La esfera celeste: las estrellas y el Sol

Transcripción

1 Diapositiva 1 Curso de Introducción a la Astronomía y Astrofísica Diapositiva 2 3 de marzo de 2015 La esfera celeste: las estrellas y el Sol Ponentes: Gustavo Martínez y Pedro Velasco Sesión 2 Diapositiva 3 Diapositiva 4 Situación de los astros en la esfera celeste Para situar un astro en la esfera celeste no se tiene en cuenta la distancia que nos separa de él, basta con referirse a su proyección sobre la esfera celeste, cuyo radio es arbitrario. Por tratarse de una superficie, la posición de un astro queda determinada con un par de coordenadas. Al ser una superficie esférica es apropiado usar ángulos. Un círculo máximo tiene 360º. Cada grado se subdivide en 60 minutos de arco (60'), y éstos en 60 segundos de arco (60'').

2 Diapositiva 5 Coordenadas celestes Coordenadas horizontales El sistema de coordenadas horizontales (o altacimutales) tiene al plano del horizonte como plano fundamental. La altura del astro da su separación sobre el horizonte, yendo de 0º si se encuentra en el mismo horizonte hasta 90º si está en el cenit. El acimut nos indica cuánto a la derecha del punto cardinal Sur se encuentra el astro (en sentido Oeste, de 0º a 360º). En la figura se señala un astro a 30º de altura y 280º de acimut. Según otra convención el acimut se mide a partir del punto cardinal Norte en el mismo sentido. Este sistema es sencillo pero tiene el inconveniente de que los astros van cambiando continuamente sus coordenadas, y éstas también son diferentes para cada observador. Diapositiva 6 Coordenadas celestes El Punto Vernal El problema anterior se soluciona definiendo un sistema de coordenadas basado en un plano fundamental único para todos los observadores: el ecuador celeste. El punto fundamental de este nuevo Oblicuidad de la eclíptica 23,5º γ PUNTO VERNAL o PRIMER PUNTO DE ARIES sistema de coordenadas es el Punto Vernal (o Primer Punto de Aries), que es uno de los dos puntos de corte del ecuador celeste con la eclíptica, en concreto aquél que ocupa el Sol en el equinoccio de marzo. Diapositiva 7 Coordenadas celestes Coordenadas ecuatoriales En este sistema de coordenadas ecuatoriales se define la declinación de un astro como el ángulo δ, medido sobre el meridiano celeste que pasa por el astro, que lo separa del ecuador celeste; en el hemisferio norte celeste va de 0º para los astros situados en el ecuador hasta +90º si está situado en el Polo norte celeste, y de 0º a -90º para los situados en el hemisferio sur celeste. La ascensión recta de un astro es el ángulo α, medido sobre el ecuador celeste en sentido Este, que va desde el Punto Vernal hasta el meridiano del astro. El círculo máximo se divide en este caso en 24 horas. El astro del ejemplo tiene una declinación de 30º y una ascensión recta de 2 horas. Diapositiva 8 En el planisferio celeste se muestran las coordenadas ecuatoriales de las estrellas. Para ello están dibujados los meridianos celestes cada hora de ascensión recta (rectas que convergen en el Polo norte celeste) y los paralelos celestes cada 10º de declinación (círculos concéntricos). La escala de declinación se indica a lo largo de dos meridianos. La escala de ascensión recta es la escala exterior del planisferio, y muestra divisiones cada 5 minutos.

3 Diapositiva 9 Diapositiva 10 SOLSTICIO DE DICIEMBRE EQUINOCCIO DE MARZO EQUINOCCIO DE SEPTIEMBRE SOLSTICIO DE JUNIO Para un observador terrestre, el movimiento de la Tierra en torno al Sol se traduce en el aparente recorrido del Sol por la eclíptica a lo largo del año. La Tierra avanza por su órbita con su eje de giro inclinado hacia un punto determinado de la esfera celeste, dando lugar a las estaciones. Movimiento aparente del Sol Las estaciones El paso del Sol por los equinoccios da inicio a la primavera y al otoño: al pasar por los solsticios da inicio al verano y al invierno. Por ejemplo, en el solsticio de junio se inicia el verano en el hemisferio norte terrestre; el sol alcanzará mayor altura y calentará más, mientras que en el hemisferio sur sus rayos llegarán más rasantes, calentando menos por tanto: allí comienza el invierno. Diapositiva 11 Diapositiva 12 Movimiento aparente del Sol en los solsticios y equinoccios Madrid 40º Visto desde la latitud de Madrid, en los equinoccios (inicio de la primavera y otoño) el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste 12 horas más tarde, culminando al mediodía a unos 50º de altura sobre el Sur. En el solsticio de junio (inicio del verano) sale a la izquierda del Este, culmina a unos 73,5º de altura y se pone a la derecha del Oeste después de haber descrito un gran arco durante más de 15 horas. En el solsticio de diciembre (inicio del invierno) sale a la derecha del Este, culmina a 26,5º y se pone a la izquierda del Oeste, tras haber descrito un pequeño arco en poco más de 9 horas. Las coordenadas celestes nos permiten localizar con gran precisión un astro sobre la esfera celeste. Pero además necesitamos poder referirnos también con precisión a un determinado instante de tiempo, en el que vaya a suceder determinado fenómeno astronómico. Diapositiva 13 La medida del tiempo Patrones de medida Desde la antigüedad los ciclos de la naturaleza sirvieron como patrones para medir el tiempo. La rotación de la Tierra determina la sucesión del día y la noche, dando lugar a una unidad de tiempo llamada día. El giro de la Luna alrededor de la Tierra, con el consiguiente cambio de fase, determina la alternancia de noches claras y oscuras, dando lugar al mes. La traslación de la Tierra alrededor del Sol con su eje inclinado produce las estaciones, dando lugar al año.

