MOVIMIENTOS DE LA TIERRA:


Movimiento de rotación

La Tierra, como los demás cuerpos celestes, no se encuentra en reposo, sino que está sujeta a más de diez movimientos, sólo vamos a estudiar los cuatro más importantes.

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.

 
Astronomía de posición

Movimiento de 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 So 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.


Movimiento de precesión de los equinoccios

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 que 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 Tiera. 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 desplazamientoa 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 Gémini, 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 Gémini, constelaciones que se habrán convertido en estivales.


Movimiento nutación

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.

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.

Coordenadas geográficas

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:

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).

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.

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 los siguientes nombres:

•Una zona tórrida, comprendida entre los trópicos y que el Ecuador divide en dos partes.

•Dos zonas templadas, limitadas por los trópicos y los círculos polares.

•Dos zonas glaciares, las extremas comprendidas entre los círculos polares y los polares.

La zona tórrida, comprendida entre los paralelos de latitud 23º 27' N y 23º 27' S 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. En las dos zonas templadas, 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.

En las zonas glaciares, 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.

Meridianos: Son los círculos máximos que pasan por los polos y son normales al Ecuador.

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 O 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 meridiano de Greenwich. El meridiano de Greenwich también se divide en meridiano superior (PnGPs) y meridiano inferior que es la parte opuesta.

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.

Meridianos

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:

•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.

•Esfera celeste geocéntrica: Tiene por centro a la Tierra.

•Esfera celeste heliocéntrica: Tiene por centro el Sol.

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.



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.

El día sideral es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de una estrella por el meridiano del lugar. 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 está 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.

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 ls 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.

Movimientos aparentes de las constelaciones circumpolares del Eje del mundo o Polo Norte 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.




EL MOVIMIENTO APARENTE 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:


tag a = longitud varilla / longitud combra

Trayectoria de las estrellas según la latitud del lugar de observación

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.





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 ea 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 idénticas en cuanto a iluminación terrestre.

Solsticios y equinoccios totalizan los cuatro instantes en que anualmente se produce un cambio de estacion. 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 resultara visible durante 12 horas y otras tantas durará 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 o 3 de enero y mínima en el afelio (punto más alejado del Sol a lo largo de un órbita) el 2 o 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.





LA ECLÍPTICA, EL PUNTO ARIES Y EL ZODIACO:


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 (g) 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.

Se llama Zodiaco a 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.

Supongamos 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, GEMINI, CANCER, LEO, VIRGO, LIBRA, ESCORPIO, SAGITARIO, CAPRICORNIO, ACUARIO y PISCIS.





COORDENADAS ASTRONÓMICAS:


Coordenadas horizontales

Las coordenadas horizontales son aquellas que están referidas al horizonte del observador. El origen de 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 denomina 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 situado 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 tiene los telescopios con montura acimutal.


Coordenadas horarias o ecuatoriales locales

En este sistema de coordenadas, el origen 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 y 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:

•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 horariode 1/15 segundos.

El ángulo horario se calcula a partir de la hora de paso del astro por la vertical del lugar.


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.


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.



Sistemas de referencia (Definiciones fundamentales):


Todos los sistemas están basados en una esfera celeste. El observador está en el interior de ella.


Horizontal:


Es el sistema de referencia que varía con el observador. Las coordenadas de las estrellas en él no son constantes y varían incluso a lo largo de la noche. Se suele utilizar para calcular la altura máxima de las estrellas sobre el horizonte en el lugar de observación.


La vertical astronómica:

Definida por la dirección de la gravedad en el lugar de observación.


Cenit y Nadir (Z, Na):

Son los puntos de corte de la vertical astronómica con la esfera celeste.

Cenit: opuesto a la gravedad.

Nadir: en el sentido de la gravedad.


Horizonte:

Plano perpendicular a la gravedad que pasa por su centro. Su intersección con la esfera forma el círculo máximo fundamental.


El vertical astronómico:

Círculo máximo que comprende el Cenit y el Nadir.


Almucantarat:

Círculo menor paralelo al plano del horizonte.


Ecuatorial:


Es el sistema de referencia que es solidario con el movimiento de rotación terrestre. Las coordenadas de los objetos astronómicos en él son constantes. Por eso se suele utilizar para catalogarlos.


