Curso básico de Astronomía(1/3)

Hola amigos! hoy quiero hacer un curso sencillo para aquellos que se quieran en implementar en el campo de astronomia. conceptos básicos que, como siempre, espero que sirvan para lanzar el aprendizaje de todos aquellos a quienes interese esta ciencia.

1. COORDENADAS GEOGRÁFICAS
2. LAS LEYES DE KEPLER
3. MOVIMIENTOS DE LA TIERRA
4. DURACIÓN DEL DÍA
l-----Hasta aqui vamos a hacer el curso ya que contiene muchas etapas la primera parte mañana cuando pase navidad hago la segunda etapa de la primera parte ---l
5. EL POR QUÉ DE LAS ESTACIONES
6. NUESTRA "VENTANA CELESTE"
7. EL SISTEMA SOLAR
8. LAS CONSTELACIONES



1. COORDENADAS GEOGRÁFICAS

Esto es un curso básico de Astronomía, tan básico que apenas saldremos más allá de nuestro propio Sistema Solar. Que sea básico tampoco significa que sea inútil. Los conceptos que aquí se tratan son muy necesarios para poder entender otras cuestiones más avanzadas y para poder seguir nuestro aprendizaje de Astronomía.

Tema 1 -Coordenadas geográficas

Las coordenadas geográficas son las que permiten situar un punto cualquiera de la superficie terrestre basándose en un conjunto de lineas imaginarias, llamadas meridianos y paralelos, que son perpendiculares entre sí.

Veamos algunas definiciones:

La Tierra gira alrededor de sí misma en torno a un eje imaginario que la cruza pasando por los polos. A ese eje imaginario se le llama Eje de rotación. Sus extremos, los Polos, reciben el nombre de Polo Norte (Pn) y Polo Sur (Ps).

El círculo máximo normal perpendicular al eje de rotación se llama Ecuador . El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas llamadas emisferio Norte o boreal y Hemisferio Sur o Austral. Los Polos están separados 90° del Ecuador .

Los círculos menores paralelos al Ecuador reciben el nombre de paralelos. Existen infinitos círculos paralelos, pero cuatro de ellos son de especial relevancia por cuanto definen las tres grandes zonas climáticas de la Tierra (tórrida, templada y glacial). No son para nada imprescindibles para determinar la posición, sólo lo son desde el punto de vista climático. Los veremos con más detenimiento cuando hablemos de las estaciones, ahora sólo vamos a nombrarlos:

-Trópico de Cáncer: paralelo del hemisferio norte separado del Ecuador 23° 27´
-Trópico de Capricornio: paralelo del hemiferio sur separado del Ecuador 23° 27 '
-Círculo polar Artico:: paralelo que se encuentra separado del Polo Norte 23° 27'
-Circulo polar Antártico: paralelo que se encuentra separado del Polo Sur 23° 27 '

Los círculos máximos que pasan por los polos reciben el nombre de meridianos. Como sucedía con los paralelos también son infinitos, pero existen algunos de especial relevancia:

Meridiano del lugar: el que pasa por el punto de un observador situado en un lugar cualquiera de la superficie terrestre.

Primer meridiano, Meridiano 0 ó Meridiano de Greenwich: es el que se toma como origen para medir las longitudes y que pasa por el Observatorio de la ciudad inglesa que le dió su nombre. Es un meridiano adoptado por convención.

Una vez definidos estos círculos podemos explicar el sistema de coordenadas geográficas que, como se ha dicho, sirven para situar inequívocamente un punto sobre la superficie terrestre. Este sistema de coordenadas está basado en dos medidas: Latitud y Longitud.

Latitud es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se encuentra el observador. Mide de 0° (justo la latitud del Ecuador ) a 90° (en los Polos). Se nombra con signo positivo si nos referimos a una latitud norte y con signo negativo si se trata de una latitud sur. También puede nombrarse sin especificación de signo nombrando el hemisferio de referencia. De esta forma decir -47° de latitud significa lo mismo que 47°, latitud sur.

Longitud es el arco de Ecuador contado desde el meridiano de Greenwich hasta el meridiano del lugar donde se encuentra el observador. Se cuenta de 0° hasta 180°, llamándose longitud Oeste a la que se encuentra a la izquierda del meridiano de Greenwich y longitud Este a la que se encuentra a su derecha. También puede nombrarse anteponiendo el signo "-" a las longitudes Oeste y sin signo a las longitudes Este.