4 Diapositiva 14 Diapositiva 15 T.U. HORA SOLAR T.U. HORA OFICIAL MADRID +15min +1h +1h HORA OFICIAL (invierno) HORA SOLAR HORA OFICIAL (verano) La unidad fundamental para la medida del tiempo es el día, con sus fracciones las horas, los minutos y los segundos. Existen diversas escalas para la medida del tiempo. La Hora oficial es la que marcan nuestros relojes, y puede ser diferente según en qué pais o región nos encontremos. El Tiempo Universal (T.U.) es el que se usa en astronomía, y es único para todo el planeta. La hora solar dependerá de nuestra localización exacta y tendremos que usarla en algunos casos. Según nuestra localización geográfica estas tres escalas de tiempo diferirán en unas determinadas cantidades. En el caso de Madrid, tendremos que restar 1 hora a nuestra hora oficial (2 horas si rige el horario de verano) para saber qué hora es en la escala de T.U. Y tendremos que restar 15 minutos adicionales para saber cuál es nuestra hora solar en ese preciso instante. Diapositiva 16 Diapositiva 17 Diapositiva 18 HORA SIDÉREA La culminación superior del Punto Vernal (A.R.= 0h) marca el inicio de un nuevo día sidéreo. Coincide con la A.R. de los astros que están culminando en ese instante. Es constante a lo largo del año. Es diferente en cada longitud geográfica. Ejemplo: Castellón 0.00 T.S. Madrid T.S. del día anterior. No se ajusta a los periodos de luz y oscuridad. HORA SOLAR La culminación inferior del Sol marca el inicio de un nuevo día solar. Es diferente en cada longitud geográfica. Ejemplo: Castellón T. Solar Madrid T. Solar No es constante a lo largo del año. El día es el tiempo que tarda la esfera celeste en completar su giro aparente alrededor del observador. Si para medir su duración tomamos una estrella como referencia obtendremos el día sidéreo, o tiempo transcurrido entre dos culminaciones superiores sucesivas de una estrella. Si lo que medimos es el tiempo transcurrido entre dos culminaciones sucesivas del Sol, tendremos el día solar. Éste último es unos 4 minutos más largo que el sidéreo debido al avance hacia el Este del Sol por la eclíptica. En realidad se toma el Punto Vernal, y no una estrella, para definir la duración del día sidéreo (la diferencia es despreciable). El inicio de un nuevo día sidéreo (las 0 horas) lo marca la culminación superior del Punto Vernal, por tanto la hora sidérea siempre coincide con la ascensión recta de un astro que está culminando. Ventaja: ofrece una escala de tiempo constante. Inconveniente: no se ajusta a los periodos de luz y oscuridad (no sirve para la vida cotidiana). Este último inconveniente desaparece si adoptamos el día solar como escala para medir el tiempo. La culminación superior del Sol marca la mitad del día (las 12 horas). Pero a cambio perdemos la constancia que nos ofrece el día sidéreo, ya que debido a que el Sol recorre la eclíptica con velocidad aparente no uniforme, no siempre transcurre el mismo tiempo entre dos culminaciones sucesivas del Sol, obteniéndose días de diferente duración.

5 Diapositiva 19 La medida del tiempo Día solar verdadero y día solar medio Para eliminar ese problema ideamos un sol ficticio, llamado sol medio, que recorre el ecuador celeste a velocidad constante (la velocidad promedio del Sol) y definimos el día solar medio (para diferenciarlos, al día solar definido previamente lo llamamos día solar verdadero) como el tiempo transcurrido entre dos culminaciones sucesivas del sol medio. SOL MEDIO Diapositiva 20 La medida del tiempo Día solar verdadero y día solar medio La Ecuación de Tiempo nos da la hora solar media a la que se produce la culminación del Sol verdadero. A mediados de febrero el Sol culmina a las hora solar media, mientras que a finales de octubre y principios de noviembre lo hace a las hora solar media. Este cuarto de hora que se retrasa o adelanta el mediodía verdadero no supone un gran inconveniente, por lo que adoptamos la hora solar media como escala definitiva para medir el tiempo. Diapositiva 21 La medida del tiempo Día solar verdadero y medio La variación de altura a la que culmina el Sol a lo largo del año, unida al retraso o adelanto en culminar, se podría registrar si tomáramos una foto al Sol cada día, siempre a la misma hora solar media y manteniendo fija la cámara. Superponiendo todos los fotogramas, las imágenes del Sol se distribuirían a lo largo de una curva que llamamos analema. Si el sol medio realmente existiera, aparecería siempre en la misma posición, hacia el centro del analema. Diapositiva 22 HORA SOLAR MEDIA (Hora Local) La culminación inferior del Sol Medio marca el inicio de un nuevo día solar medio. Sí es constante a lo largo del año. A la hora solar media también se le llama en ocasiones hora local, pues al igual que las otras previamente definidas, es diferente para cada localización terrestre, en concreto depende de la longitud geográfica del observador. Diapositiva 23 Es diferente en cada longitud geográfica. Ejemplo: Castellón T.Solar medio Madrid T.Solar medio. La medida del tiempo Día solar medio Para la vida ordinaria esto no es muy cómodo. Cuando en Castellón son las hora solar media (por estar allí culminando el sol medio), en Barcelona son las porque allí el sol medio culminó hace 10 minutos, y en Madrid son las porque aún falta un cuarto de hora para que culmine. La hora solar media depende de la longitud

