ante la llegada de este momento, pero también estamos deseando evaluar cómo se encuentra la sonda tras pasar casi 10 años en el espacio”, ha apostillado.
Cuando se despierte, Rosetta todavía estará a unos 9 millones de kilómetros de su objetivo. A medida que se aproxime, se encenderán y comprobarán los once instrumentos científicos de la sonda y los diez del módulo de aterrizaje. A principios de mayo la distancia será de tan solo dos millones de kilómetros. A finales de ese mismo mes está previsto realizar una importante maniobra para ajustar el rumbo que le permitirá encontrarse con el cometa en agosto.
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Recuperan el trozo más grande del "METEORITO DE CHELIÁBINSK."
Del lago Chebarkul fue recuperado el trozo más grande del meteorito el 16 de Octubre.
El bólido explotó sobre Cheliábinsk, considerada la capital de los Urales del Sur, el 15 de febrero de 2013. La mayor parte de la roca extraterrestre cayó en las aguas del lago, situado no lejos de la ciudad de Chebarkul.
Los buceadores han sacado hasta ahora 12 rocas del lago, cinco de las cuales fueron identificadas como trozos del cuerpo celestial que causó el 15 de febrero el pánico entre los habitantes de la zona. Hasta ahora, según las autoridades locales, el fragmento más grande rescatado del meteorito bautizado 'Cheliábinsk' pesaba sólo 4,74 kilos.
Según los geólogos, el meteorito contiene en su mayor parte minerales de silicatos como el olivino y el ortopiroxeno, además de sulfuro de hierro y níquel, y, en menor medida, cromo, clinopiroxeno y plagioclasas.
El estudio de los meteoritos es crucial para la reconstrucción de las etapas iniciales del sistema solar, ya que esos cuerpos astrales incluyen los componentes a partir de los que fueron creados originalmente los planetas. El meteorito, que dejó más de 1 500 heridos en la región, 319 de ellos niños, tenía según la NASA una masa de hasta 10 000 toneladas en el momento de estallar en la atmósfera, y es el mayor caído sobre la Tierra desde 1908.
Fuentes : Diario EL COMERCIO
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UN AMANTE DE LAS ESTRELLAS
"Entre las aulas y su pasión por las estrellas"
"Pablo Tenesaca, ingeniero automotriz, está encargado de desarrollar un proyecto de radiación solar en Cuenca."
A diario observa el cielo a través de un gran telescopio que permanece la mayoría del tiempo en su dormitorio. También lo lleva al cerro el Guaguashumi o al Parque Nacional Cajas, para los avistamientos. A Pablo Tenesaca, de 38 años, no le importa si debe madrugar o quedarse hasta la medianoche para ver las estrellas.
Es ingeniero mecánico y en su niñez le gustaba ver programas como 'Capitán Futuro', 'La Guerra de las Galaxias', 'Transformers'... quería conocer más de los astros.
En su adolescencia buscaba libros o revistas especializadas. Él está convencido de que tiene una de las recopilaciones más completas en el país, sobre astronomía.
Tiene hasta envolturas de helados alusivas al espacio, esferográficos, muñecos de la NASA. Los compró por Internet.
Es un autodidacta y por sus conocimientos trabaja de forma honorífica para la Agencia Espacial Ecuatoriana (EXA), tras realizar un curso de dos años en esta entidad.
Por su pasión y autoformación, le encargaron que desarrollara un proyecto de radiación solar en Cuenca.
Esa iniciativa la desarrolló en el Colegio Rosa de Jesús Cordero, en donde es profesor de Física. Motivado por su pasión, en octubre del 2008 creó el Departamento de Astronomía en el establecimiento educativo para el que trabaja.
Fuentes : El Comercio
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15 de octubre de 2013
CURSO DE INICIACIÓN DE ASTRONOMÍA (Parte 1) - Astronomía de Posición
CURSO DE INICIACIÓN DE ASTRONOMÍA
(Parte 1) - Astronomía de Posición
ÍNDICE
1. Astronomía de Posición
1.1 Los movimientos de la tierra - La rotación
1.2 Los movimientos de la tierra - La precesión
1.3 La esfera terrestre
1.4 Coordenadas geográficas
1.5 Las coordenadas geográficas latitud y longitud
1.6 La esfera celeste
1.7 El sistema de coordenadas
1.8 Los objetos celestes y sus movimientos aparentes
1.9 El día sideral
1.10 Posiciones de la Estrella Polar según la latitud
1.11 El movimiento del Sol en la esfera celeste
1.12 El retorno cíclico de las estaciones
1.13 La eclíptica y el punto Aries
1.14 El Zodiaco
1.15 Las coordenadas astronómicas
1.16 Las coordenadas horarias o ecuatoriales locales
1.17 Las coordenadas ecuatoriales absolutas
1.18 Las coordenadas eclípticas
1. Astronomía de posición
1.1 Los movimientos de la tierra - La rotación
La Tierra, como los demás cuerpos celestes, no se encuentra en reposo, sino que está sujeta a más de diez movimientos. En este curso sólo vamos a estudiar los cuatro más importantes.
La traslación.- El movimiento de traslación es un importantísimo movimiento de la Tierra, por el cual nuestro globo se mueve alrededor del Sol impulsado por la gravitación, y en un tiempo de 365 días, 5 horas y 57 minutos, equivalente a 365,2422 que es la duración del año. Nuestro planeta describe una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros, ocupando el astro rey uno de sus focos, la distancia Sol-Tierra es 1 U.A. (una Unidad Astronómica es igual a la distancia promedia entre el Sol y la Tierra, es decir, 149.675.000 km).
Como resultado de ese larguísimo camino, la Tierra marcha por el espacio a la velocidad de 29,5 kilómetros por segundo, recorriendo en una hora 106.000 kilómetros, o 2.544.000 kilómetros cada día.La excentricidad de la órbita terrestre hace variar la distancia entre la Tierra y el Sol en el transcurso de un año. A primeros de enero la Tierra alcanza su máxima proximidad al Sol y se dice que pasa por el perihelio, y a primeros de julio llega a su máxima lejanía y está en afelio. La distancia Tierra-Sol en el perihelio es de 142.700.000 kilómetros y la distancia Tierra-Sol en el afelio es de 151.800.000 kilómetros.
1.2 Los movimientos de la tierra - La precesión
Los movimientos de rotación y traslación serían los únicos que la Tierra ejecutaría si ésta fuese completamente esférica, pero al ser un elipsoide de forma irregular aplastado por los polos la atracción gravitacional del Sol y de la Luna, y en menor medida de los planetas, sobre el ensanchamiento ecuatorial provocan una especie de lentísimo balanceo en la Tierra durante su movimiento de traslación. Este movimiento recibe el nombre de precesión o precesión de los equinoccios, y que se efectúa en sentido inverso al de rotación, es decir en sentido retrógrado (sentido de las agujas del reloj).
Bajo la influencia de dichas atracciones, el eje de los polos terrestres va describiendo un cono de 47º de abertura cuyo vértice está en el centro de la Tierra.
Este movimiento puede compararse con el balanceo de una peonza que, al girar su eje, oscila lentamente mientras se traslada por el espacio, algo parecido sucede con la Tierra.
Debido a la precesión de los equinoccios se dan las siguientes consecuencias:
1) La posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos. Actualmente la estrella Polar (se llama así porque está cerca del Polo Celeste), a Umi, es una estrella que no coincide exactamente con el Polo Norte Celeste, siendo la distancia de la Polar al Polo de aproximadamente 1º, se irá aproximando hasta el año 2015 llegando a una distancia de 30', luego se alejará paulatinamente describiendo un inmenso círculo para volver un poco cerca de su posición actual después de transcurrir 25.765 años.
2) El desplazamiento de la retícula de coordenadas astronómicas (A.R. y d) respecto a las estrellas. El Punto Aries y las coordenadas de las estrellas varían continuamente. Aunque imperceptibles, estos desplazamientos son significativos en largos períodos de tiempo y requieren constantes correcciones de dichas coordenadas celestes para un año en concreto. Actualmente el patrón está establecido para el comienzo del año 2000.
3) El lento pero continuo deslizamiento que tiene lugar entre las constelaciones y los signos zodiacales, que vinculados a las estaciones siguen a la Tierra en su movimiento. Mientras que ahora, durante las noches invernales, observamos algunas constelaciones como Tauro y Géminis, el Sol se encuentra en las constelaciones estivales como Escorpio y Sagitario. Bien, dentro de 13.000 años en las noches de invierno se observarán a Escorpio y Sagitario mientras que el Sol se encontrará en las constelaciones como Tauro y Géminis, constelaciones que se habrán convertido en estivales. Veamos un dibujo de este movimiento.
Hay un segundo fenómeno que se superpone con la precesión, es la nutación, un pequeño movimiento de vaivén del eje de la Tierra. Como la Tierra no es esférica, sino achatada por los polos, la atracción de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra provoca el fenómeno de nutación. Para hacernos una idea de este movimiento, imaginemos que, mientras el eje de rotación describe el movimiento cónico de precesión, recorre a su vez una pequeña elipse o bucle en un periodo de 18,6 años, y en una vuelta completa de precesión (25.767 años) la Tierra habrá realizado más de 1.300 bucles.
1.3 La esfera terrestre
Como los diámetros ecuatorial y polar son casi iguales, para resolver numerosos problemas de astronomía y navegación, se supone que la Tierra es una esfera denominada esfera terrestre.