Línea de polos:

Línea que pasa por el centro de la esfera y es paralela al eje de rotación terrestre.


Polos celestes (P, P’):

Son los puntos de intersección de la línea de los polos con la esfera celeste.


Ecuador:

Plano perpendicular a la línea de los polos que pasa por su centro. Su intersección con la esfera forma el círculo máximo fundamental.


Meridiano celeste o círculo horario:

Círculo máximo que contiene a los polos celestes.


Paralelo celeste:

Círculo menor paralelo al ecuador.



Sistemas de coordenadas:


Están basados en los sistemas de referencia definidos con anterioridad.


Coordenadas horizontales:


Se basa en el sistema de referencia horizontal.

Altura (a): se mide desde el horizonte a lo largo del vertical astronómico que pasa por la estrella.

Toma los valores: 0º a +90º (hacia Z) y 0º a –90º (hacia Na)

Acimut (A): se mide desde el punto cardinal Sur sobre el horizonte en el sentido de las agujas del reloj hasta el punto de corte con el vertical astronómico que pasa por la estrella.

Toma los valores: 0º a 360º.


Coordenadas ecuatoriales:


Se basa en el sistema de referencia ecuatorial.

Declinación (): se mide desde el ecuador a lo largo del meridiano celeste que pasa por la estrella.

Toma los valores: 0º a +90º (hacia P) y 0º a –90º (hacia P’)

Ascensión recta (): se mide desde el punto Aries sobre el ecuador en sentido contrario a las agujas del reloj hasta el punto de corte con el meridiano celeste que pasa por la estrella.

Toma los valores: 0 h a 24 h o bien 0º a 360º.


Movimiento de precesión:


Está causado por  dos motivos principalmente:

la forma achatada de la Tierra

la atracción del Sol y la Luna sobre el Ecuador Terrestre.


Ambos astros parecen querer enderezar el Ecuador. Esto se une al giro de rotación de la Tierra y da como resultado que el Polo de la Tierra realice un giro completo cada 26000 años sobre el fondo de estrellas.

Como el Ecuador se mueve pero la Eclíptica no, sus puntos de corte (los equinoccios) van girando, moviéndose a lo largo del Ecuador. Por eso, este movimiento, también recibe el nombre de “Precesión de los equinoccios”.





Mapas celestes:


Los mapas celestes tratan de reproducir los objetos que se encuentran sobre la esfera celeste proyectándolos en un plano.


Todos sabemos que la esfera es la única figura geométrica que no tiene un desarrollo plano, es decir, su superficie no se puede estirar sobre un plano sin perder algo de información.

El ejemplo más claro que tenemos de esto son los mapas mundi de la superficie terrestre.


En astronomía es muy usual encontrar el mapa de las estrellas de cada hemisferio. En esos casos se representa en el punto central el Polo Norte (o Sur) y la circunferencia más externa es el Ecuador Celeste.


Debido a las proyecciones, las figuras más cercanas al Ecuador aparecen más achatadas y estiradas que aquellas cercanas al Polo, que son las que menos se deforman.

 


Planisferio:


Un planisferio es un tipo especial de mapa celeste que es muy utilizado por los aficionados a la astronomía.


Sólo sirven para una determinada latitud, pues el número de estrellas y su posición dependen del lugar de la Tierra en que me encuentre. Desde el Ecuador durante todo un año veo pasar todas las estrellas del firmamento, desde un polo sólo la mitad y desde un punto intermedio (como Madrid) vemos todas las del hemisferio Norte y parte de las del hemisferio Sur (las más cercanas al Ecuador).


Constan de dos partes: un mapa de base y una ventana de forma ovoidal sobre él.

El mapa celeste que tiene de base (en el caso de Madrid) está centrado en el polo Norte pero el Ecuador no es la circunferencia más externa, sino que se prolonga hasta la declinación de las estrellas del hemisferio Sur que se pueden ver desde este lugar (unos 35º de declinación sur).


La ventana que tienen sobre ellos hace que sólo queden visibles las estrellas observables ese día del mes y a esa hora determinada.





El tiempo en Astronomía:


Tipos de días:


Día sidéreo: tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del punto Aries sobre el meridiano del lugar. Dura unas 23 horas y 56 minutos.


