ASTRONOMIA
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 rotación.- La Tierra cada 24 horas, exactamente cada 23 h 56
minutos, da una vuelta completa alrededor de un eje ideal que
pasa por los polos, en dirección Oeste-Este, en sentido directo
(contrario al de las agujas del reloj), produciendo la impresión de
que es el cielo el que gira alrededor de nuestro planeta. A este
movimiento, denominado rotación, se debe la sucesión de días y noches,
siendo de día el tiempo en que nuestro horizonte aparece iluminado por
el Sol, y de noche cuando el horizonte permanece oculto a los rayos
solares. La mitad del globo terrestre quedará iluminada, en dicha mitad
es de día mientras que en el lado oscuro es de noche. En su movimiento
de rotación, los distintos continentes pasan del día a la noche y de la
noche al día.
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
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.
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.
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.
4. Las coordenadas geográficas
Continuamos hablando de las coordenadas geográficas y en concreto de
las zonas en las que queda dividida la Tierra por el círculo polar Antártico.
-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 polares. Allí, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente,
calentando poco. En estas zonas los días y la 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.
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.
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.
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
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.
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.
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.
11. El movimiento del Sol en la esfera celeste
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.
Losmovimientos del sol.- 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.
12. El retorno cíclico de las estaciones (I)
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 estacón. 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.
13. El retorno cíclico de las estaciones (II)
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 un 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.
14. 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 Versal.- 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.
15. El Zodiaco
El Zodiaco.- es una zona limitada por dos planos paralelos a la
Eclíptica, cuya distancia angular es 16º. 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.
16. 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 lo 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.
17. Las coordenadas horarias o ecuatoriales locates
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 correspnde 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.
18. 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.
19. 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.
Estas coordenadas son universales ya que no dependen ni del
lugar, ni del instante de la observación.
20. El Sistema Solar - Las leyes de Kepler
En los próximos e-mails vamos a tratar en profundidad el Sistema Solar
para poder conocer todos los fenómenos que ocurren en él vistos desde
la Tierra.
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
21. 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.
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.
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).
22. 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.
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.
23. Otros aspectos del eclipse de sol
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.
24. Un eclipse total de Sol
Continuamos hablando del proceso que sigue un eclipse.
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.
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 inferior 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.
25. 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.
También se representan algunos elementos orbitales de nuestro satélite
natural.
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. 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).
sigue de 48 a 50,continua
Sevilla
Málaga
Valencia
Osasuna
Sporting
Racing
Villarreal
Real Sociedad
Barcelona
Valladolid
Nastic
Girona
Real Murcia
Elche
Numancia
Córdoba
Alcoyano
Almería
Las Palmas
Celta de Vigo