Las coordenadas geográficas.- Son aquellas coordenadas que indican la posición del observador en la superficie terrestre. Estas coordenadas tienen gran importancia en navegación, ya que uno de los problemas fundamentales es obtener la situación, por ejemplo, de un observador o de un barco.
Antes de explicar estas coordenadas vamos a definir los puntos y líneas de nuestra esfera terrestre:
1.Eje y polos: la Tierra gira alrededor de un eje denominado Eje de la Tierra, o Eje del Mundo, o Línea de los Polos. A los extremos de este eje se llaman Polo Norte (PN) y Polo Sur (PS).
2.Ecuador: es el círculo máximo normal al Eje de la Tierra. Los polos están separados 90º del Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas o hemisferios, llamados Hemisferio Norte y Hemisferio Sur, según el Polo que tienen en su centro.
3.Paralelos: son los círculos menores paralelos al Ecuador; hay infinitos paralelos pero tienen nombre especial los siguientes:
-Trópico de Cáncer: paralelo del Hemisferio Norte separado del Ecuador 23º 27'.
-Trópico de Capricornio: paralelo simétrico al Paralelo de Cáncer en el Hemisferio Sur, por tanto también separado del Ecuador a 23º 27'.
-Círculo Polar Ártico: Paralelo que se encuentra separado del Polo Norte 23º 27'.
-Círculo Polar Antártico: paralelo que está separado del Polo Sur 23º 27'.
La Tierra queda dividida por estos paralelos en cinco zonas que reciben diferentes nombres que veremos en la siguiente unidad didáctica.
1.4 Las coordenadas geográficas
Continuamos hablando de las coordenadas geográficas y en concreto de las zonas en las que queda dividida la Tierra por los círculos de los paralelos.
-Una zona tórrida: es la zona comprendida entre los paralelos de latitud 23º 27' Norte y 23º 27' Sur y que coincide con la máxima y mínima declinación del Sol, y por tanto, este astro alcanza grandes alturas en esta zona llegando a culminar en el cenit dos veces al año. Por ello, los rayos solares inciden casi normalmente sobre dicha zona y es la más calurosa.
-Dos zonas templadas: son las que están limitadas por los trópicos y los círculos polares. Allí, los rayos solares inciden más oblicuamente, nunca culmina el Sol en el cenit y al aumentar la latitud el Sol alcanza menos altura y, por tanto, la temperatura en esta zona es menos elevada que en la anterior.
- Las zonas glaciares: son las extremas comprendidas entre los círculos polares y los polos. Allí, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente, calentando poco. En estas zonas los días y las noches tienen mayores duraciones, tanto mayor cuanto mayor es la latitud, hasta llegar a los polos en que la noche y el día tienen una duración de seis meses, aunque existen los crepúsculos que duran unos dos meses, nos referimos al Sol de Medianoche.
4. Meridianos: son los círculos máximos que pasan por los polos.
Entre los infinitos meridianos se distinguen especialmente el Meridiano del lugar, que pasa por un punto donde se encuentra el observador. Suponiendo que el observador está en el Oeste el meridiano es el PnOpsPn.
Los polos dividen a este meridiano en dos partes, la mitad que pasa por el observador (PnOPs) se llama meridiano superior, a la otra mitad se la denomina meridiano inferior. En general, cuando hablamos sólo de meridiano nos referimos al meridiano superior.
Primer meridiano: Es el meridiano que se toma como origen para medir las longitudes; actualmente es el Meridiano de Greenwich, llamado así por pasar por el observatorio de esa ciudad inglesa. Por lo tanto, es lo mismo hablar de primer meridiano que de meridiano de Greenwich. El meridiano de Greenwich también se divide en meridiano superior (PnGPs) y meridiano inferior que es la parte opuesta.
1.5 Las coordenadas geográficas latitud y longitud
Explicados estos círculos máximos podemos estudiar las coordenadas geográficas o terrestres "latitud" y "longitud".
Latitud: es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se encuentra el observador. Se representa por la letra f o por l. La latitud siempre es menor de 90º y se llama latitud Norte cuando el observador o el lugar se encuentra en el Hemisferio Norte y se llama latitud Sur cuando está en el Hemisferio Sur. En los cálculos a las latitudes Norte se les da signo positivo y a las latitudes Sur signo negativo. Los puntos que se encuentran en la misma latitud se encuentran en el mismo paralelo.
Colatitud: se llama así al complemento de la latitud (c= 90º - f), por tanto, es el arco de meridiano comprendido entre el observador y el polo del mismo nombre que la latitud.
Longitud: es el arco de Ecuador contado desde el meridiano superior de Greenwich hasta el meridiano superior del lugar. Se cuenta menos de 180º, llamándose longitud Oeste (W) cuando, vista desde fuera de la Tierra y el Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda del meridiano superior de Greenwich y longitud Este (E) cuando, en estas condiciones, el lugar queda a la derecha del meridiano superior de Greenwich. Podemos decir que los paralelos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma latitud y los meridianos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma longitud. Se representa por el símbolo L.
Conociendo las coordenadas geográficas ( f, L ) podemos situar el punto donde nos encontramos en la superficie terrestre. Para ello se toma en el Ecuador a partir del meridiano superior de Greenwich un arco igual a la longitud, si está el Polo Norte arriba, hacia la izquierda si es longitud Oeste o hacia la derecha si es longitud Este; en caso de tener el Polo sur arriba los sentidos son opuestos. Por el extremo de dicho arco trazamos el meridiano del lugar. Sobre este meridiano del lugar tomamos un arco igual a la latitud, el punto marcado corresponde a las coordenadas conocidas.
1.6 La esfera celeste
Los astros se encuentran diseminados en el espacio a distancias enormes de la Tierra y, además cada uno está a diferente distancia de los otros. Nos da la impresión de que es una esfera encontrándose todos los astros en su interior. Por estar los astros tan alejados, el observador desde la Tierra no aprecia que unos están más cerca que otros, sino que le parece que todos se encuentran a la misma distancia.
Para la resolución de la mayoría de los problemas de Astronomía se supone que esta apariencia es cierta, es decir, que todos los astros se encuentran en una gran superficie esférica de radio arbitrario denominada esfera celeste.
Uno de los puntos de mayor interés para el que se inicie en la afición de la Astronomía suele ser la orientación en la esfera celeste: cómo observar objetos cuya posición conocemos previamente a partir de un atlas, o deducir la posición aproximada del objeto que estamos observando, para identificarlo. Para localizar los objetos celestes necesitaremos un sistema de coordenadas. Conociendo las coordenadas del astro podremos identificarlo en el cielo, ya sea directamente mediante círculos graduados de nuestro telescopio o indirectamente mediante cartas celestes.
La localización de un objeto celeste en el cielo requiere únicamente conocer la orientación que debemos dar a nuestro telescopio, ya que para verlo no necesitamos saber la distancia a la que se encuentra. Por este motivo se introduce el concepto de esfera celeste: una esfera imaginaria de radio arbitrario centrada en el observador, sobre la cual se proyectan los cuerpos celestes.
Los sistemas de coordenadas que vamos a emplear en la esfera celeste serán parecidos a los utilizados para definir posiciones sobre la superficie terrestre: sistemas de coordenadas esféricas. En la superficie terrestre se emplea la longitud y la latitud terrestre.
Según el centro que se tome en la esfera celeste, existen tres clases de esferas:
1.Esfera celeste local (topocéntrica): Tiene por centro el ojo del observador. Es la que contemplamos, en un instante dado vemos una mitad de esta esfera, la que está sobre nuestro horizonte.
2.Esfera celeste geocéntrica: Tiene por centro a la Tierra.
3.Esfera celeste heliocéntrica: Tiene por centro el Sol.
1. 7 El sistema de coordenadas
Para la esfera celeste, daremos algunas definiciones que nos ayudarán a introducir los sistemas de coordenadas.
Si prolongamos la dirección de los polos terrestres tenemos el eje del mundo. Los puntos de intersección del eje del mundo con la esfera celeste constituyen los polos celestes, el polo que se halla encima del horizonte del Hemisferio Norte es el Polo Boreal, Ártico o Norte, que coincide con la estrella Polar; el otro se llama Polo Austral, Antártico o Sur.
El plano perpendicular al eje del mundo forma el ecuador terrestre, y su intersección con la esfera celeste forma el Ecuador celeste. El plano del ecuador celeste forma dos hemisferios celestes, el Hemisferio Norte o Boreal, y el Hemisferio Sur o Austral. Los planos paralelos al ecuador forman sobre la esfera celeste círculos menores denominados paralelos celestes o círculos diurnos.
La vertical del lugar es la dirección de la gravedad en dicho lugar y corta a la esfera celeste en dos puntos llamados cenit y nadir. El cenit es el situado por encima del observador y el nadir por debajo del mismo.
El horizonte del lugar es el círculo máximo de la esfera celeste, perpendicular a la vertical del lugar. El horizonte divide a la esfera celeste en dos hemisferios: el Hemisferio Superior o Visible y el Hemisferio Inferior o Invisible.
A cada lugar le corresponderá un meridiano, que será el formado por eje del mundo y la línea ZN (cenit-nadir) del lugar. Todo plano que pasa por el eje del mundo forma sobre la esfera celeste unos círculos máximos denominados meridianos celestes. Cuando dicho meridiano pasa por el cenit y por los polos se llama meridiano del lugar.