Día solar verdadero: tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol sobre el meridiano del lugar. Dura unas 24 horas dependiendo del día del año.


Día solar medio: valor medio de la duración de los días solares verdaderos al cabo de un año.


Nuestra vida ordinaria se rige por días solares medios que se dividen en 24 horas, cada una a su vez en 60 minutos y estos a su vez en 60 segundos. De ahora en adelante siempre nos referiremos a ellos cuando hablemos de días, salvo que se especifique lo contrario.


Tipos de meses:


Mes sidéreo: tiempo que tarda la Luna en recorrer 360º sobre la esfera celeste.


Mes sinódico: tiempo transcurrido entre dos fases lunares consecutivas. Tiene una duración de 29.5 días.


La duración de los meses se basa en el mes sinódico pues es fácilmente observable desde la Tierra la fase en que está la Luna.


Tipos de años:


Año trópico: tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el Punto Aries.

El año trópico tiene una duración de 365.2422 días o 365 días 5 horas 48 minutos y 45.975 segundos.


Año sidéreo: tiempo transcurrido para que la Tierra recorra 360º sobre la eclíptica respecto del fondo de estrellas.

El año sidéreo tiene una duración de 365.256362 días o 365 días 6 horas 9 minutos y 9.692 segundos.


Fecha Juliana:


Para mejorar el tratamiento de los datos que se obtienen en observaciones prolongadas se utiliza la Fecha Juliana como medida del tiempo.


La Fecha Juliana es el número de días transcurridos desde una fecha muy antigua: 1 de enero de 4713 a.C. a las 12 horas (mediodía).


Tiempo Universal (T.U.) y Tiempo Universal Coordinado (T.U.C.):


Toda la esfera celeste se divide en 24 husos horarios centrados en los meridianos celestes. Dentro de cada huso (que tiene una anchura de 15’) se toma la hora local del meridiano central como la hora legal común a todos los puntos del huso.


La hora local se calcula tomando como referencia la culminación del Sol Medio  sobre el meridiano del lugar.

(Nota aclaratoria: El Sol Medio es un sol imaginario que se desplaza por el Ecuador celeste a velocidad constante, en contraposición al Sol Verdadero que se desplaza por la Eclíptica a velocidad variable.)


La Península Ibérica pertenece al huso horario centrado en el Meridiano de Greenwich. La hora legal de esta zona se llama Tiempo Universal (T.U.) y es la que se utiliza normalmente para referirnos a los fenómenos astronómicos.


Sin embargo España ha adoptado, con criterios prácticos, la hora oficial del huso de Europa Central (que contiene a Francia y a Alemania y está situado justo al este del Huso de Greenwich). Esto nos adelanta respecto del Sol. Teniendo en cuenta que también adelantamos los relojes otra hora más en primavera-verano hemos de saber que en esa época tenemos dos horas de adelanto respecto de la solar. 


Dado que los movimientos celestes están sometidos siempre a pequeñas perturbaciones, se definió el segundo atómico siendo rigurosamente constante. Este da origen al Tiempo Universal Coordinado (T.U.C.).


Para corregir el desfase entre el T.U. y el T.U.C., cada cierto tiempo se produce un salto de un segundo en el T.U.C. de forma que ambas escalas difieran siempre en menos de un segundo.



Calendarios antiguos:


Lunar: asociados al movimiento de la Luna alrededor de la Tierra.

Solar: asociados al movimiento de la Tierra alrededor del Sol.

Lunisolar: combinación de los anteriores.


Ejemplo:

Romano: LUNISOLAR

12 meses de 28, 30 y 31 días. El año tenía 365 días y cada 4 años añadían 1 día más entre el 23 y el 24 de febrero. Este es el Calendario Juliano que se introdujo en el año 46 a.C. Antes de esa fecha los emperadores tenían libertad para proclamar las calendas al principio de cada mes marcando la duración del mismo. Esta libertad se utilizó de forma abusiva y provocó un desajuste del calendario de 85 días que se sumaron al año 46 a.C. (el año de la confusión).


Judío:


El calendario judío es lunar como el babilonio pero introduce dos peculiaridades:

proporcionan un origen del tiempo: la Creación se produjo el 17 de octubre de 3761 a.C.

introducen la semana de 7 días.


