Coordenadas Celestes, Polares, Esfericas, Cilindricas, Geograficas, UTM, Elementos de la Esfera Celeste, Vertical, Horizontal, Horizonte Astronomico, Circulo Horario, Meridiano Celeste, Meridiana, Ecuador, Tropicos, Azimut, Medición de alturas, Paralaje, Refracción, Coordenadas Horarias, Movimientos de la Luna, Eclipses, Nutacion, Precesion, Equinoccio, Solsticio, Observatorios, Radiotelescopios, Telescopios, Espectrografo.

Tipos de Telescopios

Principales elementos de Cosmografia

Coordenadas Celestes

Coordenadas celestes son aquellas medidas que de acuerdo a un determinado sistema de referencia dan la posición de un objeto en la esfera celeste.

Existen diversas coordenadas celestes según cuál sea su origen y plano de referencia. Podemos hacer una primera clasificación en dos grandes grupos:

Coordenadas rectangulares o cartesianas

Tres ejes -x, y, z- perpendiculares entre sí, y que se cruzan en un punto.

Se emplean en algunos casos para el Sistema Solar.

Su unidad es la Unidad Astronómica -UA-

Coordenadas esféricas

Empleadas para superficies esféricas -la esfera celeste, la superficie de un planeta

Se dan en unidades angulares o de tiempo.

La mayor parte de coordenadas celestes son coordenadas esféricas.

Coordenadas celestes según la posición del observador

Coordenadas topocéntricas: Su centro es el propio observador

Coordenadas geocéntricas: Centradas en el centro de la Tierra

Coordenadas heliocéntricas: El centro de referencia es el centro del Sol

Coordenadas baricéntricas: Su origen es el centro de masas del Sistema Solar

Coordenadas galácticas: Se centran en el centro de nuestra galaxia en la constelación de Sagitario

Coordenadas celestes según el plano de referencia

Coordenadas horizontales: Plano de referencia: el horizonte del observador

Origen: topocéntrico

Coordenadas: acimut, y altura o distancia al cenit

Unidades: angulares

Coordenadas ecuatoriales: Plano de referencia: el ecuador celeste

Origen: geocéntrico

Coordenadas: declinación y ascensión recta, o bien distancia polar y´ángulo horario

Unidades: angulares (de tiempo para la ascensión recta y el ángulo horario)

Coordenadas eclípticas: Plano de referencia: la eclíptica

Origen: geocéntrico

Coordenadas: latitud y longitud celestes, o eclípticas

Origen: heliocéntrico

Coordenadas: latitud y longitud heliocéntricas

Unidades: angulares

Coordenadas galácticas: Plano de referencia: el ecuador celeste

Origen: el centro de nuestra galaxia

Coordenadas: latitud y longitud galácticas

Unidades: angulares

Sistema de coordenadas

Un sistema de coordenadas es un conjunto de valores que permiten definir inequívocamente la posición de cualquier punto de un espacio geométrico respecto de un punto denominado origen. El conjunto de ejes, puntos o planos que confluyen en el origen y a partir de los cuales se calculan las coordenadas constituyen lo que se denomina sistema de referencia.

Sistemas usuales

El sistema de coordenadas cartesianas es aquel que formado por dos ejes en el plano, tres en el espacio, mutuamente perpendiculares que se cortan en el origen. En el plano, las coordenadas cartesianas o rectangulares x e y se denominan respectivamente abscisa y ordenada.

Sistema de coordenadas polares

Las coordenadas polares se definen por un eje que pasa por el origen (llamado eje polar). La primera coordenada es la distancia entre el origen y el punto considerado, mientras que la segunda es el ángulo que forman el eje polar y la recta que pasa por ambos puntos.

Sistema de coordenadas cilíndricas

El sistema de coordenadas cilíndricas es una generalización del sistema de coordenadas polares plano, al que se añade un tercer eje de referencia perpendicular a los otros dos. La primera coordenada es la distancia existente entre el origen y el punto, la segunda es el ángulo que forman el eje y la recta que pasa por ambos puntos, mientras que la tercera es la coordenada que determina la altura del cilindro.

Sistema de coordenadas esféricas

El sistema de coordenadas esféricas está formado por tres ejes mutuamente perpendiculares que se cortan en el origen. La primera coordenada es la distancia entre el origen y el punto, siendo las otras dos los ángulos que es necesario girar para alcanzar la posición del punto.

Coordenadas geográficas

Hay varios tipos de coordenadas geográficas. El sistema más clásico y conocido es el que emplea la latitud y la longitud, que pueden mostrase en los siguientes formatos:

DD Decimal Degree (Grados Decimales): ej. 49.500-123.500

DM Degree:Minute (Grados:Minutos): ej. 49:30.0-123:30.0

DMS Degree:Minute:Second (Grados:Minutos:Segundos): ej. 49:30:00-123:30:00

Otro sistema de coordenadas geográficas habitual es el sistema de coordenadas UTM.

Coordenadas UTM

Una Proyección de Mercator Transversa es una proyección cartográfica similar a la Mercator, en la cual la proyección de la Tierra se hace sobre un cilindro tangente a los meridianos en lugar de hacerla sobre un cilindro tangente al ecuador, como la Mercator.

Este tipo de proyección es muy útil para cartografía de pequeñas áreas o de áreas que cubran poca Longitud, dado que la distorsión de la proyección aumenta en función de la distancia al meridiano tangente.

La proyección Universal Transverse Mercator (UTM) no se emplea solo para representaciones cartográficas, sino también para el sistema de coordenadas UTM, un sistema de coordenadas geográficas alternativo al empleo de Latitud y Longitud. Una de sus ventajas es que sus magnitudes se expresan en metros, en vez de medidas angulares cuya dimensión lineal puede variar.

Se divide la Tierra en 60 zonas limitadas por meridianos, cubriendo cada zona seis grados de longitud. Se proyecta cada zona en Mercator transversa con el meridiano central como meridiano tangente.

La división en zonas es la siguiente: Zona 1 De 180º a 174ºW, con el meridiano tangente en 177º W, Zona 2 De 174º W a 168º W con el meridiano tangente en 171º W. Etc... Zona 30 De 6º W a 0º meridiano de Greenwich. Zona 31 Desde el meridiano de Greenwich hasta los 6ºE Etc... y la zona 60 va desde 174ºE a 180º

La proyección UTM tiene la ventaja de que ningún punto está alejado del meridiano central de su zona, por lo que las distorsiones son pequeñas. Pero esto se consigue al coste de la discontinuidad: un punto en el límite de la zona se proyecta en dos puntos distintos, salvo que se encuentre en el ecuador. Una línea que una dos puntos de entre zonas contiguas no es

Coordenadas Celestes

continua salvo que cruce por el ecuador...

Para evitar estas discontinuidades, a veces se extienden las zonas, para que el meridiano tangente sea el mismo. Esto permite mapas continuos casi compatibles con los estándar. Sin embargo, en los límites de esas zonas, las distorsiones son mayores que en las zonas estándar.

Esfera celeste

La esfera celeste es una esfera imaginaria de radio arbitrario y centro en el observador. Sobre ella se proyectan las estrellas para estudiar sus posiciones con respecto al observador.

El Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es paralelo al eje de rotación de la Tierra

Vertical

En cada punto de la superficie terrestre, la dirección de la plomada determina la vertical del lugar, cuya intersección con la esfera celeste reciben los nombres de cenit y nadir. La vertical es perpendicular a la horizontal que es a su vez paralela al horizonte terrrestre. Más sencillo, estando en la orilla de un lago con agua totalmente tranquila, un velero estaría en posición horizontal y su mástil estaría en posición vertical.

Por extensión el concepto vertical se utiliza junto con horizontal para describir líneas y conceptos relacionados aunque no coincidan propiamente con la plomada o el horizonte, lo único que importa es que ambos formen entre sí un ángulo recto. Así se utilizan estos conceptos sobre cualquier plano para describir trayectorias perpendiculares entre sí como en arquitectura, ingeniería civil, o en el caso del tablero de ajedrez por dar sólo tres ejemplos.

Horizontal

Más sencillamente, una vertical es una recta (imaginaria) que tiene su trayecto desde un punto cualquiera del espacio terrestre al centro de la tierra. Se puede definir una horizontal respecto de una vertical: una horizontal es la perpendicular a una vertical.

Horizonte astronómico

Horizonte astronómico es el plano que pasa por el observador y es perpendicular a la vertical. La intersección de este plano con la esfera celeste es un círculo máximo que recibe el nombre de Horizonte.

Ya que es tan grande la esfera celeste, es igual encontrarse sobre el centro de la tierra que en su superficie. Por eso, en un lugar con el cielo despejado y con las condiciones necesarias como:sin montañas o edificios que bloqueen la visión, siempre se ve la mitad de la esfera celeste. Se llama horizonte astronómico al círculo que limita este hemisferio (la mitad de la esfera visible). Podemos verificar que el horizonte astronómico es el círculo cortado sobre la [[esfera celeste]] por el plano tangente a la Tierra. Y es como si este plano pasara por el centro de la Tierra, comparada con las distancias de las estrellas es exactamente lo mismo. Generalmente se llama horizonte a la línea que en campo abierto parece separar el cielo de la tierra, o del [mar] si nos encontramos junto a él.

Círculo horario

Los Círculos horarios son los círculos máximos de la esfera celeste que pasan por los polos celestes. En particular el meridiano del lugar es un círculo horario.

Meridiano celeste

El meridiano del lugar es un círculo máximo que pasa por el cenit y el polo norte. La intersección del meridiano y el horizonte determina una línea sobre el plano horizontal llamada meridiana, su intersección con la esfera celeste determina los puntos cardinales norte y sur. Su perpendicular corta a la esfera celeste en los puntos cardinales este y oeste. El origen de los acimuts es el punto cardinal sur.

Meridiana

La intersección del meridiano y el horizonte determina una línea sobre el plano horizontal llamada meridiana, su intersección con la esfera celeste determina los puntos cardinales norte y sur. Su perpendicular corta a la esfera celeste en los puntos cardinales este y oeste.

Ecuador celeste

El Ecuador celeste es el plano que pasa por el observador y es perpendicular al eje del mundo. Su intersección con la esfera celeste se llama también ecuador.

Coordenadas horizontales

Las coordenadas horizontales son un sistema de coordenadas celestes referidas al horizonte del observador y a su vertical.

Para determinar la posición de una estrella en coordenadas horizontales, un observador deberá medir su altura que es la distancia angular desde el horizonte hasta la estrella. En segundo lugar, tendrá que determinar el ángulo que forma la estrella con una dirección que se toma como origen, generalmente el sur (en astronomía) o el norte (navegación) medida sobre el horizonte y en sentido horario. Dicho ángulo se llama acimut.

Referencias fundamentales

El horizonte astronómico de un observador sobre la superficie de la Tierra, en el punto O, es el círculo máximo SWNE. El observador no se encuentra en el plano de dicho horizonteSea C el centro común de las esferas terrestre y celeste. Se señala un punto O sobre la superficie terrestre, tal que OC es la vertical de plomada en O. En O se encuentra el observador.

La prolongación de OC corta a la esfera celeste en los puntos Z y Z' , cenit y nadir de O, respectivamente. La linea ZZ' es la vertical del observador, o simplemente la vertical.

Por C imaginamos un plano perpendicular a ZZ' que corta a la esfera celeste en el círculo máximo SWNE, el horizonte astronómico de O. En lo sucesivo, cuando se hable de horizonte se entenderá siempre horizonte astronómico, salvo precisión contraria.

La prolongación del eje terrestre nos da los puntos P y P' , los polos de la esfera celeste. PP' es el eje del movimiento diurno. La rotación de la Tierra hace que la esfera celeste se mueva aparentemente en torno a dicho eje.

Las proyecciones de P y P' en el horizonte son los puntos N (Norte) y S (Sur), y la perpendicular a la línea NS por C, en el plano del horizonte, nos da el Este E y Oeste W.

El observador no se encuentra en el horizonte, sino sobre él, en la superficie terrestre. Esto supone que las medidas que obtenga serán aparentes, por la paralaje de altura. Según los casos se requerirán las correcciones oportunas, como se verá más adelante.

La vertical del observador ZZ', su horizonte SWNE y el punto Sur S, son el sistema de referencia de las coordenadas horizontales.

Otras referencias

Figura 2. La altura y el acimut de un astro son sus coordenadas horizontales: la altura h de X es el ángulo XCX', y su acimut A el ángulo SCX'Imaginemos ahora a la Tierra reducida al punto C en el centro de la esfera celeste (figura 2)

La vertical ZZ' determina infimitos planos perpendiculares al del horizonte. Cada uno de esos planos corta a la esfera celeste en los círculos verticales, o simplemente los verticales. Es pertinente una matización lingüística: la vertical es siempre la línea ZZ', mientras que el vertical es uno de los círculos verticales.

De los infinitos verticales se destacan dos:

Meridiano: el vertical PZSZ' que contiene el polo. Corta al horizonte en los puntos Norte -N- y Sur -S-. La parte del meridiano que contiene al cenit, Z, es el meridiano superior PZP', y la que contiene al nadir, Z', es el meridiano inferior PZ'P'.

Primer vertical: el vertical ZEZ'W, perpendicular al meridiano, cuya intersección con el horizonte determina los puntos Este -E- y Oeste -W-.

La rotación aparente de la esfera celeste de eje PP' hace que los astros surjan por el Este, se eleven y alcancen su máxima elevación en el meridiano superior (culminación), para después descender y ponerse por el Oeste (ocaso). Siguen su camino por debajo del horizonte y no se ven hasta que al día siguiente amanecen de nuevo (orto).

El intervalo de tiempo entre dos culminaciones sucesivas, o pasos por el meridiano es el día sidéreo, 3 minutos y 55,9 segundos más corto que el día solar medio.

El acimut y la altura

Sea X un astro de la esfera celeste, CX su dirección, y CX' la proyección de de ésta en el plano del horizonte. Definimos:

Altura de X (h o a) es el ángulo XCX', es decir el ángulo formado por su dirección y el horizonte. También podemos considerar a la altura como el arco XX'.

La altura es positiva sobre el horizonte, y negativa por debajo de él, en cuyo caso se llama también depresión. Así la altura del cenit vale 90º, y la depresión del nadir es de -90º.

Acimut de X (A) es el ángulo SCX', es decir el ángulo formado por CX' y la dirección Sur.