La meridiana es la recta de intersección del plano del horizonte y del meridiano del lugar. La meridiana o línea norte-sur corta a la esfera celeste en dos puntos opuestos, el más próximo al polo boreal se llama Norte o septentrión y se designa con la letra N, mientras que el más próximo al polo austral se denomina Sur o Mediodía y se designa con la letra S. La recta perpendicular a la meridiana forma en la esfera celeste los puntos cardinales Este u Oeste, el primero se designa con la letra E, mientras que el último con la letra W.
A los círculos menores de la esfera celeste paralelos al horizonte se les denomina Almucantarates.El orto de un astro es su salida sobre el horizonte del lugar, y el ocaso de un astro es su puesta por el horizonte. El paso de un astro por el meridiano del lugar se llama culminación superior o paso por el meridiano.
1. 8 Los objetos celestes y sus movimientos aparentes
Según las apariencias, la Tierra parece estar inmóvil, mientras a su alrededor giran todos los cuerpos celestes aproximadamente en 24 horas.
Si se utiliza como origen de referencia el sistema topocéntrico, en el cual se considera a un observador ocupando el centro del Universo, se comprueba que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giran alrededor nuestro.
Estos objetos celestes se ven moverse de Este a Oeste dando la sensación de que es la bóveda celeste la que está girando alrededor de la Tierra, cuando en realidad es la Tierra la que gira alrededor de su propio eje, en sentido Oeste-Este.
Si contemplamos las estrellas durante horas veremos un movimiento común sin cambiar la figura de las constelaciones.
Las estrellas que están hacia el Este, se elevan; las que están hacia el Sur se mueven hacia el Oeste, y las que están hacia el Oeste bajan hacia el horizonte hasta desaparecer. Solamente es la estrella Polar la que aparentemente no gira, pero en realidad si efectúa un giro completo, tan pequeño que a ojo desnudo nos parece que está quieta.
Tomando como punto fijo de orientación la estrella Polar, se reconoce que todo el movimiento común de las estrellas se realiza en un sentido contrario al de las agujas del reloj (sentido directo).
Si nos fijamos en el lugar que ocupa en el cielo una constelación dada a una hora determinada (por ejemplo la Osa Mayor a las 10 de la noche en la estación invernal), al día siguiente a la misma hora, no nos damos cuenta y nos parece que está en el mismo sitio, pero realmente cada día adelanta casi 4 minutos, es el denominado día sideral, cuyo valor es exactamente 23 horas, 56 minutos, 4.091 segundos), lo que equivale a un arco de 1º. Cada 15 días adelanta 1 hora, que equivale a un arco de 15º, entonces el aspecto del cielo ya no es el mismo, y a los seis meses, la Osa Mayor la encontraremos en la posición opuesta, llegando al mismo punto de origen otros seis meses después. Sucederá lo mismo con las demás constelaciones. Esto nos demuestra que la Tierra se desplaza alrededor del Sol y al cabo de un año vamos viendo las distintas constelaciones. Veamos en esta animación los movimientos aparentes de las constelaciones circumpolares alrededor del Eje del mundo o Polo Norte Celeste.
1.9 El día sideral
El día sideral es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de una estrella por el meridiano del lugar y su duración coincide con el periodo de rotación terrestre. El día solar verdadero es el tiempo que separa dos pasos consecutivos del centro del Sol por el meridiano del lugar (su duración es de 24 horas). El Sol llega al sur aproximadamente cada día a las 12 horas del mediodía, pero una estrella llega a la misma posición cada día cuatro minutos antes que el Sol, y debido al movimiento de traslación el día solar verdadero es unos 4 minutos más largo que el sideral.
El hecho de que veamos distintas constelaciones en diferentes estaciones del año, es consecuencia del circuito del Sol en la esfera celeste. Sólo podemos ver estrellas en aquella parte del cielo que están lejos del Sol, y como que éste se mueve a través del cielo en dirección Este, cubre progresivamente unas constelaciones y deja ver otras.
En esta imagen se ve la consecuencia de la diferencia entre el tiempo sideral y el tiempo solar.
Por ejemplo, en junio el Sol está en aquella parte de la Eclíptica que atraviesa Tauro y, durante un par de meses, antes y después de esa fecha, la constelación está situada en el cielo iluminado. En diciembre, cuando el Sol se ha desplazado a la parte opuesta del cielo, Tauro luce brillantemente a medianoche en el sur del cielo. Esta traslación es consecuencia de la diferencia entre el tiempo sideral y el tiempo solar. En esta imagen veremos los rastros de las estrellas registradas en una toma fotográfica sin motor de seguimiento.
1.10 Posiciones de la Estrella Polar según la latitud
Si el observador se encuentra en una latitud septentrional media, como por ejemplo España, podemos considerar que la latitud media es de 40ºN; la estrella Polar aparece a 40º por encima del horizonte norte. Vemos que las estrellas describen un movimiento a lo largo de su trayectoria (denominado movimiento diurno), unos cortan el horizonte del lugar de observación, de forma que las vemos salir, culminar y más tarde ocultarse. Las estrellas que distan menos de 40º del polo celeste nunca se pondrán, dichas estrellas no salen ni se ponen nunca, están siempre sobre el horizonte y siempre se ven, son las llamadas estrellas circumpolares siendo ejemplos típicos las constelaciones de Osa Mayor, Osa Menor, Casiopea, Draco, etc. El nombre "estrellas circumpolares" es relativo pues varía según la latitud el observador. Orientándonos hacia el horizonte sur, nos encontramos con que nunca podemos ver estrellas a menor distancia de 40º del Polo Sur, cuya declinación es de -50º. En la práctica, a causa de la atmósfera, el límite queda reducido.
Esto significa que, objetos más al sur como las Nubes de Magallanes y otros objetos celestes están perpetuamente escondidos a nuestra vista.
Si el observador se encuentra en el Polo Norte todas las estrellas describen círculos paralelos al horizonte, ninguna estrella sale ni se pone, es decir, nunca aparecen nuevas estrellas. La estrella Polar se encuentra en la cabeza del observador, en el cenit, que apunta hacia el eje terrestre. Vemos perpetuamente la mitad exacta de la esfera celeste, mientras que alguien situado en el Polo Sur tendría una visión análoga de la otra mitad de la esfera celeste.
Si el observador se encuentra en el Ecuador, podría ver que casi todas las estrellas describen círculos alrededor de la línea meridiana y todas las estrellas salen y se pone, excepto la Polar.
La Luna también da la impresión de que recorre un círculo perfecto alrededor de la Tierra. Además del movimiento común de la bóveda celeste la Luna está dotada de un movimiento propio de Este a Oeste. Podemos observar que cada hora se desplaza en casi la mitad de su diámetro, se pone unos 49 minutos más tarde cada día, o sea que se desplaza unos 13º cada día. En esta imagen podemos ver la trayectoria de las estrellas según la latitud.
Los planetas realizan un movimiento doble en la esfera celeste: por una parte, participan en el movimiento diurno de la bóveda celeste trasladándose de Este a Oeste, y por otro poseen un movimiento propio de Oeste a Este.
Si observamos y anotamos en un atlas estelar sus posiciones, podemos comprobar que los planetas se mueven en dirección Oeste-Este respecto a las estrellas que virtualmente parecen fijas. Pero su movimiento no es regular, sino que se interrumpe por periodos permaneciendo inmóvil por unos días, luego se mueve en dirección contraria, de Este a Oeste (denominado movimiento retrógrado), para posteriormente seguir su ruta normal, es decir la dirección Oeste-Este. Estos movimientos se deben a la combinación de la traslación de la Tierra y del planeta alrededor del Sol.
1.11 El movimiento del Sol en la esfera celeste
Los puntos del horizonte por donde sale (orto) y se pone (ocaso) el Sol varían constantemente en el transcurso de un año.
El 21 de marzo, fecha del equinoccio de primavera, el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste. Al pasar los días, estos puntos van corriéndose hacia el Norte, primero rápidamente, luego lentamente, hasta el 21 de junio, fecha del solsticio de verano, en que el Sol alcanza su máxima altura.
A partir del 21 de junio, los puntos se alejan del Norte y se van acercando al Este y al Oeste, cuyas posiciones vuelven a ocupar el 22 o 23 de septiembre, equinoccio de otoño. Luego se acercan al punto Sur, hasta el 22 de diciembre, solsticio de invierno, del cual se alejan después. Transcurrido un año, vuelven a coincidir con los puntos Este u Oeste.
Si se construye un aparato denominado gnomon (constituye un importante instrumento de cálculo astronómico) que consta de una varilla colocada verticalmente en el suelo, es posible medir la distancia entre la sombra proyectada por dicha varilla y la longitud de la varilla. Mediante un sencillo cálculo trigonométrico utilizando la fórmula:
tang a = longitud varilla/longitud sombra
Se determina el ángulo a que nos da la altura del sol sobre el horizonte a cada instante.
A consecuencia del movimiento diurno, la sombra de la varilla se desplaza en el plano horizontal y cruza la línea norte-sur cuando el Sol pasa por el meridiano del lugar, eso ocurre al mediodía (es el momento en que el Sol alcanza su culminación superior y cuando está en el inferior se dice que es medianoche.