Reformas y calendario actual:


En el año 385 d.C. se establecieron en Nicea las festividades cristianas. La más importante era la celebración de la Pascua, que se acordó que fuera el primer domingo después de la primera luna llena tras el comienzo de la primavera.


En esos momentos se utilizaba el año juliano que tenía una duración de 365.25 días. Esto era así porque cada 4 años se introducía un año bisiesto (366 días). Como el año trópico dura 365.2422 días se hizo evidente unos siglos después que el calendario se iba desfasando respecto del ciclo de las estaciones.


En el año 1582 se introduce la Reforma Gregoriana. Como había un desfase de 10 días el 4 de octubre de 1582 pasó a ser el 15 de octubre.


A partir de este momento no son bisiestos los años seculares que no sean divisibles por 400. (No fueron bisiestos 1700, 1800,1900 y sí lo fue el año 2000). Es decir cada 400 años se quitan 3 días.


Esto deja la duración del año gregoriano en 365.2425 días. Difiere menos con el año trópico pero aún se acumula un desfase de 1 día cada 33 siglos.



Efemérides:


Es una tabla que contiene las posiciones predichas de los objetos celestes expresadas con sus coordenadas a lo largo de un periodo determinado de tiempo. Se suelen publicar en almanaques anuales.

En ocasiones se publicaban conjuntamente almanaques astronómicos y meteorológicos.

Para un observador aficionado tienen especial interés determinadas posiciones de los cuerpos celestes que veremos a continuación.


Cálculo de la hora solar en un punto concreto:


Aunque en cada huso horario se adopta como hora legal, la hora local del meridiano que pasa por el centro del huso, en realidad cada punto del huso tiene una hora ligeramente distinta de las demás.

La forma de calcular la hora local es calculando el momento exacto de paso del Sol por el meridiano del lugar. Este meridiano es el que pasa por el Polo Norte y por los puntos cardinales Norte y Sur. Cuando el Sol culmina, lo hace sobre el Sur, atravesando en ese momento el meridiano del lugar y eso define la hora local de las 12 del mediodía sobre ese punto, aunque la hora legal del huso sea otra. 



Sol:


Orto y ocaso:


El movimiento aparente diario del Sol (y de cualquier estrella) es un círculo menor paralelo al Ecuador. En nuestra latitud el Sol sale y se pone todos los días, pero nunca sale por el mismo punto del horizonte ni a la misma hora. La culminación del Sol (el punto más alto que alcanza en el cielo) se produce siempre sobre el punto cardinal Sur. En ningún momento del día y ningún día del año al mirar hacia el Norte podremos ver al Sol ya que su trayectoria nunca pasa por ese punto cardinal.


Sólo dos días al año, en los equinoccios de primavera (21 de marzo) y de otoño (21 de septiembre), el Sol sale exactamente por el punto cardinal Este y se pone por el Oeste. La trayectoria del Sol en el cielo esos días coincide con el Ecuador y el día y la noche tienen exactamente la misma duración: 12 horas.


Desde el equinoccio de otoño hasta el solsticio de invierno (21 de diciembre) el Sol sale cada vez más al sureste, se pone más al suroeste y disminuyen las horas de luz.


Desde el solsticio de invierno hasta el equinoccio de primavera el Sol sale de nuevo cada vez más el este, se pone más hacia el oeste y aumentan las horas de luz.


Desde el equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano (21 de junio) el Sol sale en esta ocasión cada vez más el nordeste, se pone más hacia el noroeste y siguen aumentando las horas de luz.


Desde el solsticio de verano hasta el equinoccio de otoño, para completar el ciclo anual, el Sol retrocede para salir cada vez más al este, ponerse cada vez más hacia el oeste y disminuir las horas de luz.



Luna:


Fases de Luna:


Se producen por la diferente iluminación que se produce en la cara de la Luna visible desde la Tierra. Son debidas a las distintas posiciones relativas del Sol, la Luna y la Tierra.

Las cuatro fases lunares son:

Nueva: no se ve.

Creciente: se ve parte iluminada.

Llena: se ve toda iluminada.

Menguante (o Decreciente): se ve parte iluminada.

La duración de las fases es de un mes sinódico (29.5 días) y también se denomina lunación. Suele estar un poco más de 7 días en cada fase.