El acimut, referido al punto Sur , es positivo en el sentido SWNE, el movimiento aparente de la bóveda celeste. Un acimut mayor de 180º puede tomarse en sentido contrario pero con valor negativo. Por ejemplo, el punto Oeste, W, tiene un acimut de 90º, y el punto Este, E, lo tiene bien de 270º, bien de -90º.

Como se apuntó en la introducción, exiten convenios que refieren el acimut al punto Norte, N, con el sentido positivo NESW.

La altura y el acimut son las coordenadas horizontales de X.

Téngase bien presente que altura es un ángulo o un arco, y no una distancia lineal. Para evitar la ambigüedad en ocasiones se la llama elevación.

Otras magnitudes

El ángulo ZCX es la distancia cenital de X, su distancia angular al polo, denotada por z. Evidentemente:

z + h = 90º

La distancia angular del polo al horizonte es la altura del polo, ángulo PCN para el Hemisferio Norte, y P'CS para el Hemisferio Sur, es la latitud del lugar dónde se encuentra el observador O. Se denota con -letra griega phi, léase fí-.

Todas aquellas estrellas cuya distancia al polo sea menor o igual que dicha latitud no están nunca debajo del horizonte, de modo que no se ponen: son las estrellas circumpolares para O. Sus trayectorias son círculos concéntricos a los polos. Como casos extremos comparemos lo que sucede en el Ecuador terrestre y en los polos:

En el Ecuador, dónde = 0º, ninguna estrella sobre el horizonte es circumpolar, y nacen y se ponen perpendicularmente al horizonte. El polo está en el horizonte.

En los polos, donde = 90º ó -90º, todas las estrellas sobre el horizonte son circumpolares, no nacen ni se ponen. El polo está en el cenit.

El complementario de la latitud es la colatitud o distancia cenital del polo.

Medición de alturas. La paralaje diurna y la refracción

Las paralajes horizontal y diurna o de altura vienen determinadas porque el observador se encuentra en el horizonte aparente y no en el horizonte astronómico. Así, a él le parece que B' está más alto que B, cuando realmente están a la misma altura, pues comparten la dirección geocéntrica CT.La altura h de un astro se ha de medir respecto al horizonte astronómico del observador, pero éste la toma desde su horizonte aparente, en el punto O, y lo que realmente obtiene es la altura aparente del astro. Surge el fenómeno de la paralaje.

Desde O el astro B se ve en N, mientras que desde C se vería en T, más alto que N. La estrella cambia de posición según la dirección del observador. Esto es la paralaje diurna o de altura.

Paralaje diurna es el ángulo formado por las direcciones topocéntrica y geocéntrica de un astro.

La paralaje diurna disminuye con la elevación sobre el horizonte, y con la distancia del objeto observado:

A mayor elevación menor paralaje. En el cenit la paralaje es nula.

A mayor distancia menor paralaje.

Las distancias en el espacio son inmensamente grandes, y por eso las paralajes diurnas son despreciables en la mayoría de los casos. En distancias muy pequeñas como las del Sistema Solar, son de consideración, pero nada más. La Luna tiene una paralaje que supera el grado -61' 50"-, cantidad muy importante que no se puede obviar. Para el Sol es de unos 9" escasos. Pero para Próxima Centauri a sólo 4,2 años luz la paralaje es del orden de la cienmilésima de segundo, y eso siendo la estrella más próxima a nosotros. La paralaje diurna de una estrella es prácticamente nula.

La paralaje se denota con p -letra griega pi. Léase pí-

La refracción hace que la altura aparente de un astro sea superior a la altura real. En lo que respecta a la refracción la cosa es distinta porque si bien disminuye con la altura al igual que la paralaje, en cambio no se reduce su efecto por la distancia del objeto observado, por grande que sea. La refracción sí habrá que tenerla casi siempre en cuenta al hacer mediciones que requieran precisión.

El efecto de la refracción R sobre la altura de un astro es opuesto al efecto que producía la paralaje: ésta hace que la altura aparente sea menor que la real, la refracción hace que la altura aparente sea mayor que la real.

La refracción es máxima en el horizonte, y nula en el cenit, al igual que la paralaje. A una altura de 0º vale 33' 48". A 10º de altura ya se reduce a 5' 13". Entre los 40º y 50º vale 1', y a partir de los 80º está por debajo de los 10".

Coordenadas ecuatoriales

Las coordenadas ecuatoriales son un tipo de coordenadas celestes que determinan la posición de un objeto en la esfera celeste respecto al ecuador celeste y al equinoccio vernal. Este sistema de referencia equivale en Astronomía a la latitud y longitud geográficas.

Referencias fundamentales, y magnitudes

El equinoccio vernal, o Primer punto de Aries.

El ecuador celeste.

El equinoccio vernal es el punto de intersección de la eclíptica con el plano ecuatorial terrestre por dónde el Sol pasa de Sur a Norte de dicho plano en su movimiento aparente por la eclíptica.

El ecuador celeste es el círculo que resulta de la intersección del plano ecuatorial terrestre con la esfera celeste. Ésta y la Tierra, son concéntricas. Prolongando el eje de ésta resulta el Eje del Mundo, o eje del movimiento diurno.

A diferencia de las coordenadas horizontales, que están ligadas a cada lugar de observación en particular, las coordenadas ecuatoriales no, puesto que están referidas a la esfera celeste. Son una referencia independiente del punto de observación. El equinoccio vernal y el ecuador celeste no varían, se esté dónde se esté. Por el contrario, el horizonte local y el punto Sur de las coordenadas horizontales, son distintas para cada observador. Además el punto Sur se mueve rápidamente, 15º por hora, mientras que las coordenadas ecuatoriales, afectadas por la precesión y nutación, están prácticamente inmóviles en intervalos no grandes de tiempo. De todos modos, en medidas muy precisas hay que considerar dichos movimientos para efectuar las correcciones necesarias.

Las magnitudes fundamentales son:

La ascensión recta, a veces sustituída por el ángulo horario

La declinación

La ascensión recta, abreviadamente AR, y denotada por a ("alfa"), es el ángulo abarcado entre el equinoccio vernal y el círculo horario del objeto observado, medido en el ecuador celeste. Equivale a la longitud geográfica. Su sentido positivo es el directo o antihorario, el mismo de la rotación terrestre vista desde el polo Norte. Sus unidades son las angulares, o más frecuentemente unidades temporales: 24 horas se corresponden a 360º, 1 hora a 15º, etcétera.

Círculo horario de un astro es el círculo que pasa por él y por los polos celestes, con centro en la esfera celeste. Su diámetro es el Eje del Mundo o Eje del movimiento diurno. De los infinitos círculos horarios posibles, uno es especialmente importante, el meridiano local o simplemente meridiano que pasa por el Zenit y Nadir.

El ángulo limitado por el círculo horario y el meridiano local medido desde éste en sentido retrógrado se llama ángulo horario, abrevidamente AH. Se da en unidades de tiempo.

La declinación equivale a la latitud geográfica. Es el ángulo entre el ecuador celeste y el objeto. Para objetos sobre el ecuador la declinación es positiva, y en caso contrario negativa –elevación y depresión respectivamente-. La declinación se denota con d ("delta").

Coordenadas horarias

Para determinar la posición de una estrella en coordenadas horarias, un observador deberá medir su Ángulo Horario y la declinacion

Radio medio 384.400 km

Excentricidad 0,0549

Período de revolución 27d 7h 43,7min

Inclinación 5,1454°

Es un satélite de la Tierra

Diámetro angular geocéntrico

En el perigeo 33' 28,8"

En el apogeo 29' 23,2"

Diámetro medio 31' 05,2"

Características físicas

Diámetro Ecuatorial 3.474,8 km

Superficie 38 millones de km²

Masa 7.349 × 1022 kg

Densidad media 3,34 g/cm³

Gravedad superficial 1.62 m/s²

Período de rotación 27d 7h 43,7min

Inclinación axial 1,5424°

Albedo 0,12

Temp. superficial min media max

-- K 250 K -- K

Características atmosféricas

Presión atmosférica 3 × 10-10Pa

Helio 25%

Neón 25%

Hidrógeno 23%

Argón 20%

Metano Amoníaco

Dióxido de carbono - trazas

Composición de la corteza

Oxígeno 43%

Silicio 21%

Aluminio 10%

Calcio 9%

Hierro 9%

Magnesio 5%

Titanio 2%

Níquel 0,6%

Sodio 0,3%

Cromo 0,2%

Potasio 0,1%

Manganeso 0,1%

Azufre 0,1%

Fósforo 500ppm

Carbono 100ppm

Nitrógeno 100ppm

Hidrógeno 50ppm

Helio 20ppm

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Es el astro más cercano a nosotros y el mejor conocido. Su diámetro es de menos de un tercio del terrestre (3.476 km), su superficie, una decimocuarta parte (37.700.000 km²), y su volumen alrededor de una quincuagésima parte (21.860.000 km³).

Revoluciones de la Luna

Las revoluciones de la Luna son la sinódica, sideral, trópica, draconítica y anomalística.

La Luna tarda en girar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si consideramos el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si la consideramos respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol. (Ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares.

Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, nos presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) fuimos incapaces de ver la cara oculta lunar que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna, que no tiene por qué coincidir con la cara que vemos, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre la luna.

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue

las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que nos permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no veríamos. El plano de la órbita lunar esta inclinado respecto a la Eclíptica unos 5º por lo que se produce una Libración en latitud que nos permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva ) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.

La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significante. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5º y 5º 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Las mareas

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que Tierra y Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto más próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en este que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dándole el aspecto de un huevo. Esta fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cuál produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformación afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna).

Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la friccíon de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose 3 cm cada año, como han demostrado las mediciones laser de la distancia posibles gracias a los reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

Atmósfera de la Luna

La Luna tiene una atmósfera casi insignificante, debido a la baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apollo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior.

La agitación térmica de las moléculas de gas viene inducida por la radiación solar y por las colisiones aleatorias entre las propias partículas atmosféricas. En la atmósfera terrestre las moléculas suelen tener velocidades de cientos de metros por segundo pero excepcionalmente algunas logran alcanzar velocidades de 2.000 a 3.000 m/s. Dado que la velocidad de escape es de, aproximadamente, 11.200 m/s estas nunca logran escapar al espacio. En la Luna, por el contrario, al ser la gravedad seis veces menor que en nuestro planeta, la velocidad de escape es asimismo menor, del orden de 2.400 m/s. Podemos deducir entonces que si la Luna tuvo antaño una atmósfera, las moléculas más rápidas pudieron escapar de ella, para, según una ley de la teoría cinética de los gases, inducir a las restantes a aumentar su velocidad acelerando así el proceso de pérdida atmosférica. Se calcula que la desaparición completa de la hipotética atmósfera lunar debió realizarse a lo largo de varios centenares de millones de años.

La ausencia de atmósfera en nuestro satélite obliga a los astronautas a disponer de equipos autónomos de suministro de gases, conocidos como P.L.S.S. en sus paseos por la superficie. Asimismo, al no existir un manto protector, las radiaciones ultravioleta y los rayos gamma emitidos por el Sol bombardean la superficie lunar, siendo necesario contar con trajes protectores especiales que eviten sus efectos nocivos.

Para la tenue atmósfera lunar cualquier pequeño cambio puede ser importante. La sola presencia de los astronautas altera localmente su presión y su composición al enriquecerla con los gases expirados por ellos y por los que se escapan del módulo lunar cada vez que se efectúa una EVA. Existe el temor de que los gases emitidos por las naves que en la década del setenta aterrizaron en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera nativa. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido en su mayoría, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna.

La atmósfera lunar recibe también aportaciones de partículas solares durante el día, mientras que por la noche esas partículas dejan de arribar. Durante la noche lunar, la presión puede bajar hasta no ser más que de 2 billonésimas partes de la atmósfera terrestre, subiendo durante el día hasta las 8 billonésimas partes, demostrando así que la atmósfera lunar no es una atmósfera permanente, sino una concentración de partículas dependiente del medio exo-lunar.

La ionosfera que rodea a nuestro satélite, se diferencia de la terrestre en el escaso número de partículas ionizadas, así como de la presencia de electrones poco energéticos que, arrancados del suelo de la Luna, son emitidos al espacio por el impacto de los rayos solares. Actualmente, se ha podido determinar la existencia de una cola de sodio compuesta por vapores que se desprenden de nuestro satélite de forma similar a como lo hacen los gases de los cometas.

La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie y que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de éstos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.

Origen de la Luna

Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que esta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar. Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto.

La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra rotaba más deprisa. Durante cientos de millones de años la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra a la vez que ha ralentizado la rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.

Tras su formación la Luna experimentó un periodo cataclísmico datado en torno a hace 3800-4000 millones de años en el que la Luna y los otros cuerpos del Sistema Solar interior sufrieron violentos impactos de grandes asteroides. Este período, conocido como intenso bombardeo tardío (late heavy bombardment) formó la mayor parte de los cráteres observados en la Luna así como en Mercurio. El análisis de la superficie de la Luna arroja importantes datos sobre este periodo final en la formación del Sistema solar.

Relieve lunar

Cuando Galileo apuntó su telescopio hacia la Luna en 1610 pudo distinguir dos regiones superficiales distintas. A las regiones oscuras las denominó «mares», los cuales por supuesto no tienen agua y llevan nombres tales como Mar de la Serenidad y Mar de la Fecundidad; son planicies con pocos cráteres. El resto de la superficie lunar es más brillante, y representa regiones más elevadas con una alta densidad de cráteres, tales como Tycho y Clavius. En la superficie lunar también existen cadenas de montañas que llevan nombres como Alpes y Apeninos, igual que en la Tierra.

Nodo

En astronomía, cualquiera de los dos puntos en que una órbita corta a un plano de referencia que puede ser la eclíptica o el ecuador celeste. Hay dos nodos: nodo ascendente cuando el cuerpo al seguir la órbita pasa del sur al norte y nodo descendente cuando pasa del norte al sur. Ambos nodos están diametralmente opuestos. Para caracterizar una órbita, uno de los parámetros es la longitud del nodo

La observación lunar

Ya desde tiempos inmemoriales la Luna sorprendió al hombre con su gran tamaño, sus ciclos orbitales y sus fases. Fue uno de los dos cuerpos más importantes junto con el Sol y su periodicidad sirvió como calendario en muchas culturas. En Irlanda se ha encontrado una roca de hace 5.000 años que parece ser la representación más temprana de la Luna descubierta hasta la fecha.