El 21 de diciembre, solsticio de invierno, la sombra de la varilla es máxima, al estar el Sol bajo en el horizonte, mientras que el 21 de junio, solsticio de verano, la sombra proyectada por la varilla es mínima, consecuencia de la máxima altura alcanzada por el Sol sobre el horizonte.
Un día antes de que el Sol atraviese el Ecuador el 21 de marzo su declinación es negativa, al día siguiente (21 de marzo) su declinación vale cero, en ese instante el Sol coincide con el Punto Aries. La duración del día sería igual a la de la noche. En los días posteriores la d del Sol es positiva, sigue subiendo hasta que su d alcanza +23º 27', estando el Sol en ese instante en el Solsticio de verano o Trópico de Cáncer. En el hemisferio norte ese día es el más largo del año y la noche es la más corta. A partir de ese momento la declinación del Sol empieza a disminuir hasta que nuevamente d = 0 el 21 de septiembre, coincidiendo con el paso del Sol por el Punto Libra, momento en que otra vez la duración del día es igual a la de la noche. Sigue disminuyendo la declinación, ahora con valores negativos, hasta el Solsticio de invierno o Trópico de Capricornio (21 de diciembre) alcanzando su declinación el valor d = -23º 27', época a la que le corresponden las noches más largas y los días más cortos.
1.12 El retorno cíclico de las estaciones
El eje de rotación terrestre se mantiene apuntando durante todo el año hacia una región concreta de la esfera celeste, caracterizada por la cercanía de la estrella Polar. Las estaciones tienen lugar porque el eje de la Tierra está inclinada 23º 27' con respecto al plano de su órbita.
Las estaciones varían de un extremo al otro del mundo. En las áreas mas templadas de los hemisferios norte y sur se reconocen cuatro estaciones (primavera, verano, otoño e invierno).
En los Polos Norte y Sur hay sólo dos estaciones (invierno y verano) mientras que en los países ecuatoriales y tropicales las estaciones se dividen en aquellos periodos en los cuales hay sequías o lluvia.
El solsticio es aquel instante en que el Sol se halla en uno de los dos trópicos.
Esto ocurre el 21 de junio para el Trópico de Cáncer y el 21 de diciembre para el Trópico de Capricornio. El solsticio de diciembre hace, en el hemisferio boreal, que el día sea más corto y la noche más larga del año; y en el hemisferio austral, la noche más corta y el día más largo. El solsticio de junio hace, en el hemisferio boreal, que el día sea más largo y la noche más corta del año; y en el hemisferio austral, el día más corto y la noche más larga.
El equinoccio es aquél instante en que, por hallarse el Sol sobre el Ecuador, los días y las noches son iguales en toda la Tierra; esto ocurre anualmente el 21 de marzo y el 22-23 de septiembre.
La latitud de los trópicos no puede ser otra que 23º 27'; al igual que la de los círculos polares es 66º 33'; es decir, 90º - 23º 27'.
La Tierra, en su movimiento anual alrededor del Sol, provoca distintos tipos de iluminación. Los dos extremos contrarios de iluminación terrestre son los solsticios de verano e invierno, siendo los equinoccios de primavera y otoño idénticos en cuanto a iluminación terrestre.
Solsticios y equinoccios totalizan los cuatro instantes en que anualmente se produce un cambio de estación. El cambio de una estación a otra, así como de un estado de soleamiento a otro no se produce de forma repentina; el mismo movimiento de rotación y traslación terrestre produce un cambio constante y gradual que acontece con el sucesivo transcurrir de los días, semanas y meses.
En las regiones cercanas a los polos, el 21 de marzo, el Polo Norte recibirá la luz del Sol, mientras que sobre el Polo Sur reinará la oscuridad durante unos seis meses. A cada rotación de la Tierra, el Sol permanecerá visible sobre el horizonte durante las 24 horas mientras que al día siguiente aparecerá más alto en el cielo. Tras alcanzar alrededor del 21 de junio su máxima altura sobre el horizonte, el Sol comenzará un lento movimiento de descenso, casi una espiral vista desde el polo, que nuevamente lo llevará al horizonte alrededor del 23 de septiembre. Durante los seis meses siguientes, la luz del Sol no caerá ya sobre el Polo Norte, siendo el Sur el que disfrutará de un prolongado día con unos seis meses de iluminación o soleamiento.
En una latitud intermedia, el 21 de marzo el Sol resultará visible durante 12 horas y otras tantas durante la noche. Entre los meses que van de abril a junio los rayos del Sol calentarán el suelo durante más de 12 horas y el astro aparecerá, en cada mediodía, cada vez más alto sobre el horizonte, hasta alcanzar el 21 de junio su máxima altura. Entre los meses de junio y diciembre, el Sol aparecerá, en cada mediodía, cada vez más bajo, el 23 de septiembre se encontrará en el equinoccio de otoño para continuar su movimiento descendiente hasta el 21 de diciembre que alcanza su mínima altura sobre el horizonte, pero al día siguiente vuelve a emprender su camino ascendente hacia un nuevo año.
En el Ecuador, día y noche siempre serán iguales durante todo el año.
Debido al movimiento del Sol en su órbita (es la Tierra alrededor suyo) sobre la eclíptica, y según la segunda ley de Kepler, su velocidad no es constante y esa variación da lugar a la desigual duración de las estaciones, ya que dicha velocidad será máxima en las cercanías del perihelio (punto más cercano al Sol a lo largo de una órbita) durante el 2 ó 3 de enero y mínima en el afelio (punto más alejado del Sol a lo largo de una órbita) el 2 ó 3 de julio.
La fecha de comienzo de las estaciones oscila en un periodo de dos días respecto al año trópico, entendido como el intervalo entre dos pasos consecutivos del Sol por el Punto Aries, dura 365,2422 días solares medios. La fracción de día (0,2422) que cada año se acumula es igual a seis horas, y cada cuatro años suma un día entero, éste se recupera en el año bisiesto, agregándolo a febrero y, por consiguiente se desplaza un día el comienzo de las estaciones siguientes. Veamos a continuación una representación gráfica del retorno cíclico de las estaciones.
1.13 La eclíptica y el punto Aries
La trayectoria que sigue el Sol en la esfera celeste recibe el nombre de Eclíptica. Esta trayectoria en la esfera celeste es un círculo máximo que forma con el ecuador celeste un ángulo de 23º 27' llamado inclinación del Sol u oblicuidad de la Eclíptica.
La denominación de Eclíptica proviene del hecho de que los eclipses sólo son posibles cuando la Luna se encuentra sobre la Eclíptica o muy próximo a ella, es decir en los llamados nodos.
En la Eclíptica destacan cuatro puntos importantes: el punto donde el Sol alcanza su altura máxima sobre el Ecuador del hemisferio norte, ocurre el 21 de junio y señala el día en que comienza el verano en el hemisferio norte, mientras que en el hemisferio sur el Sol alcanza el punto más bajo y señala el principio del invierno.
Siguiendo su curso aparente, el 22 de septiembre, el Sol corta al ecuador celeste en la posición del Punto Libra(W), que corresponde a la entrada del otoño en el hemisferio norte y el principio de la primavera en el hemisferio sur. Nuestro Sol continúa su carrera y el 21 de diciembre llega al punto más bajo del hemisferio norte señalando el principio del invierno y el más alto en el hemisferio sur indicando el principio del verano. Después el Sol remonta su camino hacia el hemisferio norte y cruza el ecuador celeste el 21 de marzo, iniciándose la primavera en el hemisferio norte y el otoño en el hemisferio sur. El Sol se encuentra en dicho día en el llamado Punto Aries (g). Por último, el Sol sigue su camino hasta alcanzar el punto más alto, el 21 de junio, con lo cual ha realizado un ciclo completo.
El Punto Aries o Punto Vernal.- Es la intersección del ecuador con la Eclíptica o el punto del cielo en que aparece el Sol en el instante del equinoccio de primavera, el 21 de marzo.
1.14 El Zodiaco
El Zodiaco.- es una zona limitada por dos planos paralelos a la Eclíptica, cuya distancia angular es 16 º . La palabra zodiaco procede el griego y significa "Casa de animales", por alusión a los nombres de las doce constelaciones. Todos los planetas (excepto Plutón) tienen órbitas cuya inclinación respecto de la Eclíptica es menor de 8º, por lo que dentro del zodiaco se mueven los planetas del Sistema Solar, así como los asteroides o planetas menores.
Imaginemos un punto de referencia, el punto g y supongamos que el Sol tarda un año en pasar dos veces por el mismo punto g (es el denominado año trópico), cada día el Sol recorrerá por término medio 1º. Luego cada mes el Sol recorrerá una zona de unos 30º. Las constelaciones que en aquella época, hace 2.000 años, atravesaba el Sol cada mes, se han hecho corresponder a cada uno de los doce meses del año.
La constelación de Aries por donde pasaba el Sol el 21 de marzo, debido a la precesión de los equinoccios, se ha desfasado casi 30º, estando todas las constelaciones corridas de lugar. Hoy el 21 de marzo el Sol se proyecta sobre Piscis. Se ha considerado cómodo seguir llamando Aries al punto en que está el Sol ese día (cuya d = 0 y comienza la primavera) a pesar de no corresponder a la constelación sobre la cual se proyecta.
Durante un mes el Sol se proyecta sobre una constelación, al mes siguiente sobre otra constelación y así sucesivamente hasta recorrer las doce en un año, cuyos nombres son:
ARIES, TAURO, GEMINIS, CANCER, LEO, VIRGO, LIBRA, ESCORPIO, SAGITARIO, CAPRICORNIO, ACUARIO y PISCIS.