Se llama colatitud al complemento de la latitud, que se obtiene restando a 90° la latitud del lugar. Su valor es el arco de meridiano comprendido entre el observador y el Polo más cercano.

Creo que ahora ya estamos en disposición de establecer las coordenadas geográficas de cualquier punto situado sobre la superficie terrestre. Sólo nos hacen falta los instrumentos que sean capaces de determinar esas magnitudes o disponer de un mapa geográfico de la Tierra en el que figuren, graduadas, las líneas de los meridianos y los paralelos.

Por ejemplo, La Seu d'Urgell se encuentra a 42° 40' de latitud Norte y a 1° 45' de longitud Este. La distancia angular que nos separa del Polo Norte, la colatitud, sería de 47° 20' (90° - 42° 40').

Tema 2 -Las Leyes de Kepler

En un estado de la Astronomía que se veía afectado por las imposiciones de la Iglesia de mantener que la Tierra era el centro del Universo y que éste había sido obra de Dios, se hacía muy complicado avanzar hacia otras suposiciones. Sin embargo las observaciones que se hacían del movimiento de los planetas no podían explicarse de ninguna manera desde el modelo geocentrista. Intentar conjugar la evidencia con el planteamiento divino de la Creación se convertía en una meta imposible de alcanzar. Nicolás Copérnico (1473-1543) observó que el movimiento de los planetas resultaba mucho más comprensible y predecible si se colocaba al Sol en el centro. Pero ésta era una postura que el poder político-eclesiástico consideraba una clara manifestación de erejía. Por ello el jesuita Jordano Bruno murió quemado vivo en la hoguera en 1600 por difundir la nueva concepción de Copérnico. Tuvo que ser Galileo Galilei (1564-1642), considerado como el padre de la ciencia moderna, quien, con su gran habilidad dialéctica y su inteligencia puestas al amparo de la influyente familia de los Medici, estableciera las bases de la moderna ciencia de la Astronomía aunque nuevamente volviera a ser sometida bajo el temor a la Inquisición.

El astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) vino a romper este estancamiento cuando, a la muerte de su maestro Tycho Brahe (1546-1601), metódico y preciso observador aunque de desagradable soberbia, pudo tener acceso a todos los datos que éste había recopilado durante años, principalmente a los datos de sus observaciones del planeta Marte. A lo largo de muchos años y de innumerables cálculos llegó a formular las tres leyes que explicaban el movimiento de los planetas y que supuso una revolución en la Astronomía. Tiempo después, con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), se pudo comprobar que estas leyes son una consecuencia de la Ley de la Gravitación Universal.

Es importante conocer las leyes de Kepler si queremos entender la mecánica celeste en lo que respecta a los planetas del Sistema Solar. En otros sistemas que pudiera haber, con planetas de masas muy superiores a los de los nuestros, se ha comprobado que también hay que recurrir a la Ley de la Gravitación Universal para dar una explicación coherente. Por ello existe una versión "extendida" de la tercera ley de Kepler pero que no vamos a ver aquí.

Primera Ley: todos los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos.

Al ser las órbitas elípticas (y no circulares como se pensaba hasta entonces) y estando el Sol en uno de sus focos (una elipse tiene dos focos, dos centros) la distancia del planeta al Sol varía, siendo máxima cuando se encuentra en el afelio y mínima en el perihelio. La línea que une estos dos puntos se llama línea de los ápsides.

En realidad las órbitas de los planetas tienen muy poca excentricidad (el grado de "achatamiento" de la elipse), son casi circulares. Los planetas se desplazan en ella en sentido directo, contrario al de las agujas del reloj.


Segunda Ley:las áreas barridas por los radios-vectores del planeta son proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas, es decir, a tiempos iguales áreas iguales.

Por esta ley se desprende que la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor cuanto más próximo está al Sol y menor cuanto más alejado. Esto es debido a la atracción que el Sol ejerce sobre el planeta dependiendo de su distancia, tal como posteriormente demostró Newton.


Tercera Ley:los cuadrados de los periodos de los planetas son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas.

He aquí la interpretación de la dos primeras Leyes:

La imagen muestra algunas de las características determinantes de una elipse. Observamos que su excentricidad viene dada por la distancia que separa los dos focos (F1 y F2). Si esa distancia se reduce a 0 la elipse se convierte en un círculo perfecto y los semiejes a y b se fusionan en lo que sería su radio. En las órbitas de los planetas, a excepción de Plutón, ambos focos están muy próximos por lo que sus órbitas son muy poco excéntricas, casi circulares (en la imagen se ha exagerado por cuestiones didácticas). En el caso de la Tierra la razón de excentricidad es de 0.0167.