En muchas culturas prehistóricas y antiguas, la Luna era una deidad u otro fenómeno sobrenatural. Una de las primeras veces que se intentó ofrecer una visión racional y científica de lo que era la luna fue en la Antigua Grecia. La propuso el filósofo Anaxágoras quien razonó que tanto el Sol como la Luna eran dos cuerpos gigantes, rocosos y esféricos y que la luz emitida por la Luna no era más que luz reflejada del Sol. Su idea ateísta del cielo fue una de las causas de su encarcelamiento y posterior exilio.

En la Edad Media, antes de la invención del telescopio, cada vez más gente fue reconociendo que la Luna era una esfera ya que se creía que tenía que ser "perfectamente lisa".

En 1609, Galileo Galilei observó por primera vez la Luna con telescopio y afirmó en su libro Sidereus Nuncius que no era lisa ya que tenía cráteres. Más tarde, aun en el siglo XVII Giovanni Battista Riccioli y Francesco Maria Grimaldi trazaron un mapa de la Luna y dieron nombre a muchos de esos cráteres, nombres que aun se mantienen hoy día.

Movimiento de rotación

La Luna gira sobre sí misma y le presenta a la tierra constantemente el mismo hemisferio y esta rotación dura un tiempo igual al de una revolución sideral de la Luna. La inclinación del eje de rotación es de 88,3 ° con respecto al plano de la eclíptica, la duración de la rotación de la Luna es exactamente igual a la de su traslación alrededor de la Tierra.

Traslación de la Luna alrededor del Sol

Al desplazarse en torno del Sol la Tierra arrastre a su satélite y la

forma de la trayectoria que esta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol la velocidad con que nuestra satélite se desplaza en su orbita es de 1 km/s.

Libraciones

Debido a la excentricidad de la orbita Lunar, a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver una extensión superficial mayor que la de un hemisferio de nuestro satélite algo como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur, estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones y son 3: libraciones en longitud, libraciones en latitud y libración diurna.

Libración en longitud

Se debe a que el movimiento de rotación de la Luna es biforme mientras que su velocidad anular no lo es. Es máxima en el perihelio y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración nuestro satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.

Libración en latitud

Es debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su orbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30’’ con el plano de la eclíptica y como el de la orbita lunar es de 5º con respecto a la eclíptica entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su orbita es de 6° 30’. Por lo tanto no solo no pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30’ más allá del polo sur, esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27,2 días.

Libración diurna

Se debe al hecho del que el radio terrestre no es una cantidad despreciable con respecto a la distancia a la Luna, el valor de esta libración es de casi un grado valor aproximado a su grado de paralaje.

Debido a las libraciones se conoce un 9% más de la mitad de la Luna.

Sistema binario

La Luna por su tamaño es el sexto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12.500 de la masa de Júpiter, Titán es 1/4.700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De está manera se podría que considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.

Planeta Doble

Denominación que algunos científicos dan al sistema Tierra-Luna debido al desmesurado tamaño que presenta el satélite con relación al planeta, de sólo 81 veces menor masa, es decir sólo 3,6 veces menor que la Tierra (si nuestro planeta fuese del tamaño de una pelota de baloncesto, la Luna sería como una pelota de tenis).

Esta afirmación se apoya en las relaciones existentes entre los distintos planetas del Sistema Solar y sus satélites, variando estas entre las 3.6/1 veces menor de la Luna y las 8.924/1 del satélite XIII Leda con relación a Júpiter.

Otras relaciones son: V Miranda 105/1 con relación a Urano, II Deimos 566/1 con relación a Marte, VI Titán 23/1 con relación a Saturno ó I Ío de 39/1 con relación a Júpiter.

También se apoya esta denominación en la inexistencia de más satélites naturales que orbiten a la Tierra, pues lo habitual es que no exista ninguno (caso de Mercurio o Venus) o que existan multitud de ellos como sucede en los planetas del tipo joviano.

Así cuando decimos que la Tierra describe una elipse en torno al Sol, en realidad debemos decir que la órbita la describe el centro del sistema Tierra-Luna. Ambos astros, unidos por un eje invisible, forman algo así como una haltera disimétrica que gira en torno a su centro de gravedad.

Debido a que la masa de la Tierra es muy superior a la de la Luna, ese centro, denominado baricentro, que divide a la masa común en dos partes iguales, está situada en el interior del globo terrestre, a unos 4.683 kilómetros de su centro. Así, 26 veces al año, la Luna pasa alternativamente de uno al otro lado de la órbita terrestre.

De esas consideraciones, se desprende que los movimientos de la Luna son mucho más complejos de lo que se supone, siendo necesario para determinar con exactitud los movimientos reales de la Luna tener en cuenta nada menos que 1.475 irregularidades en los movimientos lunares diferentes y que incluyen las perturbaciones de su órbita debidas a la atracción ejercida por los demás astros del sistema solar, especialmente Venus (el más cercano) y Júpiter (el de mayor masa), así como entre otros la aceleración secular del movimiento de la Luna.

Los eclipses solares y lunares

Se deben a una "extraordinaria" casualidad. El Sol es 400 veces más grande pero también está 400 veces más lejos de modo que ambos tienen aproximadamente el mismo tamaño angular. La Luna en un eclipse lunar pude contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Por el contrario en un eclipse solar la Luna apenas tapa al Sol (eclipse total) y en determinadas

parte de su órbita, cuando está más distante no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular). La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se tiene que tener presente en la periodicidad en que estos se producen (Periodo Saros).

Eclipse

Un eclipse es un suceso en el que la luz procedente de un cuerpo es bloqueada por otro. Los eclipses de Sol y de Luna puede ocurrir solamente cuando el Sol y la Luna se alinean con la Tierra. Esto ocurre durante Luna nueva y Luna llena.

Desde un punto de vista terrestre los eclipses pueden ser:

Eclipse lunar - la Tierra oscurece el Sol, desde punto de vista de la Luna.La Luna entra en la zona de sombra de la Tierra.Esto sólo puede ocurrir en luna llena.

Eclipse solar - La Luna oscurece el Sol, desde punto de vista de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva.

Eclipses en el Sistema Solar

Los eclipses son imposibles en Mercurio y Venus, debido a que carecen de lunas.

En Marte, solo son posibles eclipses parciales, porque ninguna de sus lunas tiene el suficiente tamaño para cubrir el disco solar. Los eclipses marcianos se han fotografiado desde la superficie del planeta y orbitándolo.

Los gigantes gaseosos, que poseen muchas lunas, muestran frecuentemente eclipses. Los más destacados afectan a Júpiter, cuyas cuatro grandes lunas y su bajo eje de inclinación, hacen los eclipses rutinarios. Es común observar las sombras de éstas sobre las nubes jovianas.

Plutón, con su gran luna Caronte, es también foco de numerosos eclipses.

Eclipse lunar

Ocurre un eclipse lunar cuando el planeta Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, es decir, cuando la Luna entra en la zona de sombra de la Tierra. Esto sólo puede ocurrir en luna llena.

Tipos

Existen tres tipos de eclipse lunar:

Total: cuando la Luna se encuentra totalmente dentro del cono de sombra (L2). Sucederá un eclipse total cuando nuestro satélite penetre completamente en el cono de sombra proyectado por la umbra de la Tierra en el espacio, cuyo diámetro es de aproximadamente 9.200 kilómetros con una longitud media es de 1.420.000 km. La duración de un eclipse total de Luna puede llegar a 1 hora y 47 minutos como máximo, debido a que el diámetro de la sombra terrestre a la distancia Tierra-Luna puede superar hasta en 2,8 veces el diámetro de la Luna.

El oscurecimiento de la Luna por efecto de su entrada en el cono de sombra de la Tierra casi nunca es completo, porque el cono de sombra no está totalmente oscuro, sino que conserva una tenue luz rojiza que le confiere a nuestro satélite un color cobrizo.

Parcial: cuando la Luna se encuentra sólo parcialmente dentro del cono de sombra (L1).

En este tipo de fenómenos, sólo una parte de la superficie lunar será eclipsada, y por lo tanto se oscurecerá, mientras el resto conserva su luminosidad.

Dependiendo del porcentaje de superficie lunar que sea eclipsada por la umbra de la Tierra, así será la magnitud de los eclipses lunares. Si el porcentaje eclipsado es del 75%, se dirá que la magnitud del eclipse es de 0,75.

Si el eclipse sucede atravesando totalmente la Luna el cono de umbra de la Tierra, el porcentaje de oscurecimiento será por lo tanto máximo, siendo su valor de 1,84, que es el resultado de dividir 6.400 entre 3.476 (es decir la distancia entre el borde del disco lunar que entra primero en la umbra y el borde del disco de la propia umbra).

Penumbral: cuando la Luna se encuentra parcial o totalmente dentro de la corona penumbral que rodea a la zona de sombra (L3).

El tipo de eclipse lunar no depende del observador y es igualmente visible mientras la Luna sea visible para el observador por estar por arriba del horizonte.

Durante el año puede que no suceda ni un sólo eclipse lunar, pudiendo acontecer por el contrario hasta un máximo de 2 ó 3 eclipses.

Suceden tres eclipses lunares en un mismo año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero, sucediendo el segundo a final de junio y el tercero a finales de diciembre, es decir 354 días después del primero, duración que contienen 12 meses sinódicos.

El estudio de este tipo de fenómenos sirve para realizar mediciones astrométricas de precisión además de para verificar, mediante el estudio de los momentos de contacto entre el disco de la Luna y el cono de sombra, las condiciones atmosféricas de nuestro planeta.

La coloración de los conos de sombra, así como su densidad, están muy influidos por la presencia de polvo en suspensión y por la concentración de ozono.

Cono de sombra y penumbra en los eclipses de Luna

La Tierra es un cuerpo cuyo radio ecuatorial es de 6.378 km, que al ser iluminado por el Sol (cuyo radio es de 695.500 km es decir 109,05 veces mayor) proyecta un cono de sombra convergente y un cono de penumbra divergente, determinados por las tangentes interiores y exteriores, respectivamente, comunes al Sol y a la Tierra.

La distancia promedio entre la Tierra y el Sol —denominada unidad astronómica (UA)— es de 149.600.000 km.

La Luna tiene un radio de 1736,6 km y gira alrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 km (60,27 radios ecuatoriales de la Tierra). La altura del cono de sombra es de 1.384.584 km (217 radios ecuatoriales) que es mayor que la distancia de la Luna a la Tierra, por lo que se producen eclipses.

Para un astronauta que estuviera situado sobre la superficie de la Luna, un eclipse penumbral sería un eclipse parcial de Sol. Análogamente, si el astronauta se encontrara dentro del cono de sombra de la Tierra no podría ver el Sol; para él se estaría produciendo un eclipse total de Sol.

La atmósfera terrestre tiene una influencia vital en los eclipses. Si la atmósfera no existiese, en cada eclipse total de Luna ésta desaparecería completamente (cosa que sabemos que no ocurre). La Luna totalmente eclipsada adquiere un color rojizo característico debido a la luz refractada por la atmósfera de la Tierra. Para medir el grado de oscurecimiento de los eclipses lunares se emplea la escala de Danjon.

La sombra tiene un tamaño de 4607 km y como el radio de la Luna es 1736,6 km resulta que el radio de la sombra es 2,65 veces el radio de la Luna por lo que dentro de la sombra caben casi 3 lunas.

Fotografiar un eclipse lunar

La fotografía de un eclipse lunar requiere la misma forma de actuación, en principio, que el resto de fotografías lunares aunque con mucho más cuidado, ya que este tipo de fenómenos no ocurre todo los meses lunares.

Como material especial, sólo será necesario utilizar filtros lunares para la fase de plenilunio y un diafragma que disminuya un poco la cantidad de luz recibida, siendo opcional aunque aconsejable el empleo de cámaras fotográficas del tipo S.L.R. o mejor aún del tipo digital.

Es imprescindible antes de comenzar el seguimiento conocer de antemano los valores del fenómeno, pudiendo conseguir estos valores de los anuarios astronómicos que publican ciertas entidades o bien consultando con alguna de las numerosas agrupaciones astronómicas locales que pueblan la orografía de nuestro país.

Con dichos datos tendremos acceso a valores tan importantes como son: hora del inicio del primer contacto con la penumbra, hora del primer contacto con la umbra, máximo del eclipse, último contacto con la umbra y la penumbra, duración del eclipse, magnitud, etc... los parámetros que nos informarán y ayudarán a preparar mejor nuestro trabajo.

Si efectuamos el seguimiento del eclipse con un teleobjetivo procederemos de la forma explicada para el resto de fotografías lunares, empleando cualquier tipo de película según la clase de resultados que deseemos obtener. Para estudios de las distintas fases se aconseja el empleo de film en blanco y negro, dejando el color sólo para tomas en las que deseemos detalles cromáticos: por ejemplo el avance de la sombra terrestre sobre los accidentes lunares o las variaciones cromáticas de la superficie lunar.

Una forma segura de garantizar el éxito sería emplear varias cámaras con distinto tipo de película: así tendríamos el fenómeno en distintos formatos empleando cada uno de ellos de distinta forma. Este sistema, además de caro (necesita al menos el empleo de 3 cámaras: una dotada de film en color, otra con película en blanco y negro y una tercera con diapositiva) requerirá el empleo de varias personas para manejar los equipos astronómicos, fotográficos y de cronometración de tiempos del suceso, por lo que sólo suele ser empleado por asociaciones astronómicas en las que los recursos son bastantes y están bien repartidos.

Para iniciarse sólo es necesario contar con un pequeño teleobjetivo y un trípode que nos garantice la inmovilidad del cuerpo de la cámara. Se procederá de la misma manera como si se tratara de fotografías lunares corrientes, realizando varias tomas antes y después del inicio y fin del fenómeno, regulando los tiempos de exposición con los datos que nos aporte el fotómetro y efectuando los disparos con ayuda de un alargador de cable o mediante el sistema de retardo de la cámara.

Como es natural cuanto mayor sea la distancia focal del instrumento empleado mayor cantidad de finos detalles podrán conseguirse a la hora de efectuar ampliaciones, y mayor será el diámetro lunar en film.