1.15 Las coordenadas astronómicas
Las coordenadas horizontales son aquellas que están referidas al horizonte del observador. El origen de las coordenadas es un sistema topocéntrico cuyo eje fundamental es la vertical del lugar (línea que sigue la dirección de la plomada). El punto de intersección con la esfera celeste situado encima del observador es el cenit, mientras que el punto opuesto es el nadir.
El círculo fundamental es el horizonte del lugar. Los círculos menores paralelos al horizonte del lugar se denominan almucantarates y los semicírculos máximos que pasan por el cenit, nadir y un astro determinado se denominan círculos verticales o vertical del astro.
Las coordenadas horizontales son la altura (altitud) y el acimut. La altitud es la altura del astro sobre el horizonte (arco de semidiámetro vertical comprendido entre el horizonte del lugar y el centro del astro); se mide de 0º a 90º a partir del horizonte, y tiene signo positivo para los astros situados por encima del horizonte y signo negativo para los situados por debajo del mismo; se representa por la letra h. También se usa, en vez de la altura, la distancia cenital, es el arco de semidiámetro vertical comprendido entre el cenit y el centro del astro. Se representa por Z y se relaciona con la altura por la ecuación:
h = 90º - Z
El acimut es el arco del horizonte medido en sentido retrógrado desde el punto Sur hasta la vertical del astro. Su valor va de 0º a 360º y se representa por la letra A o a.
En el sistema de coordenadas horizontales, la altitud y el acimut de los astros varían por la rotación terrestre y según el horizonte del observador.Estos ejes de coordenadas son los que tienen los telescopios con montura acimutal. Veamos una imagen de este tipo de coordenadas.
1.16 Las coordenadas horarias o ecuatoriales locales
El origen de las coordenadas horarias o ecuatoriales locales es el centro de la Tierra, es decir, es un sistema geocéntrico.
El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al ecuador celeste reciben el nombre de paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.
Las coordenadas horarias.- Son el ángulo horario y la declinación. El ángulo horario es el arco de ecuador celeste medido en sentido retrógrado desde el punto de intersección del meridiano del lugar con el ecuador hasta el círculo horario de un astro; se mide en horas, minutos y segundos, desde las 0 horas hasta las 24 horas y se representa por H.
La declinación es el arco del círculo horario comprendido entre el ecuador celeste y el centro del astro, medido de 0º a 90º a partir del ecuador; su valor es positivo cuando corresponde a un astro situado en el hemisferio boreal, y negativo cuando lo está en el hemisferio austral, se representa por d.
En vez de la declinación se mide la distancia polar, es el arco del círculo horario medido desde el polo boreal hasta el centro del astro. Se representa por p y se relaciona con la declinación por la fórmula:
p + d = 90º
El tiempo puede expresarse en unidades angulares. Veamos:
-El ángulo horario de 1 hora corresponde a 15º
-El ángulo horario de 1 minuto corresponde a 15'
-El ángulo horario de 1 segundo corresponde a 15''.
-1º corresponde a un ángulo horario de 4 minutos.
-1' corresponde a un ángulo horario de 4 segundos.
-1'' corresponde a un ángulo horario de 1/15 segundos.
El ángulo horario se calcula a partir de la hora de paso del astro por la vertical del lugar.
1.17 Las coordenadas ecuatoriales absolutas
Las coordenadas ecuatoriales absolutas son aquellas que están referidas al ecuador celeste. Surgieron por los inconvenientes que presentaban la utilización de las coordenadas ecuatoriales locales.
El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al mismo son los paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.
Las coordenadas ecuatoriales absolutas son: la declinación y la ascensión recta. La declinación (d) ya se ha definido en el sistema de coordenadas horarias. La ascensión recta es el arco del ecuador celeste medido en sentido directo a partir del Punto Aries hasta el meridiano que contiene el astro. Varía de 0 horas a 24 horas y antiguamente se representaba por A.R.
Pero actualmente se representa por a. La ascensión recta está relacionada con el ángulo horario por la ecuación fundamental de la Astronomía de Posición.
t = a + H
Siendo t la hora sidérea. Estas coordenadas son universales ya que no dependen ni del lugar, ni del instante de la observación.
1.18 Las coordenadas eclípticas
Las coordenadas eclípticas son aquellas coordenadas que están referidas a la eclíptica.
Son las más útiles para el estudio de las posiciones planetarias ya que se mueven dentro de la franja de la eclíptica.
El eje fundamental es el denominado eje de la eclíptica que corta a la esfera celeste en dos puntos denominados polos de la eclíptica. El círculo fundamental es la eclíptica. Los semicírculos máximos que pasan por los polos se denominan máximos de longitud y entre ellos, aquél que pasa por el Punto Aries se denomina primer máximo de longitud. Los paralelos se llaman paralelos de latitud celeste.
Las coordenadas eclípticas son la longitud celeste y la latitud celeste.
Se llama longitud celeste al arco de la eclíptica medido en sentido directo, que va desde el Punto Aries hasta el máximo de longitud de un astro; se mide en grados, desde 0º hasta 360º, y se representa por l.
La latitud celeste es el arco máximo de longitud que pasa por el astro comprendido entre la eclíptica y el centro del astro, medido a partir de la eclíptica. Su valor oscila entre 0º y 90º y se representa por b.
En este sistema no se toma nunca la distancia medida desde el polo de la eclíptica.
Fuentes : El cielo del mes
Bajo la influencia de dichas atracciones, el eje de los polos terrestres va describiendo un cono de 47º de abertura cuyo vértice está en el centro de la Tierra.
Este movimiento puede compararse con el balanceo de una peonza que, al girar su eje, oscila lentamente mientras se traslada por el espacio, algo parecido sucede con la Tierra.
Debido a la precesión de los equinoccios se dan las siguientes consecuencias:
1) La posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos. Actualmente la estrella Polar (se llama así porque está cerca del Polo Celeste), a Umi, es una estrella que no coincide exactamente con el Polo Norte Celeste, siendo la distancia de la Polar al Polo de aproximadamente 1º, se irá aproximando hasta el año 2015 llegando a una distancia de 30', luego se alejará paulatinamente describiendo un inmenso círculo para volver un poco cerca de su posición actual después de transcurrir 25.765 años.
2) El desplazamiento de la retícula de coordenadas astronómicas (A.R. y d) respecto a las estrellas. El Punto Aries y las coordenadas de las estrellas varían continuamente. Aunque imperceptibles, estos desplazamientos son significativos en largos períodos de tiempo y requieren constantes correcciones de dichas coordenadas celestes para un año en concreto. Actualmente el patrón está establecido para el comienzo del año 2000.
Hay un segundo fenómeno que se superpone con la precesión, es la nutación, un pequeño movimiento de vaivén del eje de la Tierra. Como la Tierra no es esférica, sino achatada por los polos, la atracción de la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra provoca el fenómeno de nutación. Para hacernos una idea de este movimiento, imaginemos que, mientras el eje de rotación describe el movimiento cónico de precesión, recorre a su vez una pequeña elipse o bucle en un periodo de 18,6 años, y en una vuelta completa de precesión (25.767 años) la Tierra habrá realizado más de 1.300 bucles.
Como los diámetros ecuatorial y polar son casi iguales, para resolver numerosos problemas de astronomía y navegación, se supone que la Tierra es una esfera denominada esfera terrestre.
Las coordenadas geográficas.- Son aquellas coordenadas que indican la posición del observador en la superficie terrestre. Estas coordenadas tienen gran importancia en navegación, ya que uno de los problemas fundamentales es obtener la situación, por ejemplo, de un observador o de un barco.
Antes de explicar estas coordenadas vamos a definir los puntos y líneas de nuestra esfera terrestre:
1.Eje y polos: la Tierra gira alrededor de un eje denominado Eje de la Tierra, o Eje del Mundo, o Línea de los Polos. A los extremos de este eje se llaman Polo Norte (PN) y Polo Sur (PS).
2.Ecuador: es el círculo máximo normal al Eje de la Tierra. Los polos están separados 90º del Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas o hemisferios, llamados Hemisferio Norte y Hemisferio Sur, según el Polo que tienen en su centro.
3.Paralelos: son los círculos menores paralelos al Ecuador; hay infinitos paralelos pero tienen nombre especial los siguientes:
-Trópico de Cáncer: paralelo del Hemisferio Norte separado del Ecuador 23º 27'.
-Trópico de Capricornio: paralelo simétrico al Paralelo de Cáncer en el Hemisferio Sur, por tanto también separado del Ecuador a 23º 27'.
-Círculo Polar Ártico: Paralelo que se encuentra separado del Polo Norte 23º 27'.
-Círculo Polar Antártico: paralelo que está separado del Polo Sur 23º 27'.
La Tierra queda dividida por estos paralelos en cinco zonas que reciben diferentes nombres que veremos en la siguiente unidad didáctica.
1.4 Las coordenadas geográficas
Continuamos hablando de las coordenadas geográficas y en concreto de las zonas en las que queda dividida la Tierra por los círculos de los paralelos.
-Una zona tórrida: es la zona comprendida entre los paralelos de latitud 23º 27' Norte y 23º 27' Sur y que coincide con la máxima y mínima declinación del Sol, y por tanto, este astro alcanza grandes alturas en esta zona llegando a culminar en el cenit dos veces al año. Por ello, los rayos solares inciden casi normalmente sobre dicha zona y es la más calurosa.