Observemos ahora un planeta que se desplaza desde del punto 1 al 2 en dos posiciones distintas de su órbita. Ambos desplazamientos se han realizado en el mismo tiempo, pero observamos que la distancia d1 y d2 son distintas en cada caso. Siendo así, la única explicación posible es que se ha desplazado a mayor velocidad en el primer caso y más lentamente en el segundo. Esto es lo que se desprende de la segunda ley de Kepler que dice que el tamaño de las áreas A y B que ha barrido el planeta desde su posición 1 a 2 son iguales. Efectivamente, los planetas se aceleran cuando se aproximan al Sol y disminuyen su velocidad de traslación a medida que se alejan de él.

Tema 3 -Movimientos de la Tierra

Creo que no he visto todavía un libro o manual de Astronomía que al hablar de los movimientos de la Tierra no empiece por el de rotación. Yo voy a romper esa costumbre y empezaré por el de traslación. No es un capricho, simplemente me parece más lógico.

Movimiento de TRASLACION
Es el que realiza la Tierra alrededor del Sol siguiendo una órbita elíptica de muy poca excentricidad -visualmente aparenta un círculo perfecto- en la que el Sol se encuentra situado en uno de sus focos. Emplea para ello un tiempo de 365 días, 6 horas, 9 minutos y 10 segundos, es decir, 365,2422 días para recorrer una distancia de 930 millones de kilómetros a una velocidad media de 29.5 km/s (106.200 km/h). A esta velocidad recorre cada día una media de 2.548.800 kilómetros.

El plano en el cual se inscribe la órbita de la Tierra recibe el nombre de plano de la Eclíptica o, simplemente Eclíptica, y lo hemos tomado como plano de referencia para comparar la inclinación de las órbitas del resto de planetas del Sistema Solar. Su nombre proviene de "eclipse" pues es el plano en el que ocurren los eclipses de Sol y de Luna.

La excentricidad de la órbita terreste hace que la distancia entre el Sol y la Tierra no sea siempre la misma, originando así la existencia de dos puntos extremos de ésta en los que la Tierra se encuentra a su máxima (afelio, 151.800.000 km) y mínima (perihelio, 142.700.000 km) distancia del Sol. La línea imaginaria que une el afelio y el perihelio recibe el nombre de línea de los ápsides.

Dadas las grandes distancias que deben manejarse cuando nos referimos a los planetas del Sistema Solar, la distancia media Tierra-Sol se ha convertido en una unidad de medida astronómica, llamada U.A (Unidad Astronómica), cuyo valor corresponde a 149.675.000 km.

Aunque, como se verá enseguida, es la inclinación del eje de rotación de la Tierra el causante de la existencia de estaciones en el planeta, el movimiento de traslación es el causante de su retorno cíclico y también tiene alguna influencia sobre el clima: los inviernos del hemisferio norte son más templados que los del hemisferio sur y los veranos menos calurosos debido a la excentricidad de la órbita terrestre

Pero lo que nos resulta realmente interesante de este movimiento es que, gracias a él, podemos observar distintas parcelas de la bóbeda celeste a lo largo de un año, de una traslación completa. De lo contrario veríamos cada noche exactamente los mismos objetos celestes en los mismos espacios de tiempo.

Movimiento de ROTACION
La Tierra da una vuelta completa sobre sí misma en un tiempo de 23 h 56 m 4 seg en sentido Oeste-Este, llamado sentido directo (contrario al de las agujas del reloj), en torno a un eje imaginario que pasa por los polos y que se nombra como eje de rotación, eje de la Tierra o eje polar. La prolongación de ese eje, tanto por el hemisferio norte como por el sur, apunta a los denominados polos celestes. En el caso del hemismerio norte su prolongación apunta actualmente a la famosa estrella Polaris y en el caso del hemisferio sur a la estrella Sigma de la constelación de Octante.

A este movimiento debemos la sucesión de los días y las noches en nuestro planeta puesto que sólo media cara de la Tierra permanece en algún momento iluminada por el Sol y la otra en completa oscuridad. El movimiento de rotación también es el causante del efecto del movimiento aparente del cielo girando a nuestro alrededor en sentido contrario al de la Tierra. De esta manera observamos cómo los objetos celestes salen por el Este y se ocultan por el Oeste.