Se pueden hacer series fotográficas distanciando un disparo de otro unos cinco minutos en todas ellas con la idea de dar tiempo a la sombra para que avance, variando el tiempo de exposición y el diafragma de acuerdo con lo que nos indique el fotómetro: al hacer cada disparo sería conveniente realizar otras dos fotografías más, con un diafragma más y uno menos, para así garantizar al menos un fotograma correcto de exposición, ya que no siempre lo que el fotómetro ve y lo que nosotros vemos coincide, sobre todo si hay diferencias notorias entre sombra y claridad.

Conviene tener anotados los valores de cada una de las tomas (hora en T.U, diafragma, velocidad, sensibilidad, ...) en un cuaderno especial para evitar posteriores equivocaciones a la hora de identificar y enumerar cada fotograma; si en este eclipse no obtenemos buenos resultados en el siguiente podemos contar con estos errores y evitarlos con toda seguridad.

Durante la fase de eclipse total podemos seguir realizando algunas tomas para intentar captar el tono rojizo o naranja del fenómeno (en ocasiones gris muy oscuro que hace desaparecer nuestro satélite), para lo cual se aconsejan series manuales a 4, 6, 8, 10, 12, 14 ó 16 segundos de exposición según el colorido del fenómeno, la focal del objetivo o la sensibilidad del film; debemos recordar que el eclipse lunar es menos apresurado que el solar, debido a su mayor duración: por ello aquí no tenemos tanta prisa como con el de Sol y podemos trabajar más relajados y a conciencia.

Si el seguimiento lo efectuamos a través de un telescopio se procederá de la forma ya explicada anteriormente, empleando el motor sincrónico si lo tuviésemos para garantizar así una imagen libre de movimientos indeseados. Se utilizará un ocular de baja potencia (pocos aumentos 20 ó 40 milímetros ), para realizar los conjuntos totales del fenómeno y variar luego a mayor aumento si lo que deseamos obtener es el momento en que la sombra llegue a un determinado accidente o se desea captar el aspecto de ciertos cráteres Platón o Aristarco bajo la sombra terrestre.

Una vez finalizado el fenómeno conviene procesar cuanto antes el negativo para ver hasta dónde hemos sido capaces de llegar en nuestro seguimiento: si vamos a tardar algún tiempo en revelarlo sería mejor guardarlo en el refrigerador hasta el momento de hacerlo, evitando así la pérdida de calidad en las imágenes obtenidas, aunque actualmente existen excelentes cámaras digitales que nos ahorrarán todas las molestias de las clásicas cámaras del tipo SLR.

Las mejores imágenes servirán para alegrar el colorido de nuestro estudio o comedor, mientras que las demás engrosarán nuestro álbum de fotos o se remitirán a las revistas y publicaciones que se encargarán de editarlas.

Eclipse solar

Hay eclipse solar en un lugar de la Tierra, cuando la Luna oculta al Sol, desde ese punto de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva. (Sol y Luna en conjunción).

Tipos de eclipse solar

Cuando la Luna nueva se encuentra más próxima a la Tierra, la umbra alcanza la superficie de ésta y un observador en A verá un eclipse total. Si la Luna nueva está más lejos la umbra no llega a la Tierra, y un observador en B, en la antumbra, verá un eclipse anular. Hay tres tipos de eclipse solar:

Parcial: La Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.

Total: Desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 kilómetros por hora. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 horas todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 horas en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km

Anular: Ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.

Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.

Cada año suceden sin falta 2 eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder 4 e incluso 5 eclipses.

Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.

Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.

La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, son los siguientes:

Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km

Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km

Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad importante que supone unos 4 minutos de arco para el diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8% del diámetro angular medio de nuestro satélite. De esta forma, el Sol puede quedar completamente ocultado, o no.

Magnitud y oscurecimiento

La magnitud de un eclipse solar es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie solar que queda oculta. Son cantidades completamente distintas. La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0,2 o del 20%, por ejemplo.

Si el eclipse es total se considera el cociente entre los diámetros angulares lunar y solar. En el momento de la totalidad este cociente valdrá 1, o más, en el caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.

Por otra parte, no puede darse una correspondencia única entre magnitud y oscurecimiento porque debido a la variable distancia Tierra-Luna varía asimismo el diámetro angular de ésta y a eclipses de igual magnitud no les corresponde siempre un mismo oscurecimiento.

Inclinación de la órbita

En un eclipse los centros del Sol, la Tierra y la Luna están totalmente alineados, estando la Luna siempre cerca de la línea que une la Tierra y el Sol. Si la órbita de la Luna estuviese sobre la eclíptica (plano de la órbita de la tierra) , en cada revolución lunar daría lugar a un eclipse de sol durante el Novilunio y a un eclipse de luna durante el Plenilunio al cabo de unos 15 días. En realidad el plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la eclíptica un ángulo de 5°08'13", lo que motiva, las más de las veces, que la Luna pase por encima o por debajo del Sol o por arriba o debajo del cono de sombra de la Tierra sin que tenga lugar el eclipse. Solo habrá eclipses en las sicigias (palabra que engloba las conjunciones y oposiciones del Sol y la Luna) cuando el Sol esté cerca de los Nodos de la Luna o puntos en que la órbita lunar corta a la Eclíptica. Este nombre proviene de que los eclipses siempre ocurren en la proximidad a dicho plano. Si la alineación es bastante perfecta, la luna esta muy cerca del nodo durante la sicigia, o su latitud no excede de un determinado valor ocurre un eclipse total. Si la coincidencia no es completa por no estar la Luna sobre la eclíptica, aunque sí cerca de ella, se produce un eclipse parcial quedando el sol parcialmente oculto por la luna (eclipse parcial de Sol) o está parcialmente inmersa en el cono de sombra de la tierra. (eclipse parcial de luna).

Período Saros

Esta serie de condiciones son motivo de que los eclipses sean fenómenos raros que se reproducen al cabo de 223 lunaciones , o sea 18 años 11 días y que se llama período Saros y que es múltiplo común de dos de las distintas revoluciones lunares.

En un año hay dos estaciones de eclipses cuando el Sol pasa cerca de los Nodos. A lo largo de un año no pueden ocurrir menos de dos eclipses, que serán obligatoriamente de sol, ni más de 7: 5 de sol y 2 de luna, 4 de sol y 3 de luna, 2 de sol y 5 de luna. Hay 8 eclipses cada 6 lunaciones que se denominan series cortas. Tras un período Saros hay un eclipse homólogo muy similar, pero que va evolucionando a lo largo de los distintos saros, formando una serie larga que puede durar unos 1280 años.

Importancia histórica de los eclipses

Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a.C. en China o en el 332 a.C en Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre del año 2137 antes de Cristo, y que al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo.

Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para el desarrollo científico. Fueron los griegos los que descubrieron el período Saros que les permitió predecir eclipses. Por otra parte Aristarco de Samos(310 aC-230 aC) determinó por primera vez la distancia de la Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna. Hiparco(194aC-120aC) descubrió la Precesión de los equinoccios basándose en eclipses lunares totales cerca de los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejoró la determinación de la distancia de la Tierra a la Luna realizada por Aristarco. Kepler propuso usar los eclipses de Luna como una señal absoluta para medir la longitud geográfica de un lugar sobre la tierra.

Hacia 1700 los astrónomos llegan a la conclusión de que los eclipses antiguos observados por chinos, caldeos y árabes eran incompatibles con la duración del día actual. Las mareas habían alargado el día 1,45 milisegundos cada siglo y en 20 siglos el retardo acumulado es de unas 3 horas. Durante el siglo XIX se produce un gran avance en espectroscopia que permite descubrir el helio en el Sol y Einstein resuelve el enigma del excesivo avance del perihelio de Mercurio y la curvatura de la luz cerca del Sol. Los eclipses del Sol son una brillante confirmación de la Teoría de la Relatividad

Circunstancias locales

Los eclipses de Sol y Luna se diferencian en dos aspectos fundamentales:

Los eclipses de Luna son: Fenómenos objetivos Iguales y únicos para todos los observadores.

Los eclipses de Sol son: Fenómenos subjetivos Distintos para cada observador local.

Esto significa que el eclipse de Luna es objetivo porque la luna iluminada por el Sol entra en el cono de sombra de la tierra durante el eclipse y deja de recibir la radiación solar. El suelo lunar (de la cara visible y en la parte de la Luna que entra en la sombra) sufre en pocas horas una fluctuación de temperatura que oscila entre 130ºC y -100ºC. Mientras la cara oculta sólo sufre esta oscilación lentamentente cada 29,5 días.

Supongamos el polo formado por el observador que tiene la Luna en su cenit en el momento del eclipse de Luna. Todos los observadores de este hemisferio ven el eclipse de Luna y lo ven todos igual. Basta la descripción de un observador para ser fiel reflejo del fenómeno.

Por el contrario los eclipses de Sol son fenómenos subjetivos pues reside en la sensación del observador y no en el objeto eclipsado, el Sol.

Un observador que disfruta de un eclipse total de Sol, vive sobre la Tierra en una zona circular de unos 200 km.de diámetro. La rotación de la Tierra se encarga de que esta zona se vaya desplazando por la superficie de la Tierra siempre de W a E, formando una banda de totalidad. Fuera de ella los observadores hablaran de eclipse parcial, y más lejos aún el Sol habrá brillado como todos los días. Así pues las características del fenómeno y la hora a la que ocurre son distintas para cada observador.

Naturalmente en la zona eclipsada de la Tierra la falta de radiación solar produce una serie de fenómenos objetivos, como disminución de la temperatura, vientos por la diferencia de tempreraturas con la zona no eclipsada, etc. Según las últimas teorías se creé que estos efectos locales están relacionados con el efecto Allais consistente en la inexplicable variación del periodo del Péndulo de Foucault durante el eclipse solar.

Revolución sideral: Es el intervalo de tiempo para que la longitud de la Luna aumenta en 360° ó sea para que vuelva a tener una posición

análoga con respecto a las estrellas su duración es de 27 días , 7 h, 43 min, 11,5 s

Revolución trópica: Es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 días, 7 h, 43 min, 4,7 s

Revolución draconítica: Es el tiempo que tarda la Luna en pasar 2 veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 días, 5 h, 5 min, 36 s

Revolución anomalística: Es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 días, 13 h, 18 min, 33 s

Recomendaciones para ver un eclipse

Un eclipse es un fenómeno muy interesante, sin embargo puede poner en riesgo la vista del observador, quién en un intento por apreciar el fenómeno, fuerza a sus ojos a ver directamente el sol. Esto puede provocar quemaduras en la retina. Nunca debe verse directamente al sol. Hay formas de apreciarlo sin comprometer la vista del observador:

Filtro solar o anteojos especiales, garantizados por el fabricante. Los filtros caseros o anteojos comunes no deben utilizarse nunca por el peligro que conllevan para nuestros ojos.

Observación indirecta:

Sombras en las hojas de los árboles: normalmente los rayos del sol producen una proyección del disco solar al pasar a través de las hojas de los árboles. Cuando ocurre un eclipse se puede observar como los discos en la sombra de los árboles "menguan" reflejando los cambios en el disco solar.

Proyección a través de un agujero pequeño: se perfora un agujero diminuto, con la ayuda de un alfiler, en una hoja de cartón. Se hace pasar la luz solar a través del agujero y se proyecta sobre una de papel o una superfice lisa.

Proyección con binoculares: se tapa uno de los lentes de los binoculares y se hace pasar la luz a través del lente abierto. Nunca ver el sol directamente a través de binoculares, ya que puede producir quemaduras graves en la retina.

Proyección con telescopio: es una de las mejores técnicas para observar un eclipse. Se hace pasar la luz del sol a través del telescopio y se proyecta sobre una superficie lisa. Se pueden observar algunos detalles de la superficie solar. Es recomendable utilizar los lentes de menor aumento, ya que producen imágenes más grandes y generan menos calor, protegiendo así el instrumento.

El horizonte: durante el punto máximo de un eclipse total de sol puede apreciarse cómo todo el horizonte se ve iluminado alrededor del observador produciendo una bella y extraña sensación.

Las reacciones de los animales: los animales son muy sensibles a este fenómeno. En la etapa de oscurecimiento los animales de hábitos diurnos se preparan para dormir, mientras que otros reaccionan con nerviosismo. Durante el punto máximo la mayor parte de los animales hace silencio.

Sombras: Durante el punto de máxima ocultación se forman sombras "extrañas" en el suelo.

Fotografía de eclipses solares

La fotografía de un eclipse solar es una de las actividades astronómicas más agradecidas y a la vez de las más peligrosas. Decimos que es agradecida, porque si hemos tenido cuidado a la hora de apretar el disparador, el resultado nos llenará de satisfacción y será motivo de orgullo.

Pero a la vez es una actividad muy peligrosa, pues si no seguimos al pie de la letra los consejos de seguridad, podemos sufrir lesiones muy graves y permanentes que pueden variar desde un enrojecimiento de los ojos hasta una ceguera total.

Las medidas de obligado cumplimiento en toda observación solar son:

NO mirar JAMÁS directamente al Sol.

NO mirar JAMÁS directamente al Sol a través de gafas oscuras, películas veladas, radiografías o cristales ahumados con una vela.

NO mirar JAMÁS directamente al Sol a través de lentes, lupas, oculares, gemelos, prismáticos, telescopios ni demás aparatos de ampliación de imágenes.

NO mirar JAMÁS directamente al Sol a través del visor de las cámaras fotográficas, ni siquiera aún cuando esta sea del tipo réflex, salvo que dispongamos de un filtro adecuado, y nunca más de un minuto seguido.

Una vez conocidas estas medidas de seguridad básica, debemos saber que para fotografiar el Sol nos sirve cualquier cámara de control manual, especialmente las del tipo S.L.R., siendo preferible los objetivos de distancia focal larga, de manera que podamos impresionar el Sol al mayor tamaño posible. Debemos saber que el diámetro lunar en film es el mismo que el solar, pudiendo emplear dicha tabla para calcular cual será su tamaño final en el negativo ya impresionado.

El objetivo ideal es un 500 milímetros, pues nos permite una imagen de casi 5 milímetros, con buenas posibilidades de ampliar la misma si deseamos crear un póster de nuestro trabajo.

Para realizar un reportaje sobre el Sol, ya sea de un eclipse o de las manchas solares, debemos contar con buenos filtros solares que nos protejan de la radiación infrarroja.