-Dos zonas templadas: son las que están limitadas por los trópicos y los círculos polares. Allí, los rayos solares inciden más oblicuamente, nunca culmina el Sol en el cenit y al aumentar la latitud el Sol alcanza menos altura y, por tanto, la temperatura en esta zona es menos elevada que en la anterior.
- Las zonas glaciares: son las extremas comprendidas entre los círculos polares y los polos. Allí, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente, calentando poco. En estas zonas los días y las noches tienen mayores duraciones, tanto mayor cuanto mayor es la latitud, hasta llegar a los polos en que la noche y el día tienen una duración de seis meses, aunque existen los crepúsculos que duran unos dos meses, nos referimos al Sol de Medianoche.
4. Meridianos: son los círculos máximos que pasan por los polos.
Entre los infinitos meridianos se distinguen especialmente el Meridiano del lugar, que pasa por un punto donde se encuentra el observador. Suponiendo que el observador está en el Oeste el meridiano es el PnOpsPn.
Los polos dividen a este meridiano en dos partes, la mitad que pasa por el observador (PnOPs) se llama meridiano superior, a la otra mitad se la denomina meridiano inferior. En general, cuando hablamos sólo de meridiano nos referimos al meridiano superior.
Primer meridiano: Es el meridiano que se toma como origen para medir las longitudes; actualmente es el Meridiano de Greenwich, llamado así por pasar por el observatorio de esa ciudad inglesa. Por lo tanto, es lo mismo hablar de primer meridiano que de meridiano de Greenwich. El meridiano de Greenwich también se divide en meridiano superior (PnGPs) y meridiano inferior que es la parte opuesta.
1.5 Las coordenadas geográficas latitud y longitud
Explicados estos círculos máximos podemos estudiar las coordenadas geográficas o terrestres "latitud" y "longitud".
Latitud: es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se encuentra el observador. Se representa por la letra f o por l. La latitud siempre es menor de 90º y se llama latitud Norte cuando el observador o el lugar se encuentra en el Hemisferio Norte y se llama latitud Sur cuando está en el Hemisferio Sur. En los cálculos a las latitudes Norte se les da signo positivo y a las latitudes Sur signo negativo. Los puntos que se encuentran en la misma latitud se encuentran en el mismo paralelo.
Colatitud: se llama así al complemento de la latitud (c= 90º - f), por tanto, es el arco de meridiano comprendido entre el observador y el polo del mismo nombre que la latitud.
Longitud: es el arco de Ecuador contado desde el meridiano superior de Greenwich hasta el meridiano superior del lugar. Se cuenta menos de 180º, llamándose longitud Oeste (W) cuando, vista desde fuera de la Tierra y el Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda del meridiano superior de Greenwich y longitud Este (E) cuando, en estas condiciones, el lugar queda a la derecha del meridiano superior de Greenwich. Podemos decir que los paralelos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma latitud y los meridianos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la misma longitud. Se representa por el símbolo L.
Conociendo las coordenadas geográficas ( f, L ) podemos situar el punto donde nos encontramos en la superficie terrestre. Para ello se toma en el Ecuador a partir del meridiano superior de Greenwich un arco igual a la longitud, si está el Polo Norte arriba, hacia la izquierda si es longitud Oeste o hacia la derecha si es longitud Este; en caso de tener el Polo sur arriba los sentidos son opuestos. Por el extremo de dicho arco trazamos el meridiano del lugar. Sobre este meridiano del lugar tomamos un arco igual a la latitud, el punto marcado corresponde a las coordenadas conocidas.
1.6 La esfera celeste
Los astros se encuentran diseminados en el espacio a distancias enormes de la Tierra y, además cada uno está a diferente distancia de los otros. Nos da la impresión de que es una esfera encontrándose todos los astros en su interior. Por estar los astros tan alejados, el observador desde la Tierra no aprecia que unos están más cerca que otros, sino que le parece que todos se encuentran a la misma distancia.
Para la resolución de la mayoría de los problemas de Astronomía se supone que esta apariencia es cierta, es decir, que todos los astros se encuentran en una gran superficie esférica de radio arbitrario denominada esfera celeste.
Uno de los puntos de mayor interés para el que se inicie en la afición de la Astronomía suele ser la orientación en la esfera celeste: cómo observar objetos cuya posición conocemos previamente a partir de un atlas, o deducir la posición aproximada del objeto que estamos observando, para identificarlo. Para localizar los objetos celestes necesitaremos un sistema de coordenadas. Conociendo las coordenadas del astro podremos identificarlo en el cielo, ya sea directamente mediante círculos graduados de nuestro telescopio o indirectamente mediante cartas celestes.
La localización de un objeto celeste en el cielo requiere únicamente conocer la orientación que debemos dar a nuestro telescopio, ya que para verlo no necesitamos saber la distancia a la que se encuentra. Por este motivo se introduce el concepto de esfera celeste: una esfera imaginaria de radio arbitrario centrada en el observador, sobre la cual se proyectan los cuerpos celestes.
Los sistemas de coordenadas que vamos a emplear en la esfera celeste serán parecidos a los utilizados para definir posiciones sobre la superficie terrestre: sistemas de coordenadas esféricas. En la superficie terrestre se emplea la longitud y la latitud terrestre.
Según el centro que se tome en la esfera celeste, existen tres clases de esferas:
1.Esfera celeste local (topocéntrica): Tiene por centro el ojo del observador. Es la que contemplamos, en un instante dado vemos una mitad de esta esfera, la que está sobre nuestro horizonte.
2.Esfera celeste geocéntrica: Tiene por centro a la Tierra.
3.Esfera celeste heliocéntrica: Tiene por centro el Sol.
1. 7 El sistema de coordenadas
Para la esfera celeste, daremos algunas definiciones que nos ayudarán a introducir los sistemas de coordenadas.
Si prolongamos la dirección de los polos terrestres tenemos el eje del mundo. Los puntos de intersección del eje del mundo con la esfera celeste constituyen los polos celestes, el polo que se halla encima del horizonte del Hemisferio Norte es el Polo Boreal, Ártico o Norte, que coincide con la estrella Polar; el otro se llama Polo Austral, Antártico o Sur.
El plano perpendicular al eje del mundo forma el ecuador terrestre, y su intersección con la esfera celeste forma el Ecuador celeste. El plano del ecuador celeste forma dos hemisferios celestes, el Hemisferio Norte o Boreal, y el Hemisferio Sur o Austral. Los planos paralelos al ecuador forman sobre la esfera celeste círculos menores denominados paralelos celestes o círculos diurnos.
La vertical del lugar es la dirección de la gravedad en dicho lugar y corta a la esfera celeste en dos puntos llamados cenit y nadir. El cenit es el situado por encima del observador y el nadir por debajo del mismo.
El horizonte del lugar es el círculo máximo de la esfera celeste, perpendicular a la vertical del lugar. El horizonte divide a la esfera celeste en dos hemisferios: el Hemisferio Superior o Visible y el Hemisferio Inferior o Invisible.
A cada lugar le corresponderá un meridiano, que será el formado por eje del mundo y la línea ZN (cenit-nadir) del lugar. Todo plano que pasa por el eje del mundo forma sobre la esfera celeste unos círculos máximos denominados meridianos celestes. Cuando dicho meridiano pasa por el cenit y por los polos se llama meridiano del lugar.
La meridiana es la recta de intersección del plano del horizonte y del meridiano del lugar. La meridiana o línea norte-sur corta a la esfera celeste en dos puntos opuestos, el más próximo al polo boreal se llama Norte o septentrión y se designa con la letra N, mientras que el más próximo al polo austral se denomina Sur o Mediodía y se designa con la letra S. La recta perpendicular a la meridiana forma en la esfera celeste los puntos cardinales Este u Oeste, el primero se designa con la letra E, mientras que el último con la letra W.
A los círculos menores de la esfera celeste paralelos al horizonte se les denomina Almucantarates.El orto de un astro es su salida sobre el horizonte del lugar, y el ocaso de un astro es su puesta por el horizonte. El paso de un astro por el meridiano del lugar se llama culminación superior o paso por el meridiano.
1. 8 Los objetos celestes y sus movimientos aparentes
Según las apariencias, la Tierra parece estar inmóvil, mientras a su alrededor giran todos los cuerpos celestes aproximadamente en 24 horas.
Si se utiliza como origen de referencia el sistema topocéntrico, en el cual se considera a un observador ocupando el centro del Universo, se comprueba que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giran alrededor nuestro.
Estos objetos celestes se ven moverse de Este a Oeste dando la sensación de que es la bóveda celeste la que está girando alrededor de la Tierra, cuando en realidad es la Tierra la que gira alrededor de su propio eje, en sentido Oeste-Este.
Si contemplamos las estrellas durante horas veremos un movimiento común sin cambiar la figura de las constelaciones.
Las estrellas que están hacia el Este, se elevan; las que están hacia el Sur se mueven hacia el Oeste, y las que están hacia el Oeste bajan hacia el horizonte hasta desaparecer. Solamente es la estrella Polar la que aparentemente no gira, pero en realidad si efectúa un giro completo, tan pequeño que a ojo desnudo nos parece que está quieta.