Un aspecto importantísimo ralacionado con este movimiento es la inclinación del eje de rotación con respecto al plano de la Eclíptica. Esta inclinación, de 23° 27', es la responsable de las estaciones, que se explicará en profundidad en un próximo apartado.

Movimiento de PRECESION
Es el movimiento por el cual el eje de rotación describe un cono cuyo vértice se sitúa en el centro de la Tierra para ambos hemisferios. Se debe a que la Tierra no es una esfera perfecta sino una elipsoide debido a la fuerza de atracción que sobre ella ejercen principalmente el Sol y, en menor medida, la Luna. El movimiento puede compararse al "baile de caderas" de una peonza cuando va perdiendo velocidad de rotación. De esta manera el eje de la tierra realiza una circumbolución completa de 47º de abertura en un periodo de 25.765 años en sentido contrario al de rotación.

La consecuencia de este movimiento no es observable directamente pero no deja de ser sorprendentes en el transcurso de los siglos. Debido a ello el eje de rotación no se dirige siempre hacia el mismo punto celeste. Actualmente es la estrella Polaris la que obstenta el privilegio de erigirse como la guía de los navegantes en el hemisferio norte (aunque no marcará el polo norte celeste exacto hasta el 2015), pero eso no fué así hace miles de años ni lo será dentro de otros tantos.
Pero el efecto de precesión sí deja notarse desde el punto de vista técnico por cuanto la reticula de coordenadas celestes que se utiliza para ubicar los astros en la bóveda celeste han de ser revisada con cierta periodicidad en aras de la exactitud en los cálculos astronómicos.

Así el punto vernal o Aries, que en nuestro sistemas de coordenadas se toma como punto de partida para la medición de la ascensión recta (algo así como el meridiano de Greewich para el sistema de coordenadas terrestres) y que es donde la Eclíptica cruza el ecuador celeste de sur a norte, ha ido desplazándose: antes estaba en la constelación de Aries pero ahora se encuentra en Piscis. En el año 2000 se ha hecho la última revisión de coordenadas celestes, hasta entonces regía la revisión de 1950.


Movimiento de NUTACION
Este movimientos es poco perceptible y es un vaivén del eje de la tierra superpuesto al de presesión. Está ocasionado por la interacción gravitacional con la Luna que realiza una atracción gravitacional en dirección opuesta a la ejercida por el Sol al no coincidir su plano orbital con el de la Eclíptica. En este movimiento el eje de la tierra realiza un bucle de 18 segundos de arco en la línea de presesión, cada uno de los cuales dura 18.6 años. En un periodo completo de precesión se realizan 1300 bucles.

Tema 4 -Duración del día
Todos sabemos que un día tiene 24 horas, que comenzamos a contar desde las doce de la noche (00:00h) hasta las doce de la noche del día siguiente. Ese período lo hemos dividido en dos partes de 12 horas: desde las 00:00h hasta las 12:00h y desde las 12:00h hasta las 00:00h. El punto medio (las 12:00h) es precisamente el mediodía, que es cuando el Sol alcanza la máxima altura sobre el horizonte desde nuestro lugar de observación. Por eso cuando decimos la hora podemos hacerlo de dos formas distintas, en formato de 12 horas o en formato de 24 h. Si lo hacemos en formato de 12 horas debemos especificar si la hora a la que nos referimos es antes (AM, anti meridiam) o después (PM, post meridiam) del mediodía.

00:00... 04:00...08:00... 12:00... 16:00... 20:00... 23:59.. 00:00 (horario de 24 h.)
12:00... 04:00.. 09:00... 12:00... 04:00... 08:00... 11:59.. 12:00 (horario de 12 h.)
|---------------- AM --------------|------------------ PM ----------------- - - |

¿Y a qué se debe la duración del día?. Si contestamos que a la rotación de la Tierra sobre su eje la respuesta es correcta, pero no exacta. Lo cierto es que la duración del día se debe tanto al movimiento de rotación de la Tierra como a su movimiento de traslación alrededor del Sol. Por eso vamos a distinguir tres deficiones de "día".

Día sidéreo es el período de rotación medio con referencia a las estrellas (23h 56m 4.091s de tiempo solar medio). En definitiva se trata del período de rotación.

Día solar es el intervalo entre dos mediodías sucesivos (24h 3m 56.555s de tiempo sidéreo medio).

Día civil es el período de 24 horas.