La Edad de la Luna son los días transcurridos desde la fase de Luna Llena.


El truco para distinguir las fases de la Luna es que si parece la silueta de una letra C, comienzo de la palabra creciente, en realidad está en fase Decreciente. En caso contrario está en fase Creciente. Por eso se dice que la Luna miente siempre.


Planetas:


Tienen unas posiciones especiales que es interesante conocer.


Interiores:


Los planetas interiores son Mercurio y Venus, pues sus órbitas están más cerca del Sol que la de la Tierra.


Las posiciones especiales son cuatro:

Conjunción superior

Conjunción inferior

Máxima elongación este 

Máxima elongación oeste


En las conjunciones no podemos observar a los planetas interiores porque están delante o detrás del Sol. Se podrán observar en máxima elongación pues es cuando más alejados están de él.


En ambos planetas podemos observar fases como en la Luna aunque es más fácil distinguirlas en Venus. También se pueden observar tránsitos


Exteriores:


Todos los demás planetas (Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) son los planetas exteriores.


Las posiciones especiales son:

Conjunción

Oposición

Cuadratura.


En este caso tampoco se podrán ver los planetas en fase de conjunción pues están detrás del Sol. Para observarlos bien podemos hacerlo en las fases de oposición o cuadratura.


Cometas y lluvias de estrellas:


Los cometas cuando se acercan al Sol comienzan a calentarse hasta que se evapora parte de su material y eso forma la cola del cometa.


Algunos cometas tienen órbitas elípticas cerradas y pasan periódicamente alrededor del Sol, otros tienen órbitas abiertas (parabólicas o hiperbólicas) y sólo pasan una vez e incluso hay cometas que se estrellan en él o en Júpiter (Shoemaker-Levy, 1995) el segundo cuerpo más masivo del Sistema Solar.


Los cometas más brillantes suelen ser detectados y seguidos por aficionados, mientras que los más débiles, que necesitan telescopios más potentes, los detectan los profesionales.


Estos cometas van dejando un rastro de partículas en su recorrido cerca del Sol al evaporarse. Cuando la órbita de la Tierra cruza en su órbita por alguno de esos rastros se producen las denominadas lluvias de estrellas. No son más que partículas de gas y polvo que se incendian al entrar en la atmósfera de nuestro planeta.


Hay muchas lluvias a lo largo del año y toman el nombre de la constelación de la que parecen salir las estrellas: acuáridas, leónidas, etc. Sus momentos de máxima actividad aparecen calculados aunque suelen ser bastante aproximados.






Movimientos del Sol:


Rotación sobre sí mismo:


El Sol, como la mayor parte del universo, está en rotación sobre sí mismo. Tiene su eje inclinado 7º 15’.

Sin embargo, a diferencia de la Tierra, que es un cuerpo rocoso, el Sol rota como un fluido. (En Física se denomina fluido a los líquidos y a los gases. El Sol es un cuerpo gaseoso). Lo que esto quiere decir es que no rotan todas sus partes a la misma velocidad.

Ecuador: 25 días.

Polos: 34 días.

Estos datos se obtienen del estudio del movimiento de las manchas solares.



Rotación sobre la Galaxia:


Del mismo modo que las restantes estrellas de la Galaxia, el Sol se mueve a través del disco con su propia velocidad.

El Sol completa una vuelta a toda la Galaxia en 250 millones de años.



Movimiento de la Galaxia hacia el cúmulo de Virgo:


Nuestra Galaxia junto con las galaxias más cercanas forman el denominado Grupo Local.

Este grupo de galaxias se mueve hacia el supercúmulo de Virgo.



Aparentes:


- Movimiento diario:


Es debido al movimiento de rotación de la Tierra. Provoca los ortos y los ocasos del Sol desde nuestra latitud. También aquí se deben tener en cuenta las distintas duraciones del día según las épocas del año. Recordar, en este punto las diferentes definiciones de “día” que podemos realizar (sidéreo, solar verdadero, solar medio).


- Movimiento anual:


Es debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol. Provoca las estaciones del año. Recordar las diferentes definiciones de “año” que hicimos (año trópico, año sidéreo).