Mucho se ha hablado acerca de los filtros caseros, si bien es muy importante decir que sólo son seguros aquellos filtros destinados únicamente a la función de filtrar la luz, dejando las radiografías, los cristales ahumados, los negativos velados y otros similares para otras funciones que no sean la de asegurar nuestra vista.

Lo ideal es emplear unas “gafas de eclipse”, fabricadas expresamente para visionar este tipo de eventos y de venta en ópticas a un precio muy asequible, o un filtro del tipo mylar, ideado para la observación y fotografía solar, si bien, podemos disponer como sustituto de un cristal inactínico de soldadura eléctrica de tono superior a doce, pues los inferiores no protegen de las fatales radiaciones.

Conviene recordar que jamás debemos de observar a través de estos filtros más de un minuto seguido.Los filtros deben necesariamente ser instalados delante del objetivo del telescopio, y nunca detrás del ocular, pues corremos el riesgo de que el calor concentrado por las lentes estalle el cristal del filtro con el consiguiente peligro de lesiones en los ojos.

Si utilizamos una cámara con teleobjetivo, el filtro deberá ir instalado de forma estable delante de la óptica, por ello es necesario disponer de una máquina del tipo réflex o S.L.R. que nos permita observar justo lo que vamos a fotografiar.

Es recomendable emplear un film de baja sensibilidad, entre 50 y 100 ASA, o menos si es posible.

Debido a que el brillo de la superficie solar no sufre variaciones a lo largo del eclipse, no es necesario compensar la exposición excepto durante las breves fases de totalidad, en que habrá que abrir en un par de puntos el diafragma.

Siempre es recomendable emplear un rollo de película antes del eclipse, para así calcular los tiempos de exposición y diafragmas necesarios para una buena toma.

Tabla para la fotografía de un eclipse solar con film de 100 ASA (21 DIN) a f11.

corona externa / 2 segundos

corona interna / 1/4 segundo

protuberancias / 1/60 segundo

anillo de diamantes / 1/25 segundo

cromosfera / 1/500 segundo

perlas de Baily / 1/1000 segundo

Una buena opción para documentar un eclipse es realizar todas las tomas en un único negativo, siendo necesario disponer entonces de una cámara capaz de hacer exposiciones múltiples.

Dado que el Sol se mueve en el cielo a una velocidad de 15º por hora, con un objetivo de 35-50 mm el astro irá pasando por el campo de visión. Si orientamos la cámara en dirección sur, de manera que el Sol recorra en diagonal el fotograma, emplearemos algo más de 3 horas para llenar el negativo con distintas imágenes solares y con distintas fases igualmente.

Para obtener imágenes claras, será necesario disparar el obturador cada 5 minutos, siendo imprescindible que la cámara se encuentre dispuesta en un trípode estable, y que las tomas se realicen con la ayuda de un disparador de cable para evitar vibraciones. Una vez que el Sol se encuentra en la franja de totalidad, se quitará el filtro, haciendo una imagen de un segundo de exposición para resaltar la corona en su máximo esplendor.

Si no disponemos de una cámara de exposiciones múltiples, se puede seguir el Sol manualmente, y realizar imágenes cada 10 minutos, obteniendo así una gama completa de imágenes solares en sus distintas fases.

Concepto

Dos observadores, en A y en B ven a O en posiciones distintas respecto al fondo, debido a la paralajeLa paralaje es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido.

Como se muestra en la figura, la posición del objeto observado, en O, varía con la posición del punto de vista, en A o en B, al proyectar O contra un fondo suficientemente distante. Desde A el objeto observado parece estar a la derecha de la estrella lejana, mientras que desde B se ve a la izquierda de aquélla.

El ángulo AOB es el ángulo de paralaje: ángulo que abarca el segmento AB desde O.

Paralaje en astronomía. En astronomía se definen diversos tipos de paralaje:

Paralaje.- Ángulo formado por la dirección de dos visuales relativas a la observación de un mismo objeto desde dos puntos distintos, suficientemente alejados entre sí y no alineados con él. También suele emplearse este término para referirse a la distancia a las estrellas. En español el término es femenino.

El parsec es un caso particular de paralaje trigonométrica. P dista un parsec (pc) de la Tierra porque desde allí el ángulo abarcado por el radio de la órbita terrestre (1 Unidad Astronómica o U.A.) es de un segundo de arco (1")Paralaje anual.- Máximo valor aparente que puede adquirir la posición de una estrella dada en el transcurso de un año debido a la posición variable de la Tierra en su órbita alrededor del Sol y que corresponderá al momento en la longitud eclíptica de la estrella, que es siempre constante, difiera 90º de la longitud eclíptica de la Tierra, que varía constantemente.

Bessel fue el primero en determinar la paralaje de una estrella, 61 Cygni, en la constelación de El Cisne, en el año 1838. Dos años después, en 1840, Struve logra medir la paralaje de Vega en la constelación de Lira.

Los paralajes estelares están por debajo del segundo de arco. La estrella más próxima a nosotros es Alfa Centauri, en realidad un sistema triple. La más cercana de ellas, Próxima Centauri, tiene una paralaje de 0"765, correspondiente a 1,31 pc, ó 4,3 años luz.

A mayor distancia, menor paralaje, y los errores cometidos se van haciendo más y más significativos, de modo que a partir de l00 años luz ya no es fiable la paralaje anual trigonométrica para determinar distancias estelares.

Paralaje geocéntrico.- Diferencia entre la dirección de un astro, visto desde un punto de la superficie de la Tierra (topocéntrica) y la misma dirección de ese astro visto desde el centro de la Tierra (geocéntrica). También es conocida como paralaje diurno.

PARALAJE LUNAR. Tomando como referencia a las Pléyades en la constelación de Tauro, se muestra la posición aparente de la Luna el día 22 de Marzo de 1988 a las 10:42 TU, según el punto de observación: Polo Norte, Polo Sur, Ecuador 0º longitud, y Ecuador 180º longitud.Paralaje horizontal.- Es el ángulo bajo el cual se vería el radio de la Tierra desde un astro cuando éste se encuentra en el horizonte. Si el observador se sitúa en el ecuador, entonces esta paralaje recibe el nombre especial de paralaje horizontal ecuatorial. El valor es máximo en el ecuador de la Tierra y varía con la latitud, al no ser la Tierra completamente esférica.

Paralaje trigonométrico.- Es el ángulo bajo el cual se ve el radio de la órbita de la Tierra, desde una estrella a una distancia normalizada de una unidad astronómica y se expresa en segundos de arco. La distancia a la estrella es el inverso de la paralaje trigonométrica expresado en parsec; es decir que cuando se dice que la paralaje de Antares es de 0"019, ésta se encuentra a 52,632 parsec o 171,66 años luz.

Paralaje solar.- Ángulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro del Sol. Vale 8,794148".

Paralaje lunar.- Ángulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro de la Luna. Vale 57' 02,608".

La paralaje en fotografía

En fotografía la paralaje determina que lo captado por el fotógrafo a través del visor no coincide con la imagen capturada a través del objetivo de la cámara. Este desplazamiento por paralaje puede ser vertical, horizontal o ambos a la vez. El término paralaje proviene de paralelo y eje, y se refiere a que las dos imágenes se encuentran en ejes paralelos, y no coinciden.

Esquema del error de paralaje en fotografía. La línea roja refleja el campo visual que capta el visor. La azul la del objetivo. La verde son los eje, que son paralelosEn este sentido, el error de paralaje se produce cuando se utiliza un visor que no está montado en el mismo eje que el objetivo. Es decir, el visor no previsualiza la propia imagen que le ofrece el objetivo.

En estos casos, cuando el visor esta desplazado con respecto al objetivo la imagen que ofrece el visor no es exactamente la misma que luego se plasmará en la película (la que capta el objetivo), sino que estará mínimamente desplazada bien en su eje horizontal, bien en su eje vertical, o en ambos.

El error de paralelaje se da en las cámaras compactas, en las que existe un visor independiente del objetivo para encuadrar la imagen antes de realizar la foto. En una cámara réflex no hay error de paralaje, ya que el fotógrafo observa la imagen a través del objetivo.

Este tipo de error también afecta al ojo humano; si no está a la altura del objeto observado, se pueden percibir falsas imágenes. En los laboratorios, hay que tener en cuenta este error, pues al llenar, probetas u otros envases aforados, si no se observa a la altura correcta, se aprecian mal las cantidades de materia, con los consecuentes errores en los cálculos.

La paralaje es mayor cuanto más cerca se encuentra el motivo que se va a fotografiar, mientras que a partir de varios metros el efecto se hace insignificante. Por esta razón, al encuadrar la imagen de una foto de algo que se encuentra cerca, debe tenerse en cuenta el paralaje, a fin de evitar que una parte de la imagen quede cortada en la fotografía. La mejor precaución consiste en encuadrar la fotografía con un margen adicional en todos los lados.

La esfera celeste gira en 24 horas en la dirección este-oeste. El desplazamiento de los polos, aunque lento era conocido por Hiparco, constituyendo el fenómeno: Precesión de los equinoccios. Debido a la pequeña amplitud de dicho desplazamiento en muchas aplicaciones el eje del mundo puede considerarse como fijo.

La precesión es el cambio de la dirección del eje de giro de un objeto. Por ejemplo, el que realiza la parte superior de una peonza, o trompo, al girar, ya que su eje de rotación no es vertical. También se puede ver en el eje de giro de los planetas. Hiparco de Nicea (siglo II adC) fue el primero en dar el valor de la precesión con una aproximación extraordinaria para la época.

Precesión de los equinoccios

Debido a este movimiento la posición que indica el eje de la Tierra en la esfera celeste (un ángulo de 23º 26' respecto a la eclíptica) se desplaza recorriendo una circunferencia completa cada 25 780 años, ciclo que se denomina año platónico. El círculo de la precesión tiene su centro en el polo de la eclíptica.

Como consecuencia del movimiento de precesión la posición de los polos celestes cambia continuamente. La precesión está causada por la fuerza gravitatoria de la Luna, el Sol y el resto de planetas sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra.

El cambio en la dirección del eje de rotación de la Tierra provoca una

variación del plano del ecuador y, por tanto, de la línea de corte de dicho plano con la eclíptica. Esta línea señala en la esfera celeste la dirección del punto Aries, que retrograda sobre la eclíptica, fenómeno denominado precesión de los equinoccios. Las consecuencias de este fenómeno son:

El polo norte celeste se mueve en relación a las estrellas, siendo ahora la estrella polar alfa de la Osa Menor.

El primer punto de Aries, intersección del ecuador con la eclíptica, retrograda sobre el ecuador en el mismo período, es decir, 50,25" por año.

A principios de la Era cristiana el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de Aries. Actualmente, 2000 años después, ha girado un ángulo = 50,2511 x 2000 = 27,92º, proyectándose en Piscis.

Además la precesión cambia la declinación y ascensión recta de cualquier estrella. Con el transcurso del tiempo el cielo nocturno va cambiando radicalmente. Tomemos como ejemplo las constelaciones de Scorpius y Orión, cuyas ascensiones rectas son 17 horas y 5 horas respectivamente: en el hemisferio norte Scorpius es una constelación de verano y Orión lo es de invierno. Dentro de unos 12.000 años ambas constelaciones intercambiarán su relación con las estaciones: Scorpius será invernal, y Orión, estival. Para entonces sus ascensiones rectas valdrán 5 horas y 17 horas respectivamente.

Movimiento de nutación

Este movimiento también es debido al achatamiento de los polos y a la atracción de la Luna sobre el eje ecuatorial. También en un movimiento de vaivén y se produce durante el movimiento de precesión, digamos que este recorre a su vez una pequeña elipse (como si fuese una pequeña vibración). Una vuelta completa a la elipse suponen 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión la Tierra habrá realizado 1.385 bucles.

Movimientos de la Tierra

La Tierra, como cualquier cuerpo celeste, no se encuentra en reposo sino que está sometida a movimientos de diversa índole. Los principales movimientos de la Tierra son los movimientos de rotación, traslación, precesión y nutación.

Movimiento de rotación

Movimiento de rotaciónEs un movimiento que efectúa la Tierra girando sobre sí misma a lo largo de un eje ideal denominado Eje terrestre. Una vuelta completa, tomando como referencia a las estrellas, dura 23 horas con 56 minutos aproximadamente y de denomina día sidéreo.

Sin embargo, la primera referencia tomada por el hombre fue el Sol, cuyo movimiento aparente, originado en la rotación de la Tierra, determina el día y la noche, dando la impresión que el cielo gira alrededor del planeta. En el uso coloquial del lenguaje se utiliza la palabra día para designar este fenómeno, que en astronomía se refiere como día solar y se corresponde con el tiempo solar.

Como se observa en el gráfico, el eje terrestre forma un ángulo de 23,5 grados respecto a la normal de la eclíptica, fenómeno denominado oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación produce los largos meses de luz y oscuridad en los polos geográficos, además de ser la causa de las estaciones del año debido al cambio del ángulo de la radiación solar.

Movimiento de traslación

Es un movimiento por el cual la Tierra se mueve alrededor del Sol. La causa de este movimiento es la acción de la gravedad, originándose cambios que, al igual que el día, permiten la medición del tiempo. Tomando como referencia el Sol, resulta lo que se denomina año tropical, lapso necesario para que se repitan las estaciones del año; dura 365 días, 5 horas y 49 minutos. El movimiento que describe es una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros a una distacia media de Sol de prácticamente 150 millones de kilómetros o 1 U.A. (Unidad Astronómica 149.675.000 km). De esto se deduce que el planeta se desplaza con una rapidez media de 106.000 kilómetros por hora o, lo que es lo mismo, 29,5 kilómetros por segundo.

El Sol ocupa unos de los focos de la elipse y, debido a esta excentricidad, la distancia entre el Sol y la Tierra varía a lo largo del año. A primeros de enero se alcanza la máxima proximidad al Sol, produciéndose el perihelio, donde la distancia es de 147,5 millones de km [1], mientras que a primeros de julio se alcanza la máxima lejanía, denominado afelio, donde la distancia es de 152,6 millones de km.

Movimiento de precesión

El movimiento de precesión, también denominado precesión de los equinoccios, es debido a que la Tierra no es esférica sino un elipsoide achatado por los polos. Si la Tierra fuera totalmente esférica sólo realizaría los movimientos anteriormente descritos.