Si nos fijamos en el lugar que ocupa en el cielo una constelación dada a una hora determinada (por ejemplo la Osa Mayor a las 10 de la noche en la estación invernal), al día siguiente a la misma hora, no nos damos cuenta y nos parece que está en el mismo sitio, pero realmente cada día adelanta casi 4 minutos, es el denominado día sideral, cuyo valor es exactamente 23 horas, 56 minutos, 4.091 segundos), lo que equivale a un arco de 1º. Cada 15 días adelanta 1 hora, que equivale a un arco de 15º, entonces el aspecto del cielo ya no es el mismo, y a los seis meses, la Osa Mayor la encontraremos en la posición opuesta, llegando al mismo punto de origen otros seis meses después. Sucederá lo mismo con las demás constelaciones. Esto nos demuestra que la Tierra se desplaza alrededor del Sol y al cabo de un año vamos viendo las distintas constelaciones. Veamos en esta animación los movimientos aparentes de las constelaciones circumpolares alrededor del Eje del mundo o Polo Norte Celeste.
El día sideral es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de una estrella por el meridiano del lugar y su duración coincide con el periodo de rotación terrestre. El día solar verdadero es el tiempo que separa dos pasos consecutivos del centro del Sol por el meridiano del lugar (su duración es de 24 horas). El Sol llega al sur aproximadamente cada día a las 12 horas del mediodía, pero una estrella llega a la misma posición cada día cuatro minutos antes que el Sol, y debido al movimiento de traslación el día solar verdadero es unos 4 minutos más largo que el sideral.
El hecho de que veamos distintas constelaciones en diferentes estaciones del año, es consecuencia del circuito del Sol en la esfera celeste. Sólo podemos ver estrellas en aquella parte del cielo que están lejos del Sol, y como que éste se mueve a través del cielo en dirección Este, cubre progresivamente unas constelaciones y deja ver otras.
Por ejemplo, en junio el Sol está en aquella parte de la Eclíptica que atraviesa Tauro y, durante un par de meses, antes y después de esa fecha, la constelación está situada en el cielo iluminado. En diciembre, cuando el Sol se ha desplazado a la parte opuesta del cielo, Tauro luce brillantemente a medianoche en el sur del cielo. Esta traslación es consecuencia de la diferencia entre el tiempo sideral y el tiempo solar. En esta imagen veremos los rastros de las estrellas registradas en una toma fotográfica sin motor de seguimiento.
1.10 Posiciones de la Estrella Polar según la latitud
Si el observador se encuentra en una latitud septentrional media, como por ejemplo España, podemos considerar que la latitud media es de 40ºN; la estrella Polar aparece a 40º por encima del horizonte norte. Vemos que las estrellas describen un movimiento a lo largo de su trayectoria (denominado movimiento diurno), unos cortan el horizonte del lugar de observación, de forma que las vemos salir, culminar y más tarde ocultarse. Las estrellas que distan menos de 40º del polo celeste nunca se pondrán, dichas estrellas no salen ni se ponen nunca, están siempre sobre el horizonte y siempre se ven, son las llamadas estrellas circumpolares siendo ejemplos típicos las constelaciones de Osa Mayor, Osa Menor, Casiopea, Draco, etc. El nombre "estrellas circumpolares" es relativo pues varía según la latitud el observador. Orientándonos hacia el horizonte sur, nos encontramos con que nunca podemos ver estrellas a menor distancia de 40º del Polo Sur, cuya declinación es de -50º. En la práctica, a causa de la atmósfera, el límite queda reducido.
Esto significa que, objetos más al sur como las Nubes de Magallanes y otros objetos celestes están perpetuamente escondidos a nuestra vista.
Si el observador se encuentra en el Polo Norte todas las estrellas describen círculos paralelos al horizonte, ninguna estrella sale ni se pone, es decir, nunca aparecen nuevas estrellas. La estrella Polar se encuentra en la cabeza del observador, en el cenit, que apunta hacia el eje terrestre. Vemos perpetuamente la mitad exacta de la esfera celeste, mientras que alguien situado en el Polo Sur tendría una visión análoga de la otra mitad de la esfera celeste.
La Luna también da la impresión de que recorre un círculo perfecto alrededor de la Tierra. Además del movimiento común de la bóveda celeste la Luna está dotada de un movimiento propio de Este a Oeste. Podemos observar que cada hora se desplaza en casi la mitad de su diámetro, se pone unos 49 minutos más tarde cada día, o sea que se desplaza unos 13º cada día. En esta imagen podemos ver la trayectoria de las estrellas según la latitud.
Los planetas realizan un movimiento doble en la esfera celeste: por una parte, participan en el movimiento diurno de la bóveda celeste trasladándose de Este a Oeste, y por otro poseen un movimiento propio de Oeste a Este.
Si observamos y anotamos en un atlas estelar sus posiciones, podemos comprobar que los planetas se mueven en dirección Oeste-Este respecto a las estrellas que virtualmente parecen fijas. Pero su movimiento no es regular, sino que se interrumpe por periodos permaneciendo inmóvil por unos días, luego se mueve en dirección contraria, de Este a Oeste (denominado movimiento retrógrado), para posteriormente seguir su ruta normal, es decir la dirección Oeste-Este. Estos movimientos se deben a la combinación de la traslación de la Tierra y del planeta alrededor del Sol.
1.11 El movimiento del Sol en la esfera celeste
El 21 de marzo, fecha del equinoccio de primavera, el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste. Al pasar los días, estos puntos van corriéndose hacia el Norte, primero rápidamente, luego lentamente, hasta el 21 de junio, fecha del solsticio de verano, en que el Sol alcanza su máxima altura.
A partir del 21 de junio, los puntos se alejan del Norte y se van acercando al Este y al Oeste, cuyas posiciones vuelven a ocupar el 22 o 23 de septiembre, equinoccio de otoño. Luego se acercan al punto Sur, hasta el 22 de diciembre, solsticio de invierno, del cual se alejan después. Transcurrido un año, vuelven a coincidir con los puntos Este u Oeste.
Si se construye un aparato denominado gnomon (constituye un importante instrumento de cálculo astronómico) que consta de una varilla colocada verticalmente en el suelo, es posible medir la distancia entre la sombra proyectada por dicha varilla y la longitud de la varilla. Mediante un sencillo cálculo trigonométrico utilizando la fórmula:
tang a = longitud varilla/longitud sombra
A consecuencia del movimiento diurno, la sombra de la varilla se desplaza en el plano horizontal y cruza la línea norte-sur cuando el Sol pasa por el meridiano del lugar, eso ocurre al mediodía (es el momento en que el Sol alcanza su culminación superior y cuando está en el inferior se dice que es medianoche.
El 21 de diciembre, solsticio de invierno, la sombra de la varilla es máxima, al estar el Sol bajo en el horizonte, mientras que el 21 de junio, solsticio de verano, la sombra proyectada por la varilla es mínima, consecuencia de la máxima altura alcanzada por el Sol sobre el horizonte.
1.12 El retorno cíclico de las estaciones
El eje de rotación terrestre se mantiene apuntando durante todo el año hacia una región concreta de la esfera celeste, caracterizada por la cercanía de la estrella Polar. Las estaciones tienen lugar porque el eje de la Tierra está inclinada 23º 27' con respecto al plano de su órbita.
Las estaciones varían de un extremo al otro del mundo. En las áreas mas templadas de los hemisferios norte y sur se reconocen cuatro estaciones (primavera, verano, otoño e invierno).
En los Polos Norte y Sur hay sólo dos estaciones (invierno y verano) mientras que en los países ecuatoriales y tropicales las estaciones se dividen en aquellos periodos en los cuales hay sequías o lluvia.
El solsticio es aquel instante en que el Sol se halla en uno de los dos trópicos.
Esto ocurre el 21 de junio para el Trópico de Cáncer y el 21 de diciembre para el Trópico de Capricornio. El solsticio de diciembre hace, en el hemisferio boreal, que el día sea más corto y la noche más larga del año; y en el hemisferio austral, la noche más corta y el día más largo. El solsticio de junio hace, en el hemisferio boreal, que el día sea más largo y la noche más corta del año; y en el hemisferio austral, el día más corto y la noche más larga.
El equinoccio es aquél instante en que, por hallarse el Sol sobre el Ecuador, los días y las noches son iguales en toda la Tierra; esto ocurre anualmente el 21 de marzo y el 22-23 de septiembre.
La latitud de los trópicos no puede ser otra que 23º 27'; al igual que la de los círculos polares es 66º 33'; es decir, 90º - 23º 27'.
La Tierra, en su movimiento anual alrededor del Sol, provoca distintos tipos de iluminación. Los dos extremos contrarios de iluminación terrestre son los solsticios de verano e invierno, siendo los equinoccios de primavera y otoño idénticos en cuanto a iluminación terrestre.
Solsticios y equinoccios totalizan los cuatro instantes en que anualmente se produce un cambio de estación. El cambio de una estación a otra, así como de un estado de soleamiento a otro no se produce de forma repentina; el mismo movimiento de rotación y traslación terrestre produce un cambio constante y gradual que acontece con el sucesivo transcurrir de los días, semanas y meses.
