Iniciación a la Astronomía (parte IV)

Las coordenadas horizontales son aquellas que están referidas al horizonte del observador. El origen de las coordenadas es un sistema topocéntrico cuyo eje fundamental es la vertical del lugar (línea que sigue la dirección de la plomada). El punto de intersección con la esfera celeste situado encima del observador es el cenit, mientras que el punto opuesto es el nadir. El círculo fundamental es el horizonte del lugar. Los círculos menores paralelos al horizonte del lugar se denominan almucantarates y lo semicírculos máximos que pasan por el cenit, nadir y un astro determinado se denominan círculos verticales o vertical del astro.

Las coordenadas horizontales son la altura (altitud) y el acimut. La altitud es la altura del astro sobre el horizonte (arco de semidiámetro vertical comprendido entre el horizonte del lugar y el centro del astro); se mide de 0º a 90º a partir del horizonte, y tiene signo positivo para los astros situados por encima del horizonte y signo negativo para los situados por debajo del mismo; se representa por la letra h.

También se usa, en vez de la altura, la distancia cenital, es el arco de semidiámetro vertical comprendido entre el cenit y el centro del astro. Se representa por Z y se relaciona con la altura por la ecuación:

h = 90º - Z

El acimut es el arco del horizonte medido en sentido retrógrado desde el punto Sur hasta la vertical del astro. Su valor va de 0º a 360º y se representa por la letra A o a.

En el sistema de coordenadas horizontales, la altitud y el acimut de los astros varían por la rotación terrestre y según el horizonte del observador.

Estos ejes de coordenadas son los que tienen los telescopios con montura acimutal. Veamos una imagen de este tipo de coordenadas.

El origen de las coordenadas horarias o ecuatoriales locales es el centro de la Tierra, es decir, es un sistema geocéntrico.

El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al ecuador celeste reciben el nombre de paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.

Las coordenadas horarias.- Son el ángulo horario y la declinación. El ángulo horario es el arco de ecuador celeste medido en sentido retrógrado desde el punto de intersección del meridiano del lugar con el ecuador hasta el círculo horario de un astro; se mide en horas, minutos y segundos, desde las 0 horas hasta las 24 horas y se representa por H.

La declinación es el arco del círculo horario comprendido entre el ecuador celeste y el centro del astro, medido de 0º a 90º a partir del ecuador; su valor es positivo cuando corresponde a un astro situado en el hemisferio boreal, y negativo cuando lo está en el hemisferio austral, se representa por d.

En vez de la declinación se mide la distancia polar, es el arco del círculo horario medido desde el polo boreal hasta el centro del astro. Se representa por p y se relaciona con la declinación por la fórmula:

p + d = 90º

El tiempo puede expresarse en unidades angulares. Veamos:

-El ángulo horario de 1 hora corresponde a 15º

-El ángulo horario de 1 minuto corresponde a 15

-El ángulo horario de 1 segundo correspnde a 15 .

-1º corresponde a un ángulo horario de 4 minutos.

-1 corresponde a un ángulo horario de 4 segundos.

-1 corresponde a un ángulo horario de 1/15 segundos.

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

Las coordenadas ecuatoriales absolutas son aquellas que están referidas al ecuador celeste. Surgieron por los inconvenientes que presentaban la utilización de las coordenadas ecuatoriales locales.

El eje fundamental es el eje del mundo, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados polos. El plano fundamental es el ecuador celeste, y los círculos menores paralelos al mismo son los paralelos celestes o círculos diurnos de declinación.

Las coordenadas ecuatoriales absolutas son: la declinación y la ascensión recta. La declinación (d) ya se ha definido en el sistema de coordenadas horarias. La ascensión recta es el arco del ecuador celeste medido en sentido directo a partir del Punto Aries hasta el meridiano que contiene el astro. Varía de 0 horas a 24 horas y antiguamente se representaba por A.R. Pero actualmente se representa por a.