Se puede considerar este movimiento como un lento balanceo durante el movimiento de traslación pero en sentido contrario a las agujas del reloj. Este balanceo produce que el eje terrestre dibuje un cono de 47º de abertura con vértice en el centro de la Tierra. Una vuelta completa de precesión dura 25.767 años, ciclo que se denomina año platónico y cuya duración había sido estimada por los Antiguos mayas.

Movimiento de nutación

Este movimiento también es debido al achatamiento de los polos y a la atracción de la Luna sobre el eje ecuatorial. También en un movimiento de vaivén y se produce durante el movimiento de precesión, digamos que este recorre a su vez una pequeña elipse (como si fuese una pequeña vibración). Una vuelta completa a la elipse suponen 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión la Tierra habrá realizado 1.385 bucles.

Variaciones orbitales

Las variaciones orbitales son las principales causantes de los periodos glaciales e interglaciales holocénicos.

Si bien la luminosidad solar se mantiene prácticamente constante a lo largo de millones de años no ocurre lo mismo con la órbita terrestre. Ésta oscila periodicamente haciendo que la cantidad media de radiación que recibe cada hemisferio fluctue a lo largo del tiempo. Y son éstas variaciones las que provocan las pulsaciones glaciares a modo de veranos e inviernos de largo período. Son los llamados períodos glaciales e interglaciales. Hay que tener en cuenta varios factores que contribuyen a modificar las características orbitales haciendo que la insolación media en uno y otro hemisferio varíe aunque no lo haga el flujo de radiación global.

La excentricidad , la inclinación axial, y la precesión de la órbita de la Tierra varía en el transcurso del tiempo produciendo las glaciaciones del Cuaternario cada 100.000 años. El eje de la Tierra completa su ciclo de precesión cada 25.800 años. Al mismo tiempo el eje mayor de la órbita de la Tierra gira, en unos 22.000 años. Además, la inclinación del eje de la Tierra cambia entre 21,5 grados a 24,5 grados en un ciclo de 41.000 años. El eje de la Tierra tiene ahora una inclinación de 23,5º respecto al plano de la eclíptica.

La precesión de los equinoccios es el cambio en la dirección del eje de la Tierra que gira en 25.800 años alrededor del eje de la eclíptica. Este fue el primer factor que se tuvo en cuenta. En 1842 el matemático francés Joseph Adémar postuló que la precesión del eje terrestre llevaría a una precesión de los equinoccios y solsticios que los harían desplazarse a lo largo de la órbita coincidiendo unas veces cerca del afelio y otras del perihelio. Esto es debido a que el cambio en la dirección del eje de rotación causa una variación del punto Aries o corte del ecuador y la eclíptica y por tanto cambia el inicio de la primavera y por tanto el ángulo que forma con la línea de los ápsides o momento en que la Tierra en su traslación alrededor del Sol alcanza el perihelio y el afelio.

Adémar pensó que esto explicaría la última glaciación que terminó hace 10.000 años. (La precesión terrestre tiene un período de 25.800 años). Cuando el punto Aries se alinea con la dirección de la línea de los ápsides de la órbita de la Tierra (perihelio), un hemisferio tendrá una diferencia mayor entre las estaciones mientras el otro hemisferio tendrá las estaciones más benignas. El hemisferio que está en verano en el perihelio recibirá un aumento en la radiación solar, pero ese mismo hemisferio estará en invierno en el afelio y tendrá un invierno más frío. El otro hemisferio tendrá un invierno relativamente más caluroso y el verano más fresco.

Cuando el punto Aries es perpendicular a la línea de los ápsides los hemisferios norte y sur tendrán los contrastes similares en las estaciones.

En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio Sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. Este efecto queda en parte compensado por el hecho de que el norte tiene más Tierra y el sur mucho más océano y es conocido el efecto del mar en suavizar las máximas y elevar las mínimas.

Excentricidad orbital

El segundo factor importante lo tuvo en cuenta el inglés James Croll basándose en los cálculos manuales de Urbain Leverrier. Se trata de la variación en la forma de la orbita debida a la atracción del resto de planetas del Sistema Solar.

La forma de la órbita de la Tierra, varía de ser casi circular (excentricidad, baja de 0,005) a ser ligeramente elíptica (excentricidad alta de 0,058) y tiene una excentricidad media de 0,028. El componente mayor de estas variaciones ocurre en un período de 413.000 años. También hay ciclos de entre 95.000 y 136.000 años, siendo el ciclo más conocido de unos 100.000 años.

La excentricidad actual es 0,017 y por tanto la diferencia entre el mayor acercamiento al Sol (perihelio) y la mayor distancia (afelio) es sólo 3,4% (5,1 millones de km). Esta diferencia supone un aumento del 6,8% en la radiación solar entrante. El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, mientras el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita es muy elíptica, la cantidad de radiación solar al perihelio sería aproximadamente 23% mayor que en el afelio.

Según Croll los periodos de gran excentrecidad serían eras glaciales mientras que los momentos de órbita casi circular como el actual serían épocas interglaciales. El hecho es que la insolación global una vez más permanecería constante pero no así la de cada hemisferio por separado. Según Croll el efecto albedo realimentaría los inviernos crudos y los hielos avanzarían pero esta hipótesis se reveló incompleta cuando se demostró por aquellos años que la última glaciación había tenido lugar hacía tan solo 10.000 años momento en el cual la excentricidad de la órbita terrestre era casi igual que la actual.

Inclinación del eje

Pero aun hay un tercer factor clave para explicar los ciclos glaciales. Fue Milutin Milankovic quien propuso por primera vez su influencia. El eje de giro de la Tierra cambia su inclinación lentamente con el tiempo. (oblicuidad de la eclíptica). La amplitud del movimiento es de 2.4°.

Esta precesión del eje sigue un ciclo de aproximadamente 41.000 años. Cuando la inclinación aumenta a 24.5 grados, los inviernos son más frío y los veranos son más caluroso. Cuando la inclinación es menor (22.1 grados), los inviernos son más apacibles y veranos son más frescos. Actualmente el eje de rotación de la Tierra tiene una inclinación de 23,5 sobre el eje de la órbita.

Para Milankovic no eran los inviernos rigurosos sino los veranos suaves los que desencadenan un período glacial. La teoría afirma que siempre nieva suficiente en las regiones polares como para hacer crecer los glaciares pero la diferencia determinante está en la cantidad de hielo que se funde en los veranos. Si la fusión es insuficiente crecerán si es excesiva, como en la actualidad, retrocederán.

Se observó entonces que un efecto no era determinante sin la participación del otro. Es decir que ni las variaciones de excentricidad ni las de inclinación son, por sí solas, suficientes para producir una glaciación.

La oscilación del plano de la Eclíptica

La variación en la inclinación de la órbita de Tierra tiene un período de aproximadamente 70.000 años y no fue estudiada por Milankovitch.

Recientes investigaciones observaron que el plano de la órbita de la Tierra se mueve por la influencia de los demás planetas. El principal perturbador es el planeta Jupiter y la eclíptica oscila alrededor del plano de la órbita de Júpiter que es el plano que permanece aproximadamente invariante. La oscilación de la eclíptica es de unos 100.000 años respecto al plano invariable. Este ciclo de 100.000 años es el ciclo predominante en las edades de hielo.

Se ha propuesto que un disco de polvo y otras desperdicios está en el plano invariable, y esto afecta el clima de la Tierra a través de varios medios. La Tierra se mueve actualmente a través de este plano alrededor del 9 de enero y el 9 de julio, y se ha observado por radar un aumento de meteoros.

La combinación de los cuatro factores

La conclusión final de todo esto es que cada cierto tiempo los cuatro factores se alían para producir un período glacial. Estos períodos son mucho más largos (unos 100.000 años) que los breves intervalos interglaciales. Ninguno de ellos por sí solo podría desencadenar quizá una glaciación pero cuando confluyen las condiciones favorables entonces se inicia el proceso. Pero aun así los cálculos no salen. Las variaciones orbitales son demasiado leves. Lo que ocurre es que hay que tener en cuenta dos retroalimentaciones positivas: el aumento del albedo terrestre y la disminución de CO2.

La intuición nos diría que los inviernos rigurosos deberían regir los pulsos glaciales pero parece ser que son los veranos suaves los que lo hacen. La inclinación es aun de 23,4º pero sigue disminuyendo. Cuanto menor sea ésta menor será la insolación en los veranos. Aun con toda la complejidad con que se ha estudiado el problema sigue sin establecerse aun una explicación total para los ritmos glaciales y es que hay que tener en cuenta otros factores no explicados por las variaciones astronómicas. A pesar de todo si se puede afirmar que, en gran medida, el ciclo climático vienen regido por las variaciones orbitales.

Los problemas de la Teoría de Milankovitch

Milankovitch estudió los cambios en la excentricidad, oblicuidad, y precesión de la órbita de la Tierra. Dichos cambios hacen variar la cantidad de la radiación solar que alcanza la Tierra. Estos cambios son más importantes cerca del área polar norte o sur. La Teoría de Milankovitch para explicar el Cambio climático no funciona perfectamente y en particular no puede explicar el ciclo de los 100.000 años pero hay muchos más argumentos a favor que en contra.

El problema del ciclo de los 100.000 años

El problema del ciclo de los 100.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un impacto mucho más pequeño en la radiación solar en la Tierra que la precesión o la oblicuidad por lo que podría esperarse que produzca efectos más débiles. Sin embargo, muestran las observaciones que durante el último millón de años, el periodo del clima más fuerte es el ciclo de 100.000 años. Además, a pesar del ciclo de 100.000 año relativamente fuerte, algunos han defendido la idea de que la longitud del registro del clima es insuficiente establecer una relación estadísticamente significativa entre el clima y las variaciones de excentricidad.

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un ciclo de 400.000 años. Ese ciclo no se ha encontrado en el clima. Si las variaciones de 100.000 años tienen un efecto fuerte, las variaciones de 400.000 también deberían descubrirse.

El problema de la causalidad

El problema de la causalidad ' se refiere a que el penúltimo periodo interglacial parece haber empezado 10.000 años antes que la variación en la radiación que supuestamente parece haberlo causado. Esto se llama el 'problema de causalidad ya que el efecto no puede ser anterior a la causa que lo provoca.

El efecto excede la causa

Se cree principalmente que los efectos de estas variaciones son debidos a las variaciones en la intensidad de radiación solar en las diferentes partes del globo. Las observaciones muestran que el comportamiento del clima es mucho más intenso que las variaciones calculadas. Se cree que las características del clima son sensibles a los cambios de la insolación, causando su amplificación (retroalimentación positiva) y también su moderación en casos aislados (retroalimentación negativa).

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años se refiere al hecho que la excentricidad tiene las variaciones claras en ciclos de 95.000 y 125.000 años. Un registro suficientemente largo, y bien datado de cambio del clima se deben poder detectar ambas frecuencias, pero el clima muestra sólo una frecuencia consistente con el ciclo de los 100.000 años. Es discutible si la calidad de datos existentes debe ser suficiente resolver ambas frecuencias.

El problema de la transición

El problema de la transición es un término que se refiere a un importante cambio en la frecuencia de variación del clima sucedido entre 1 a 3 millones de años atrás. En aquella época el clima tenía un periodo dominante de 41.000 años, similar al ciclo de variación de la oblicuidad. Después y durante el último millón de años, esto cambió a un ciclo de 100.000 años similar a las variaciones periódicas de excentricidad.

Las condiciones actuales

La cantidad de radiación solar (insolación) en el Hemisferio Norte a los 65°N parece estar relacionadas con la ocurrencia de una edad de hielo. Los cálculos astronómicos muestran que la insolación en verano a 65°N debe aumentar gradualmente durante los próximos 25.000 años, y que ningún declive de la insolación en verano a 65°N es suficiente para causar una edad de hielo que se esperan en los próximos 50.000 a 100.000 años.

En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio del sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. La excentricidad relativamente baja de de la órbita actual cifra en un 6.8% la diferencia en la cantidad de radiación solar durante verano en los dos hemisferios.

El futuro

Desde que las variaciones orbitales son predecibles, si uno tiene un modelo que relaciona las variaciones orbitales al clima, es posible "predecir" el clima futuro. Dos advertencias son necesarias: primeramente, el efecto antropogenico causa el (calentamiento global) fundamentalmente con más influencia más grande, por lo menos a corto término, y en segundo lugar no desde el mecanismo hay ningún modelo bueno que relacione el clima y la variación orbital de la Tierra.

Un estudio de Imbrie e Imbrie en 1980 determinó que ignorando efecto antropogenico y otras posibles fuentes de variación que actúa a frecuencias superiores a las que un ciclo de 19.000 años, hay una tendencia a largo plazo hacia el frío que empezó hace unos 6.000 años y continuará durante los próximos 23.000 años". Sin embargo el reciente trabajo de Berger y Loutre sugiere que el clima caluroso actual pueda durar otros 50.000 años.

Movimiento diurno del Sol

En el solsticio, la longitud del día y la altitud del Sol a mediodía son máximas o mínimas por todo el año.

El Solsticio de Junio: En el polo Norte el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°.

En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin ponerse. El sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el único día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas.

En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al cénit, y se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas.

En el ecuador el sol sale 23° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas.

En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas.

En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin salir. Es el único día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas.

En el polo Sur el sol nunca sale, siempre se mantiene 23° abajo del horizonte.

El Solsticio de Diciembre

En el polo Norte el sol nunca sale, siempre se mantiene 23° abajo del horizonte.

En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin salir. Es el único día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas.

En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas.

En el ecuador el sol sale 23° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas.

En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al cénit, y se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas.

En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin ponerse. El sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el único día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas.

En el polo Sur el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°.

Equinoccio

Es la intersección del ecuador celeste y la eclíptica. El Sol, en su aparente movimiento por ésta, está al Norte o al Sur del plano ecuatorial, causa de la sucesión de estaciones. Astronómicamente, el primer punto de Aries es una referencia fundamental.Se denomina equinoccio a cada uno de los dos puntos de la esfera celeste en los que la eclíptica corta al ecuador celeste. Equinoccio son asimismo cada una de las fechas en que ésto ocurre. Durante los equinoccios el Sol está situado en el plano del ecuador terrestre, dónde alcanza el cenit. El paralelo de declinación del Sol y el ecuador celeste coinciden, por lo que la noche y el día tienen la misma duración en todo el mundo. La palabra equinoccio viene del latín y significa "noche igual".