En las regiones cercanas a los polos, el 21 de marzo, el Polo Norte recibirá la luz del Sol, mientras que sobre el Polo Sur reinará la oscuridad durante unos seis meses. A cada rotación de la Tierra, el Sol permanecerá visible sobre el horizonte durante las 24 horas mientras que al día siguiente aparecerá más alto en el cielo. Tras alcanzar alrededor del 21 de junio su máxima altura sobre el horizonte, el Sol comenzará un lento movimiento de descenso, casi una espiral vista desde el polo, que nuevamente lo llevará al horizonte alrededor del 23 de septiembre. Durante los seis meses siguientes, la luz del Sol no caerá ya sobre el Polo Norte, siendo el Sur el que disfrutará de un prolongado día con unos seis meses de iluminación o soleamiento.
En el Ecuador, día y noche siempre serán iguales durante todo el año.
Debido al movimiento del Sol en su órbita (es la Tierra alrededor suyo) sobre la eclíptica, y según la segunda ley de Kepler, su velocidad no es constante y esa variación da lugar a la desigual duración de las estaciones, ya que dicha velocidad será máxima en las cercanías del perihelio (punto más cercano al Sol a lo largo de una órbita) durante el 2 ó 3 de enero y mínima en el afelio (punto más alejado del Sol a lo largo de una órbita) el 2 ó 3 de julio.
La fecha de comienzo de las estaciones oscila en un periodo de dos días respecto al año trópico, entendido como el intervalo entre dos pasos consecutivos del Sol por el Punto Aries, dura 365,2422 días solares medios. La fracción de día (0,2422) que cada año se acumula es igual a seis horas, y cada cuatro años suma un día entero, éste se recupera en el año bisiesto, agregándolo a febrero y, por consiguiente se desplaza un día el comienzo de las estaciones siguientes. Veamos a continuación una representación gráfica del retorno cíclico de las estaciones.
1.13 La eclíptica y el punto Aries
La trayectoria que sigue el Sol en la esfera celeste recibe el nombre de Eclíptica. Esta trayectoria en la esfera celeste es un círculo máximo que forma con el ecuador celeste un ángulo de 23º 27' llamado inclinación del Sol u oblicuidad de la Eclíptica.
La denominación de Eclíptica proviene del hecho de que los eclipses sólo son posibles cuando la Luna se encuentra sobre la Eclíptica o muy próximo a ella, es decir en los llamados nodos.
En la Eclíptica destacan cuatro puntos importantes: el punto donde el Sol alcanza su altura máxima sobre el Ecuador del hemisferio norte, ocurre el 21 de junio y señala el día en que comienza el verano en el hemisferio norte, mientras que en el hemisferio sur el Sol alcanza el punto más bajo y señala el principio del invierno.
Siguiendo su curso aparente, el 22 de septiembre, el Sol corta al ecuador celeste en la posición del Punto Libra(W), que corresponde a la entrada del otoño en el hemisferio norte y el principio de la primavera en el hemisferio sur. Nuestro Sol continúa su carrera y el 21 de diciembre llega al punto más bajo del hemisferio norte señalando el principio del invierno y el más alto en el hemisferio sur indicando el principio del verano. Después el Sol remonta su camino hacia el hemisferio norte y cruza el ecuador celeste el 21 de marzo, iniciándose la primavera en el hemisferio norte y el otoño en el hemisferio sur. El Sol se encuentra en dicho día en el llamado Punto Aries (g). Por último, el Sol sigue su camino hasta alcanzar el punto más alto, el 21 de junio, con lo cual ha realizado un ciclo completo.
El Punto Aries o Punto Vernal.- Es la intersección del ecuador con la Eclíptica o el punto del cielo en que aparece el Sol en el instante del equinoccio de primavera, el 21 de marzo.
1.14 El Zodiaco
El Zodiaco.- es una zona limitada por dos planos paralelos a la Eclíptica, cuya distancia angular es 16 º . La palabra zodiaco procede el griego y significa "Casa de animales", por alusión a los nombres de las doce constelaciones. Todos los planetas (excepto Plutón) tienen órbitas cuya inclinación respecto de la Eclíptica es menor de 8º, por lo que dentro del zodiaco se mueven los planetas del Sistema Solar, así como los asteroides o planetas menores.
Imaginemos un punto de referencia, el punto g y supongamos que el Sol tarda un año en pasar dos veces por el mismo punto g (es el denominado año trópico), cada día el Sol recorrerá por término medio 1º. Luego cada mes el Sol recorrerá una zona de unos 30º. Las constelaciones que en aquella época, hace 2.000 años, atravesaba el Sol cada mes, se han hecho corresponder a cada uno de los doce meses del año.
La constelación de Aries por donde pasaba el Sol el 21 de marzo, debido a la precesión de los equinoccios, se ha desfasado casi 30º, estando todas las constelaciones corridas de lugar. Hoy el 21 de marzo el Sol se proyecta sobre Piscis. Se ha considerado cómodo seguir llamando Aries al punto en que está el Sol ese día (cuya d = 0 y comienza la primavera) a pesar de no corresponder a la constelación sobre la cual se proyecta.
Durante un mes el Sol se proyecta sobre una constelación, al mes siguiente sobre otra constelación y así sucesivamente hasta recorrer las doce en un año, cuyos nombres son:
ARIES, TAURO, GEMINIS, CANCER, LEO, VIRGO, LIBRA, ESCORPIO, SAGITARIO, CAPRICORNIO, ACUARIO y PISCIS.
1.15 Las coordenadas astronómicas
Las coordenadas horizontales son aquellas que están referidas al horizonte del observador. El origen de las coordenadas es un sistema topocéntrico cuyo eje fundamental es la vertical del lugar (línea que sigue la dirección de la plomada). El punto de intersección con la esfera celeste situado encima del observador es el cenit, mientras que el punto opuesto es el nadir.
El círculo fundamental es el horizonte del lugar. Los círculos menores paralelos al horizonte del lugar se denominan almucantarates y los semicírculos máximos que pasan por el cenit, nadir y un astro determinado se denominan círculos verticales o vertical del astro.
h = 90º - Z
El acimut es el arco del horizonte medido en sentido retrógrado desde el punto Sur hasta la vertical del astro. Su valor va de 0º a 360º y se representa por la letra A o a.
En el sistema de coordenadas horizontales, la altitud y el acimut de los astros varían por la rotación terrestre y según el horizonte del observador.Estos ejes de coordenadas son los que tienen los telescopios con montura acimutal. Veamos una imagen de este tipo de coordenadas.
1.16 Las coordenadas horarias o ecuatoriales locales
El origen de las coordenadas horarias o ecuatoriales locales es el centro de la Tierra, es decir, es un sistema geocéntrico.
El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al ecuador celeste reciben el nombre de paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.
Las coordenadas horarias.- Son el ángulo horario y la declinación. El ángulo horario es el arco de ecuador celeste medido en sentido retrógrado desde el punto de intersección del meridiano del lugar con el ecuador hasta el círculo horario de un astro; se mide en horas, minutos y segundos, desde las 0 horas hasta las 24 horas y se representa por H.
La declinación es el arco del círculo horario comprendido entre el ecuador celeste y el centro del astro, medido de 0º a 90º a partir del ecuador; su valor es positivo cuando corresponde a un astro situado en el hemisferio boreal, y negativo cuando lo está en el hemisferio austral, se representa por d.
En vez de la declinación se mide la distancia polar, es el arco del círculo horario medido desde el polo boreal hasta el centro del astro. Se representa por p y se relaciona con la declinación por la fórmula:
p + d = 90º
El tiempo puede expresarse en unidades angulares. Veamos:
-El ángulo horario de 1 hora corresponde a 15º
-El ángulo horario de 1 minuto corresponde a 15'
-El ángulo horario de 1 segundo corresponde a 15''.
-1º corresponde a un ángulo horario de 4 minutos.
-1' corresponde a un ángulo horario de 4 segundos.
-1'' corresponde a un ángulo horario de 1/15 segundos.
El ángulo horario se calcula a partir de la hora de paso del astro por la vertical del lugar.
1.17 Las coordenadas ecuatoriales absolutas
Las coordenadas ecuatoriales absolutas son aquellas que están referidas al ecuador celeste. Surgieron por los inconvenientes que presentaban la utilización de las coordenadas ecuatoriales locales.
El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al mismo son los paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.
Pero actualmente se representa por a. La ascensión recta está relacionada con el ángulo horario por la ecuación fundamental de la Astronomía de Posición.
t = a + H
Siendo t la hora sidérea. Estas coordenadas son universales ya que no dependen ni del lugar, ni del instante de la observación.
1.18 Las coordenadas eclípticas
Las coordenadas eclípticas son aquellas coordenadas que están referidas a la eclíptica.
Son las más útiles para el estudio de las posiciones planetarias ya que se mueven dentro de la franja de la eclíptica.
Las coordenadas eclípticas son la longitud celeste y la latitud celeste.
Se llama longitud celeste al arco de la eclíptica medido en sentido directo, que va desde el Punto Aries hasta el máximo de longitud de un astro; se mide en grados, desde 0º hasta 360º, y se representa por l.
La latitud celeste es el arco máximo de longitud que pasa por el astro comprendido entre la eclíptica y el centro del astro, medido a partir de la eclíptica. Su valor oscila entre 0º y 90º y se representa por b.
En este sistema no se toma nunca la distancia medida desde el polo de la eclíptica.
Fuentes : El cielo del mes
" Algo he aprendido en mi larga vida: que toda nuestra ciencia, contrastada con la realidad, es primitiva y pueril; y, sin embargo, es lo más valioso que tenemos "
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