Movimientos de las estrellas:


Rotación sobre sí mismas:


Las estrellas también giran sobre sí mismas. Unas lo hacen a más velocidad que otras e incluso se pueden deformar (achatar) debido a las altas velocidades: se denominan “rápidas rotadoras”.


Movimiento propio:


Todas las estrellas del cielo parecen fijas. De hecho, es muy difícil observar variación a simple vista de sus coordenadas ecuatoriales: ascensión recta y declinación.

Sin embargo se mueven, aunque muy lentamente, en las tres dimensiones: radial, ascensión recta y declinación.

Resulta paradójico que aunque no sepamos calcular correctamente la distancia a la que se encuentran las estrellas, podemos calcular con relativa facilidad si se acercan o se alejan de nosotros y a qué velocidad. Para ello observamos el Efecto Dopler de la luz de las estrellas.

En las otras dos direcciones, el movimiento y la velocidad se detectan al cabo de muchos años. Nosotros hemos podido detectarlos comparando las coordenadas de las estrellas durante los últimos cientos de años.

En los catálogos estelares, junto con sus coordenadas y la estimación de su distancia aparecen las velocidades radial, de ascensión recta y de declinación.


Otros movimientos:


La estrella tendrá también todos los movimientos asociados al sistema al que pertenezca (cúmulo estelar, galaxia, cúmulo galáctico, supercúmulo, etc.)



Movimientos diario y anual (movimiento aparente):


Son debidos a los movimientos de rotación y traslación de la Tierra respectivamente.

Podemos distinguir, en nuestra latitud (Madrid tiene 40º de latitud norte) dos tipos de comportamientos en las estrellas.

Circumpolares: están alrededor de la estrella Polar. Las podemos ver todo el año y durante todas las horas de la noche. A lo largo de ella presentan dos culminaciones: superior e inferior.

Restantes estrellas: al contrario que las circumpolares, estas estrellas tienen orto y ocaso como el Sol. Además no podemos ver las mismas estrellas todo el año, sino que varían con las estaciones. Sobre el horizonte sólo tienen la culminación superior.




Movimientos de la Luna:


Rotación capturada (movimiento propio):


La Luna presenta siempre la misma cara a la Tierra. Esto es debido a que tarda lo mismo en dar una vuelta alrededor de la Tierra que sobre sí misma. Este fenómeno es  habitual en numerosos satélites del Sistema Solar.

  


Fases de la Luna (movimientos aparentes):


Desde la Tierra podemos observar las cuatro fases de la Luna según la posición relativa del Sol, la Tierra y la propia Luna según se estudió anteriormente.


Solamente falta por estudiar en qué horas del día es visible la Luna según la fase en que se encuentre.


Nueva: se vé del amanecer al anochecer.

Creciente: se vé del mediodía a la medianoche.

Llena: se vé del anochecer al amanecer.

Decreciente: se vé de la medianoche al mediodía.



Movimientos de los planetas:


Dado que todo el tema 2 se destinó básicamente al estudio del movimiento de los planetas aquí no se va a añadir nada nuevo, sólo se resume en dos líneas los resultados fundamentales:


Kepler descubrió que los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol. Newton, con la Ley de la Gravitación Universal, demostró que la gravedad es la que origina esas elipses. Einstein generalizó esta idea con la Teoría General de la Relatividad enunciando que la masa del Sol curva el espacio-tiempo y los planetas describen sus trayectorias curvas aunque quieran moverse en línea recta.


Eclipses, tránsitos y ocultaciones:


Eclipse de Sol:


Se produce cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra proyectando su sombra sobre ella. Hay dos tipos:


Total:

Es necesario que el disco lunar tenga un diámetro aparente mayor que el solar. Entonces el cono de sombra atraviesa una franja sobre la Tierra: eclipse total. Para la franja atravesada por el cono de penumbra es un eclipse parcial. Cuando el Sol está más cerca de la Tierra en su órbita (perihelio) y la Luna está en su punto más alejado (apogeo) no se puede producir un eclipse total porque el cono de sombra lunar nunca llega a la superficie de la Tierra. En este caso, se producirá un eclipse anular. 


Parcial:

Se produce cuando la Luna no consigue tapar todo el disco solar. Antes y después de un eclipse total o anular hay una fase de parcialidad.