Los equinoccios se llaman primer punto de Aries o equinoccio vernal, y primer punto de Libra o equinocio otoñal, o autumnal. El primero es el punto del ecuador celeste dónde el Sol en su movimiento anual aparente por la eclíptica pasa de Sur a Norte respecto al plano ecuatorial, y su declinación pasa de negativa a positiva. En el primer punto de Libra sucede lo contrario: el Sol aparenta pasar de Norte a Sur del ecuador celeste, y su declinación pasa de positiva a negativa. El instante en que el Sol atraviesa cada punto de los equinoccios puede calcularse con exactitud.

Actualmente ninguno de los equinoccios se encuentra en la constelación que los nombra, debido a la precesión: el primer punto de Aries está en Piscis, y el primer punto de Libra se halla en Virgo

Las coordenadas ecuatoriales de cada equinoccio son: para el equinoccio vernal, ascensión recta y declinación, nulas. Para el primer punto de Libra, ascensión recta, 12 horas, y declinación nula.

El equinoccio como referencia astronómica

El equinoccio vernal o primer punto de Aries

Como referencia astronómica, equinoccio es sinónimo del primer punto de Aries (también: punto Aries, punto vernal, o equinoccio vernal): punto de la esfera celeste de ascensión recta, y declinación nulas. Nos referimos por tanto al punto dónde el Sol en su movimiento anual aparente por la eclíptica pasa de Sur a Norte del ecuador celeste, y su declinación cambia de negativa a positiva.

Así, por ejemplo, el tiempo sidéreo se mide desde el meridiano local al equinoccio vernal en sentido retrógrado, y la ascensión recta de un cuerpo en la esfera celeste se toma desde el punto vernal al círculo horario del objeto, en sentido directo.

Ahora bien, el equinoccio no es un punto fijo (ninguno de los dos equinoccios, por supuesto), sino que se mueve lentamente debido a la precesión y nutación. La primera supone un desplazamiento angular de unos 50,3” por año -1º cada 72 años, aproximadamente-, y el equinoccio describe una vuelta completa alrededor del centro de la esfera celeste, en sentido retrógrado, en unos 25.800 años (año platónico). La nutación es una oscilación periódica del eje de la Tierra con una amplitud de 9” y un periodo de 18,6 años.

Debido a dichos movimientos, distinguimos dos tipos de equinoccio:

Equinoccio verdadero y equinoccio medio.

Equinoccio verdadero Es la intersección de la eclíptica con el ecuador verdadero que se mueve por la precesión y nutación.

Equinoccio medio o equinoccio medio de fecha Se prescinde de la nutación. El equinoccio se mueve uniformemente debido sólo a la precesión.

El equinoccio como cambio de estación

Iluminación de la Tierra por el Sol el día del equinoccio. Está iluminada una mitad de la Tierra, exactamente: 12 horas de luz, y 12 horas de oscuridad.Desde este punto de vista los equinoccios son el instante (o la fecha, en un sentido más general) en que suceden determinados cambios estacionales, distintos para el hemisferio norte y el hemisferio sur:

Equinoccio vernal (También, de primavera, o de marzo)

En el hemisferio norte, paso del invierno a la primavera

En el hemisferio sur, paso del verano al otoño

Sucede en torno al día 21 de marzo

En el polo Norte el Sol pasa de una noche de 6 meses de duración a un día de 6 meses.

En el Círculo polar ártico el Sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 23°.

En el Trópico de Cáncer el Sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°.

En el ecuador el Sol ese día describe un semicírculo máximo del este al oeste pasando por el cenit del lugar.

En el Trópico de Capricornio el Sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°.

En el Círculo polar antártico el Sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 23°.

En el polo Sur el Sol pasa de un día de 6 meses de duración a una noche de 6 meses.

Equinoccio autumnal (También, de otoño, o de septiembre)

En el hemisferio norte, paso del verano al otoño

En el hemisferio sur, paso del invierno a la primavera.

Sucede en torno al día 23 de septiembre

En el polo Norte el Sol pasa de un día de 6 meses de duración a una noche de 6 meses.

En el Círculo polar ártico el Sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 23°.

En el Trópico de Cáncer el Sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°.

En el ecuador el Sol ese día describe un semicírculo máximo del este al oeste pasando por el cenit, del lugar.

En el Trópico de Capricornio el Sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°.

En el Círculo polar antártico el Sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 23°.

En el polo Sur el Sol pasa de un noche de 6 meses de duración a un día de 6 meses.

Los equinoccios realmente son un momento particular, en lugar de un día entero (aunque acostumbramos llamar equinoccio al día en que ocurre este instante).

Las fechas extremas de los equinoccios para el siglo XXI son las siguientes:

Año Equinoccio vernal, o de marzo Equinoccio de otoño, o de septiembre

Movimiento diurno del Sol en los equinoccios

El día de los equinoccios, el Sol sale exactamente por el punto Este y se pone por el punto Oeste, en todos los lugares de la Tierra -excepto en los Polos dónde no sale, ni se pone-. En el Ecuador el Sol alcanza el cenit. Por otra parte, y para cualquier día del año, nótese que desde el hemisferio norte el Sol culmina hacia el sur, moviéndose en sentido horario, mientras que desde el hemisferio sur culmina hacia el norte y se mueve en sentido antihorario.En los equinoccios el Sol sale exactamente por el Este y se pone exactamente por el Oeste, siendo la duración del día igual a la duración de la noche. En el movimiento diurno media circunferencia ocurre por arriba del horizonte (día) y la otra media por debajo (noche). La figura muestra la trayectoria del Sol según la latitud del observador, situado en el punto C de su horizonte local.

Desde el Ecuador -latitud 0º-, el Sol sigue aparentemente una trayectoria vertical, desde que nace por el Este hasta que se pone por el Oeste, alcanzando al mediodía el cenit del observador (amarillo).

Por el contrario, desde los Polos, bien sea el Norte o el Sur (azul), el Sol no se levante sobre el horizonte, sino que describe un círculo rasante. Prescindiendo de la refracción, se verá sólo medio disco solar durante todo el día: ni amanece, ni culmina ni se pone. En cuanto a las latitudes medias (naranja) el observador verá nacer al Sol por el Este y ponerse por el Oeste, pero su culminación será distinta según estemos en el hemisferio Norte o en el hemisferio Sur:

Desde el hemisferio Norte (0º<lat<90º), el Sol culmina en el punto Sur.

Desde el hemisferio Sur (-90º<lat<0º), el Sol culmina en el punto Norte.

Se da además otra diferencia: los observadores del hemisferio Norte ven al Sol "moverse" de Este a Oeste en sentido retrógrado u horario, mientras que desde el hemisferio Sur el Sol parece moverse igualmente del Este a Oeste, pero en sentido directo o antihorario.

Tiempo sidéreo

El punto dónde el Sol pasa de Sur a Norte del plano ecuatorial es el equinoccio vernal o primer punto de Aries.El tiempo sidéreo, también denominado tiempo sideral, es el tiempo medido por el movimiento diurno aparente del equinoccio vernal (fig. 1), que se aproxima, aunque sin ser idéntico, al movimiento de las estrellas. Se diferencia en la precesión del equinoccio vernal con respecto a las estrellas.

De forma más precisa, el tiempo sidéreo se define como el ángulo horario del equinoccio vernal. Cuando el equinoccio vernal culmina en el meridiano local, el tiempo sidéreo local es 00:00.

Diferencias entre tiempo sidéreo y tiempo solar

Por definición, el tiempo que tarda el Sol en volver a su punto más alto es exactamente 24 horas.

Sin embargo, las estrellas tienen un movimiento aparente ligeramente distinto. Durante el transcurso de un día, la Tierra se habrá movido un poco a lo largo de su órbita alrededor del Sol, por lo que debe girar una pequeña distancia angular extra antes de que el Sol alcance su punto más alto. En cambio las estrellas están tan alejadas que el movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita genera una diferencia apenas apreciable con respecto a su dirección aparente (véase, en cualquier caso, paralaje), por lo que vuelven a su punto más alto en algo menos de 24 horas o día solar. Un día sidéreo medio ocupa alrededor de 23 horas y 56 minutos (es casi 4 minutos más corto que el día solar). Debido a las variaciones en el índice de rotación de la Tierra, el índice de un reloj sideral ideal se desvía de cualquier múltiplo simple de un reloj civil. En la práctica se tiene en cuenta mediante la diferencia UTC-UT1, que se mide empleando radiotelescopios, y se almacena y ofrece al público a través del IERS y del Observatorio Naval de los Estados Unidos.

Tipos de tiempo sidéreo

La precesión, nutación y la posición del observador suponen distintos cómputos del tiempo sidéreo.

Tiempo sidéreo medio

Es el ángulo horario del equinoccio medio. Es un tiempo que discurre uniformemente, al prescindirse de la nutación.

Tiempo sidéreo aparente

Es el ángulo horario del equinoccio verdadero, y por tanto se tiene en cuenta la precesión y nutación, por lo que es un tiempo que no discurre uniformemente.

Tiempo sidéreo local (TSL) y Tiempo sidéreo de Greenwich

Los valores locales del tiempo sidéreo varían de acuerdo con la longitud. Si nos movemos una longitud de 15º hacia el este, el tiempo sidéreo aumenta una hora. Las posibles diferencias se deben a la exactitud de las medidas. El tiempo sidéreo Greenwich y el tiempo UT1 se diferencian en un valor constante (1.00273790935). El tiempo sidéreo se usa en observatorios astronómicos por la facilidad que supone a la hora de determinar qué objetos astronómicos serán visibles en un momento dado. Los objetos se sitúan en el cielo nocturno empleando la ascensión recta y declinación relativas al ecuador celeste (algo análogo a la longitud y latitud en la Tierra), y cuando el tiempo sideral de un objeto es igual a su ascensión recta, se encontrará en el punto más alto del cielo y será además el mejor momento para realizar las observaciones, ya que la extinción atmosférica es entonces mínima.

El tiempo sidéreo local o la hora sidérea local es el ángulo horario que forma el punto Aries con el meridiano del observador. El tiempo sidéreo local es la ascensión recta de un astro más el ángulo horario de dicho astro. Como caso particular para Greenwich se establece el tiempo sidéreo de Greenwich, de gran importancia en Astronomía: ángulo horario del equinoccio vernal en el Meridiano de Greenwich.

Tiempo Universal Coordinado

Tiempo Universal Coordinado, o UTC, también conocido como tiempo civil, es la zona horaria de referencia respecto a la cual se calculan todas las otras zonas del mundo. Es el sucesor del GMT (Greenwich Mean Time: tiempo promedio del observatorio de Greenwich, en Londres) aunque todavía coloquialmente algunas veces se le denomina así. La nueva denominación fue acuñada para eliminar la inclusión de una localización específica en un estándar internacional, así como para basar la medida del tiempo en los estándares atómicos, más que en los celestes.

A diferencia del GMT, el UTC no se define por el sol o las estrellas, sino que se mide por los relojes atómicos. Debido a que la rotación de la Tierra se ralentiza, se retrasa con respecto al tiempo atómico. UTC se sincroniza con el día y la noche de UT1, al que se le añaden o quitan segundos de salto (leap seconds) tanto a finales de junio como de diciembre, cuando resulta necesario. La puesta en circulación de los segundos de salto se determina por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra, con base en sus medidas de la rotación de la tierra.

"UTC" no es realmente una abreviatura; es una variante de tiempo universal, (universal time, abreviadamente UT) y su modificador C (para "coordinado"), añadido para expresar que es una variante más de UT. Se puede considerar como un compromiso entre la abreviatura inglesa "CUT" y la francesa "TUC".

Los tiempos UTC de verdadera alta precisión sólo pueden ser determinados tras conocer el hecho de que el tiempo atómico se establece mediante la reconciliación de las diferencias observadas entre un conjunto de relojes atómicos mantenidos por un determinado número de oficinas del tiempo nacionales. Esto se hace bajo los auspicios de la Oficina Internacional de Pesas y Medidas (Bureau International des Poids et Mesures, BIPM). No obstante, los relojes atómicos son tan exactos que sólo los más precisos ordenadores de tiempo necesitan usar estas correcciones; y la mayoría de los usuarios de servicios de tiempo utilizan los relojes atómicos que han sido previamente referenciados a UTC, para estimar la hora UTC.

UTC presenta problemas para los sistemas informáticos como Unix que guarda el tiempo como un número de segundos a partir de un tiempo de referencia. Debido a los segundos de salto, es imposible determinar qué representación va a tener una fecha futura, debido a que el número de segundos de salto que se han de incluir en la fecha son aún desconocidos.

UTC es el sistema de tiempo utilizado por muchos estándares de Internet y la World Wide Web. En particular, se ha diseñado Network Time Protocol como una forma de distribuir el tiempo UTC en Internet.

Tiempo solar

El tiempo solar es una medida del tiempo fundamentada en el movimiento aparente del Sol sobre el horizonte del lugar. Toma como origen el instante en el cual el Sol pasa por el Meridiano, que es su punto más alto en el cielo, denominado mediodía. A partir de este instante se van contando las horas en intervalos de 24 partes hasta que completan el ciclo diurno.

Sin embargo, el Sol no tiene un movimiento regular a lo largo del año, y por esta razón el tiempo solar se divide en dos categorías:

El tiempo solar aparente está basado en el día solar aparente, el cual es el intervalo entre dos regresos sucesivos del Sol al meridiano. Puede ser medido con un reloj de sol, y se corresponde con el amanecer, el mediodía o el anochecer: se basa en lo que es posible observar de manera directa.

El tiempo solar medio está basado en un sol ficticio que viaja a una velocidad constante a lo largo del año, y es la base para definir el día solar medio (24 horas u 86.400 segundos). Se corresponde con el tiempo civil y se coordina mediante el Tiempo Medio de Greenwich.

La duración de un día solar aparente varía a lo largo del año. Esto se debe a que la órbita terrestre es una elipse, con lo cual la Tierra en su movimiento de traslación se mueve más veloz cuando se acerca al Sol y más despacio cuando se aleja de él (ver Leyes de Kepler). Debido a esto, en el Hemisferio Norte los días solares aparentes son más cortos en los meses de marzo y septiembre que en los meses de junio o diciembre, produciéndose el fenómeno inverso en el Hemisferio Sur.