El día civil es el que consigue que no nos hagamos un lío y lleguemos puntuales al trabajo, porque si os fijáis en las otras dos deficiones parece que el asunto sea algo más complicado. Para empezar, parece que los días sidéreos y solares no tengan siempre la misma duración y por eso tengamos que hablar de tiempos medios. ¿Y a que se debe eso?, pues a las consecuencias de las Leyes de Kepler. Creo que se va haciendo muy necesario ver un gráfico.

Partimos de la posición 1. Es mediodía y el Sol se encuentra a su máxima altura sobre el horizonte, justo en el meridiano del observador.

En la posición 2 la Tierra ha realizado un revolución completa (360°) sobre sí misma y el observador vuelve a quedar en la misma posición desde la que partió. Se acaba de completar un día sidéreo.

Pero la Tierra se ha desplazado siguiendo su órbita y se hace necesario que rote un poco más para que, desde la situación del observador, el Sol vuelva a situarse en la misma posición que la de partida. Cuando lo hace, en la posición 3, se ha completado un día solar.

Bien, ahora hay que volver a aquel asunto de los "tiempos medios". En el gráfico se ve que para pasar de la posición 2 a la 3 es necesario que transcurran 4 minutos, pero ese es un tiempo medio, no siempre es así: depende de la posición de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Y es que la Tierra (y cualquier otro planeta), como consecuencia de la segunda ley de Kepler no viaja siempre a la misma velocidad, haciéndolo más rápido cuanto más próxima se encuentra del Sol (perihelio) y más lentamente cuando más alejada (afelio). ¿Hace otro gráfico?


En el gráfico se muestran las dos situaciones extremas de la posición de la Tierra en su órbita alrededor el Sol: el perihelio y el afelio.

Según la segunda ley de Kepler la Tierra pasa de la posición 1 a la 2 en el mismo tiempo en ambas situaciones, pero en el caso del perihelio ha recorrido mayor distancia, lo que significa que ha viajado a mayor velocidad. Eso no nos importa mucho, pero sí la posición de nuestro observador terrestre. Fijaros que en el primer caso la Tierra aún debe rotar un cierto número de grados hasta alcanzar la posición de mediodía. Sin embargo en el segundo caso ese ángulo es mayor. Como la velocidad de rotación de la Tierra en torno a su eje sí que es simpre la misma parece que queda claro que va a necesitar algo más de tiempo hasta que el observador alcance el mediodía. Promediando la duración de todos los días del año se obtiene el día solar medio de 24 h.

Y ya que estamos puestos en materia vamos a preguntarnos si esto es así en el resto de planetas. Pues sí en lo que respecta a los movimientos, pero no en cuanto a los tiempos. El día sidéreo de Mercurio (una rotación completa) es de 58.66 días terrestres, pero su día solar equivale a 176. Y para desconcertarnos aún más, un año dura 87.97 días terrestres. En Mercurio es más largo el día que el año y tienen que pasar aproximadamente 2 años para que pueda completarse un día.

Para dar explicación a esto y a cuantas otras situaciones se nos ocurra tenemos que hacer un ejercicio de imaginación. Nos fijamos nuevamente en el primer gráfico y nos imaginamos un planeta rotando muy lentamente (más despacio que el nuestro) y trasladándose muy deprisa en su órbita. Imaginaros las posiciones sucesivas que va adoptanto el punto verde que representa a un eventual observador de ese planeta. Ese es Mercurio.

Pensad en cuantas variantes se os antoje: una velocidad de rotación y/o de traslación más rápida o aún más lenta. Obtendréis con ello días de duración realmente extravagantes (al menos para nosotros). Pero todavía una situación más que a lo mejor no se os ha ocurrido: si la traslación y la rotación tienen la misma duración el Sol permanecería inmóvil en el cielo. Los días serían de duración infinita: una mitad del planeta iluminada permanentemente y la otra en perpétua oscuridad. ¿Eso sucede en algún lugar?. En los planetas del Sistema Solar no, pero sí en la Luna, por eso siempre nos muestra la misma cara.

¿Y todo esto para explicar qué es un día?... pues la verdad es que faltan aún más cosas. Sólo hemos tenido en cuenta los dos movimientos más importantes para explicar éste fenómeno: rotación y traslación, pero es que en la Tierra existen más de diez. Vamos a dejarlo por un momento.


Hasta aqui llegamos buena suerte gente por favor compartalo asi hay mas gente interesada en este fabuloso y mistico campo de astronomia!