La ascensión recta está relacionada con el ángulo horario por la ecuación fundamental de la Astronomía de Posición.

t = a + H

Siendo t la hora sidérea. Estas coordenadas son universales ya que no dependen ni del lugar, ni del instante de la observación.

Las coordenadas eclípticas son aquellas coordenadas que están referidas a la eclíptica.

Son las más útiles para el estudio de las posiciones planetarias ya que se mueven dentro de la franja de la eclíptica.

El eje fundamental es el denominado eje de la eclíptica que corta a la esfera celeste en dos puntos denominados polos de la eclíptica. El círculo fundamental es la eclíptica. Los semicírculos máximos que pasan por los polos se denominan máximos de longitud y entre ellos, aquél que pasa por el Punto Aries se denomina primer máximo de longitud. Los paralelos se llaman paralelos de latitud celeste.

Las coordenadas eclípticas son la longitud celeste y la latitud celeste. Se llama longitud celeste al arco de la eclíptica medido en sentido directo, que va desde el Punto Aries hasta el máximo de longitud de un astro; se mide en grados, desde 0º hasta 360º, y se representa por l.

La latitud celeste es el arco máximo de longitud que pasa por el astro comprendido entre la eclíptica y el centro del astro, medido a partir de la eclíptica. Su valor oscila entre 0º y 90º y se representa por b.

En este sistema no se toma nunca la distancia medida desde el polo de la eclíptica.

Estas coordenadas son universales ya que no dependen ni del lugar, ni del instante de la observación.

En los próximos e-mails vamos a tratar en profundidad el Sistema Solar para poder conocer todos los fenómenos que ocurren en él vistos desde la Tierra.

Las leyes de Kepler.- La naturaleza de las órbitas de los planetas fue uno de los problemas astronómicos más difíciles. Fue resuelto en el siglo XVII por el astrónomo alemán Johannes Kepler. El descubrimiento de sus tres leyes (sobre el movimiento de los planetas alrededor del Sol) se debe a los cálculos de gran precisión que hizo su maestro Tycho Brahe sobre el planeta Marte. La primera ley la enunció en 1609 y la tercera en 1618.

La primera ley dice que "todos los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos".

La segunda ley dice que "las áreas barridas por los radios-vectores, la recta que une al planeta con el Sol, son proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas, es decir, en tiempos iguales son iguales".

La tercera y última ley dice "los cuadrados de los periodos (T) de los planetas (el periodo es el tiempo que tarda un planeta en completar su revolución) son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores (D) de estas órbitas".

T2 = K. D3

De estas tres leyes se deducen tres importantes consecuencias de las que hablaremos en el próximo capítulo.

Según la 1ª ley, al ser las órbitas de los planetas elipses y ocupando el Sol uno de sus focos la distancia del planeta al Sol varía siendo la distancia mínima cuando el planeta se encuentra en el perihelio y la distancia máxima cuando el planeta se encuentra en afelio. La línea que va desde el perihelio al afelio se denomina línea de los ápsides.

Las elipses de los planetas tienen poca excentricidad (máxima 0,247 para Plutón), o sea, sus órbitas son casi circulares. Los planetas recorren sus órbitas en sentido directo (contrario al de las agujas del reloj para un observador situado en el Polo Norte).

Según la 2ª ley, la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor en el perihelio que en el afelio, por ser la distancia al Sol en el primero menor que en el segundo. Es decir "que en tiempos iguales los arcos de elipse recorridos por un planeta son tanto mayores cuanto más cercano se encuentra el planeta al Sol". Esta diferencia de velocidades, como posteriormente demostró Newton, es debida a la atracción que la masa del Sol ejerce sobre la masa del planeta, por lo que al estar el planeta próximo al Sol aumenta la atracción y su velocidad es mayor.

Según la 3ª ley, se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas los planetas es tanto menor cuanto más alejados se encuentren los planetas del Sol.

Las tres leyes de Kepler también se cumplen en los movimientos de los satélites alrededor de sus planetas.