La diferencia entre el tiempo solar aparente y el tiempo solar medio, que en ocasiones llega a ser de 15 minutos, es llamada Ecuación de tiempo.

Órbita

La órbita es la trayectoria que recorre un cuerpo alrededor de otro bajo la influencia de alguna fuerza. Según las leyes del movimiento planetario de Kepler, las órbitas son generalmente elípticas, aunque los planetas interiores (cercanos al Sol alrededor del cual orbitan) tienen órbitas casi circulares. Con posterioridad, Newton demostró que algunas órbitas como las de ciertos cometas son hiperbólicas y otras parabólicas. Dentro de un sistema solar, los planetas, asteroides, cometas y otros objetos de menor tamaño recorren órbitas elípticas alrededor del Sol, mientras que las lunas y otros satélites hacen lo propio alrededor de los planetas. Sea cual sea la órbita seguida por el objeto, el cuerpo alrededor del que describe su trayectoria se encuentra situado en el foco de la cónica descrita, de modo que siempre pueden definirse dos puntos singulares, como son el de mayor alejamiento o afelio, y el de mayor aproximación o perihelio.

Elementos de una órbita

Seis cantidades describen la órbita de un cuerpo en el espacio:

La inclinación

La longitud del nodo ascendente

El argumento del periápside

El semieje mayor

La excentricidad

El tiempo del paso del periápside

Plano orbital

Otro valor de interés es el período de la órbita.

Clases de órbita

Las órbitas pueden clasificarse de acuerdo a su relación con el cuerpo que orbitan.

Órbita polar

Órbita ecuatorial

Órbita geoestacionaria

Órbita heliocéntrica

Órbita de transferencia de Hohmann

Los solsticios son aquellos momentos del año en los que el Sol alcanza su máxima posición meridional o boreal. En el solsticio de verano del hemisferio Norte el Sol alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Cáncer y en el solsticio de invierno alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Capricornio. Las fechas del solsticio de invierno y del solsticio de verano están cambiadas para ambos hemisferios.

A lo largo del año la posición del Sol visto desde la Tierra se mueve hacia el Norte y el Sur. Los solsticios son los momentos del año en los que la posición del Sol sobre la esfera celeste alcanza sus posiciones más boreales o australes. Los solsticios son los dos puntos de la esfera celeste en la que el Sol alcanza su máxima declinación norte ( + 23º 26') y su máxima declinación sur (-23º 26') con respecto al ecuador celeste.

La existencia de los solsticios está provocada por la inclinación axial del eje de la Tierra. En los solsticios la longitud del día y la altura del Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro día del año. En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios. Las fechas de los solsticios son idénticas al paso astronómico de la primavera al verano y del otoño al invierno.

Un observatorio es una construcción o lugar donde se observan fenómenos celestes o terrestres. Estos se instalan en lugares que posean un clima, o las condiciones apropiadas para la observación de aquello que se pretende estudiar. Las disciplinas que hacen uso de observatorios son múltiples, es el caso de la astronomía, climatología, geología, meteorología y vulcanología.

El primer radiotelescopio fue el radiotelescopio de 9 metros construido por Grote Reber en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por tescopios y

conjuntos de telescopios más modernos.

El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia) con su antena circular de 576 metros de diámetro (Descripción del RATAN-600). El radiotelescopio más grande de Europa es la antena de 100 metros de diámetro situada en Effelsberg, Alemania, que además fue el telescopio totalmente móvil más grande durante 30 años, hasta que se inauguró el Green Bank Telescope en el 2000. El radiotelescopio más grande de los EEUU hasta 1998 era el Big Ear de la Universidad Estatal de Ohio. El tamaño típico de una antena de radiotelescopio es de 25 metros. Hay docenas de radiotelescopios de dimensiones similares funcionando en radio observatorios de todo el mundo.

El radiotelescopio más conocido (a pesar de que no es móvil) probablemente sea al radiotelescopio de Arecibo, situado en Arecibo, Puerto Rico.

El Very Large Array. Como muchos otros telescopios, éste es un array interferométrico formado por muchos telescopios más pequeños.Otro radiotelescopio muy conocido es el Very Large Array (VLA), en Socorro, Nuevo Mexico. Éste telescopio consta de un array interferométrico formado por varios receptores.

El conjunto de radiotelescopios actualmente lo más grande es el GMRT.

Otro conjunto aun más grande, el 'LOw Frequency ARray' (LOFAR), está en construcción en Europa occidental (Holanda y Germania), formado por 25000 pequeñas antenas distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro.

La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía.

Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.

Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados

El Espectrómetro es un aparato capaz de analizar el espectro característico de un movimiento ondulatorio. Se aplica a variados instrumentos que operan sobre un amplio campo de longitudes de

onda, desde rayos gamma y rayos X hasta los límites infrarrojos o en el sonido.

Espectroscopios

Un espectrómetro óptico o espectroscopio, es un instrumento que sirve para

medir las propiedades de la luz en una determinada porción del espectro electromagnético. La variable que se mide generalmente es la intensidad de la luz pero se puede medir también el estado de polarización, por ejemplo. La variable independiente suele ser la longitud de onda de la luz, generalmente expresada en submúltiplos del metro, aunque alguna vez pueda ser expresada en cualquier unidad directamente proporcional a la energía del fotón, como la frecuencia o los electrón-voltios, que mantienen un relación inversa con la longitud de onda. Se utilizan espectrómetros en espectroscopía para producir líneas espectrales y medir sus longitudes de onda e intensidades.

En general, un instrumento concreto sólo operará sobre una pequeña porción de éste campo total, debido a las diferentes técnicas necesarias para medir distintas porciones del espectro. Por debajo de las frecuencias ópticas (es decir, microondas, radio y audio), el analizador de espectro es un dispositivo electrónico muy parecido.

Los espectrómetros conocidos con el nombre de espectroscopios se utilizan en el análisis espectroscópico para identificar materiales. El espectroscopio fue inventado por Gustav Robert Georg Kirchhoff y Robert Wilhelm Bunsen. Se usan espectroscopios en astronomía y en algunas ramas de la química. Los primeros espectroscopios eran un simple prisma con graduaciones que marcaban las distintas longitudes de onda de la luz. Los espectroscopios modernos suelen utilizar una rejilla de difracción, ranuras móviles, y algún tipo de fotodetector, todo ello automatizado y controlado por un ordenador.

Cuando se calienta un material hasta la incandescencia emite una luz cuyo espectro depende de la configuración atómica del material. Cada grupo de frecuencias de luz hace aparecer bandas claramente definidas en la escala que son su huella característica (algo así como las huellas digitales de los humanos). Por ejemplo, el sodio tiene una banda doble amarilla muy característica conocida como las líneas-D del sodio a 588,9950 y 589,5924 nanómetros, y cuyo color le resultará familiar a quien haya visto una lámpara de vapor de sodio de baja presión.

En el diseño original del espectroscopio del siglo XIX, la luz atravesaba una rendija y una lente colimadora transformaba la luz en un un haz de rayos paralelos. La luz pasaba entonces a través de un prisma que refractaba el haz en un espectro, debido a que las distintas longitudes de onda se refractaban de diferente manera por la dispersión. Esta imagen se puede ver a través de un tubo con una escala superpuesta sobre la imagen espectral, permitiendo su lectura directa.

Con el desarrollo de la película fotográfica, pudieron diseñarse espectrógrafos más precisos. Se basaban en el mismo principio que el espectroscopio, pero tenían una cámara en lugar de un tubo para mirar. En los últimos años, los circuitos electrónicos construidos junto al tubo fotomultiplicador han sustituido a la cámara, permitiendo el análisis espectrográfico en tiempo real con mucha más precisión. También se utilizan hileras de fotosensores en lugar de películas fotográficas. Dicho análisis espectral, o espectroscopia, se ha convertido en una importante herramienta científica para analizar la composición de materiales desconocidos y para el estudio de fenómenos astronómicos y probar teorías astronómicas.

Espectrógrafos

Un espectrógrafo es un instrumento capaz de expresar una forma de onda en un gráfico. Hay varios tipos de áparatos denominados espectrógrafos, dependiendo de la naturaleza de las ondas.

Usos ópticos

En óptica, un espectrógrafo separa la luz que le llega de acuerdo a su longitud de onda y registra el espectro electromagnético en un detector. Es un tipo de espectrómetro y ha sustituido al espectroscopio en aplicaciones científicas.

En astronomía se utilizan espectrografos muy frecuentemente. Se instalan en el foco de un telescopio que puede estar situado en un observatorio terrestre o en una nave espacial.

Los primeros espectrógrafos usaban papel fotográfico como detector. La clasificación estelar y el descubrimiento de la secuencia pricipal, la ley de Hubble y la secuencia de Hubble fueron posibles gracias a los espectrógrafos que utilizaban papel fotográfico.

Los espectrógrafos más recientes utilizan detectores electrónicos, como CCD's que puedes utilizarse tanto para luz visible, como para ultravioleta. La elección exacta del detector depende de las longitudes de onda que se quiera registrar.

Se denomina telescopio (palabra compuesta de las partículas tele- y -scopio, "ver lejos") a cualquier instrumento que permite ver objetos lejanos. Ha sido de gran importancia para poder determinar muchas teorías respecto al Universo. Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes holandés, alrededor de 1608.

Galileo Galilei tuvo noticias de este invento y decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a este planeta.

Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre telescopio fue propuesto primero por el matematico griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo; cena en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo.

Existen varios tipos de telescopio, notablemente refractores, que utilizan lentes, reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la cromática característica de los telescopios refractores.

El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su objetivo. Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas

galaxias). Los telescopios que superan los 0,20 m de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.

Características

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:

Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, pero se define como la distancia del espejo principal hasta el final del tubo.

Diámetro del objetivo: Diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.

Ocular: Accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.

Lente de Barlow: Lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.

Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material suele ser beneficioso y se ubica delante del ocular.

Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)

Magnitud límite: es la magnitud máxima que se puede ver en un lugar dado, es decir, el brillo de la estrella mas débil visible.

Trípode: Conjunto de tres patas generalmente de aluminio que le dan soporte y estabilidad al telescopio.

Portaocular: Orificio dónde se colocan el ocular y la lente de Barlow.

Telescopios famosos

El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.

El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 metros de diámetro. Pertenece al ESO y fue construido en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos. El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.

Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un objetivo de un diámetro de 100 metros.

El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un largo de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir. El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan. El refractor de 91 centímetros del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo. El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.

Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Sir Isaac Newton diseñó el primer reflector alrededor de 1670. Este primer reflector fue diseñado para evitar el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes

acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.

El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m.

Consideraciones técnicas

El espejo primario es el elemento óptico principal de un telescopio reflector. La distancia entre el espejo y el plano en el que se forma la imagen se llama focal. En el plano focal se puede situar un instrumento científico como una CCD o un espectrógrafo o un ocular para la observación visual directa. Los telescopios reflectores eliminan la aberración cromática pero poseen otros tipos de aberraciones ópticas. Algunos telescopios disponen de diseños más complejos para corregir algunas de estas aberraciones.

Aberración esférica (el plano imagen es curvado si el espejo se desvía de la forma ideal parabólica).

Coma.

Distorsión del campo de visión.

Las principales ventajas de los reflectores con respecto a los refractores son: En una lente el volumen completo de la lente ha de estar libre de imperfecciones mientras que en un espejo basta con asegurar la perfección de su superficie. La luz de diferentes longitudes de onda atraviesa la lente medio a diferentes velocidades causando una aberración cromática. La creación de lentes acromáticas de gran tamaño que corrijan este defecto es un proceso muy costoso. Este problema es inexistente en un espejo. Existen problemas estructurales importantes para manipular lentes de gran apertura. Las lentes solo pueden ser sujetas por sus extremos y si son de gran tamaño la distorsión producida por la gravedad puede distorsionar la imagen. Un espejo puede ser sujeto por toda su superficie evitando este problema.

Newtoniano.

Cassegrain. Desarrollado poco después que los telescopios newtonianos en el Siglo XVII.

Ritchey-Chretien. La más utilizada en los telescopios profesionales.

Gregory. Gracias a un espejo secundario cóncavo permiten obtener una imagen no invertida apta para la observación terrestre. No son muy populares en la actualidad.

Schmidt-Cassegrain. El espejo primario parabólico se sustituye por un espejo esférico y la aberración esférica se corrige con una placa de Schmidt en el espejo secundario. Permite combinar buenas características de reflectores y refractores y se suelen utilizar para obtener imágenes de amplio campo. También son populares entre los amateurs.

Schmidt. Utilizado para fotografías de gran campo.

Newtoniano

Cassegrain

Schmidt-Cassegrain

Maksutov

En la actualidad se estudia la posibilidad de utilizar un líquido rotante sobre una superficie para formar un paraboloide perfecto que refleje la luz. Tales telescopios se conocen como telescopios de espejo líquido (LMT de sus siglas en inglés) y permitirían espejos de gran tamaño. Por ahora este tipo de telescopio reflector solamente se ha probado con éxito con aberturas de 1.5 y 3 m.

El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños

El principal problema de usar una montura altazimutal es que ambos ejes tienen que ajustarse continuamente para compensar la rotación de la Tierra. Incluso haciendo esto controlado por ordenador, la imagen gira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de la estrella con el polo celeste (declinación). Este efecto hace que una montura altazimutal resulte poco práctica para realizar fotografías de larga

exposición con pequeños telescopios.

La mejor solución para telescopios astronómicos pequeños consiste en inclinar la montura altazimutal de forma que el eje de azimut resulte paralelo al eje de rotación de la Tierra; a esta se la denomina una montura ecuatorial.

Existen varios tipos de montura ecuatorial, entre los que se pueden destacar la alemana y la de horquilla.

Otras monturas

Los grandes telescopios modernos usan monturas altazimutales controladas por ordenador que, para exposiciones de larga duración, o bien hace girar los instrumentos, o tiene rotadores de imagen de tasa variable en una imagen de la pupila del telescopio.

Hay monturas incluso más sencillas que la altazimutal, generalmente para instrumentos especializados. Algunos son: de tránsito meridiano (sólo altitud); fijo con un espejo plano móvil para la observación solar; de rótula (obsoleto e inútil para astronomía).