En realidad un eclipse anular es una mezcla de eclipse total y parcial pues se produce cuando debería producirse un eclipse total pero al final el disco lunar no puede ocultar totalmente el disco solar.


Duración de los eclipses solares:


Un eclipse total de Sol durará siempre menos de 8 minutos, uno anular unos 12 minutos, mientras que uno parcial puede durar 4 horas.

Eclipse de Luna:


Se producen cuando la Luna atraviesa el cono de sombra de la Tierra, al interponerse ésta entre la Luna y el Sol. Cuando se producen son visibles en todo un hemisferio de la Tierra.


El cono de sombra de la Tierra tiene una extensión de 1.420.000 km. Como la distancia media a la Luna es de 384.400 km, es evidente que lo puede atravesar sin ningún problema.


Duración de los eclipses lunares:


En este caso, el que la Luna esté más cerca o más lejos de la Tierra, solo afecta a la anchura del cono de sombra que debe recorrer y esto se refleja en la duración del eclipse. Si está más cerca, el eclipse puede durar un poco más, aunque como mucho durará 2 horas en la fases de totalidad. Si tenemos en cuenta todas las fases (parcialidad-totalidad-parcialidad) el eclipse puede durar 4 horas.



Eclipses en un año:


MínimoMáximo

Sol     2        4 ó 5

Luna     2            3




Ciclos de eclipses y SAROS:


La unidad de tiempo fundamental en el cálculo de eclipses es el año de eclipses. El año de eclipses es el tiempo empleado por el Sol para pasar dos veces por el mismo nodo de la Luna. Su duración es menor que la del año trópico debido a la rotación del plano de la órbita de la Luna.


223 lunaciones (meses sinódicos) son  igual a 19 años de eclipses.


El SAROS es el periodo de 18 años y 11.3 días equivalente a esos 19 años de eclipses y es el tiempo necesario para que el Sol, la Tierra y la Luna se encuentren prácticamente en la misma configuración.


En un SAROS se dan: 29 eclipses de Luna y 41 eclipses de Sol. Todos esos eclipses son distintos entre sí. Al cabo de este periodo de tiempo los eclipses se repiten.


Un mismo eclipse tiene una duración de unos 70 SAROS. Comienza siendo un eclipse parcial, tras unos cuantos SAROS se convierte en eclipse total, para después terminar de nuevo en eclipse parcial antes de desaparecer.



Importancia de los eclipses:


A lo largo de la historia la importancia de los eclipses ha sido muy significativa por varios motivos:

−Sirvieron para confirmar la Teoría General de la Relatividad.

−Garantizaron que no existen planetas interiores a Mercurio.

−Sirvieron para comenzar a estudiar la corona solar. Se creyó haber descubierto un nuevo elemento “coronio” que resultó ser un átomo de hierro ionizado completamente (había perdido todos sus electrones).

−Sirven de datación histórica. El eclipse más antiguo del que tenemos noticia es del siglo VIII a.C. en Babilonia. El eclipse de Luna que se produjo la noche que murió Herodes marcó el comienzo de la Era Cristiana.


Tránsitos:


Es el paso de Mercurio y Venus por delante del disco solar.


Ocultación:


Es el eclipse de una estrella producido por la Luna.

La importancia del estudio de las ocultaciones es básica para el estudio de la Luna. Con ellas podemos calcular la velocidad orbital de la Luna o verificar que no tiene atmósfera.


Extensión de las definiciones:


Las definiciones de eclipse, ocultación y tránsito, en un primer momento se crearon para definir esas posiciones espaciales referidas al Sol, la Tierra y la Luna.

Sin embargo se vio que fenómenos análogos se observan con otro tipo de astros dentro de nuestro Sistema Solar y en lugar de inventar otra palabra nueva se decidió ampliar el significado de las ya existentes.

Estas palabras se pueden aplicar a los satélites de los planetas gaseosos, como por ejemplo de Júpiter, aunque no es el único caso posible.


Ocultación; Se da cuando Júpiter está en oposición y sus satélites están detrás de él.


Eclipse; Se da cuando Júpiter está en cuadratura y los satélites entran en el cono de sombra producido por Júpiter.


Tránsito; Se da con Júpiter en cualquier posición cuando vemos a los satélites de Júpiter pasar por delante de él.

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