6 Diapositiva 24 Esto se evita definiendo la Hora oficial, que es la misma dentro de un determinado país o región. Diapositiva 25 La medida del tiempo Husos horarios, hora oficial El globo terrestre se divide en 24 husos horarios, cubriendo cada uno 15º de longitud geográfica. El centro del huso cero lo ocupa el Meridiano de Greenwich. Al pasar a un huso situado al este deberíamos adelantar 1 hora los relojes, y retrasarla si pasamos al que tengamos al oeste. En la práctica los husos se adaptan a las fronteras de los países y regiones. Muchos países, entre ellos España, cambian su hora oficial dos veces al año. Diapositiva 26 En astronomía se prefiere un tiempo único TIEMPO UNIVERSAL para todo el planeta y que no sufra adelantos ni retrasos estacionales, para poder referirse a los fenómenos celestes sin ambigüedad. Así se define el Tiempo Universal como la hora solar media del meridiano de Greenwich. TU = Diapositiva 27 HORARIO DE INVIERNO HORA OFICIAL Hora oficial = + 1h En España la hora oficial peninsular va una hora adelantada sobre el T.U. entre el último domingo de octubre y el último domingo de marzo, mientras que va dos horas adelantada sobre el T.U. el resto del año. HORARIO DE VERANO Hora oficial = + 2h Diapositiva 28 ASPECTO DEL CIELO 1ª semana de marzo a las 00:00 T.U. 2ª semana de marzo a las 23:30 T.U. 3ª semana de marzo a las 23:00 T.U. 4ª semana de marzo a las 22:30 T.U. 1ª semana de abril a las 22:00 T.U. Para usar un planisferio celeste giratorio tenemos que usar la hora solar media del lugar donde nos encontremos (la hora solar media de Madrid va atrasada 15 minutos sobre el T.U.). Los planisferios que aparecen en la Guía del cielo son válidos para las fechas y horas que indica la leyenda. Se indica en T.U. porque se refieren al cielo visible en Castellón. En Madrid esos cielos se verán 15 minutos más tarde.

7 Diapositiva 29 ASPECTO DEL CIELO 1ª semana de marzo a las 02:00 T.U. 2ª semana de marzo a las 01:30 T.U. 3ª semana de marzo a las 01:00 T.U. 4ª semana de marzo a las 00:30 T.U. 1ª semana de abril a las 00:00 T.U. 2ª semana de abril a las 23:30 T.U. 3ª semana de abril a las 23:00 T.U. 4ª semana de abril a las 22:30 T.U. 1ª semana de mayo a las 22:00 T.U. Conviene extrapolar los datos de la leyenda para elegir el mapa que más se aproxime al momento de nuestra observación. Por ejemplo, el mapa que aparece en abril indica el cielo visible en Castellón la primera semana de marzo a las 2:00 T.U. (que será visible en Madrid a las 2:15 T.U. o lo que es lo mismo, a las 3:15 Hora oficial). Diapositiva 30 Diapositiva 31 El mes es otra unidad de tiempo más larga que el día. Si lo definimos como el tiempo que invierte la Luna en recorrer todo el zodiaco estaremos hablando del mes sidéreo (27 días y 8 horas aprox.). El mes sinódico es el tiempo transcurrido entre dos fases iguales consecutivas (29 días y 13 horas aprox.) La diferencia entre mes sidéreo y mes sinódico se puede apreciar observando la Luna, por ejemplo el 21 de agosto de Ese día al anochecer la veremos en fase creciente cerca de la estrella de Libra Zuben Elgenubi. Diapositiva 32 Transcurridos 27 días (el 17 de septiembre) vuelve a acercarse a la misma estrella, aunque su fase es mucho más reducida que un mes sidéreo antes. Deben pasar dos días para que vuelva a tener casi la misma fase que 29 días atrás. Diapositiva 33 El año es la mayor de las tres unidades que aquí definimos. Tal y como hicimos con el día y el mes podemos definir distintos tipos de años. El año sidéreo es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por delante de la misma estrella. El año trópico es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el Punto Vernal.

8 Diapositiva 34 La medida del tiempo Año sidéreo y año trópico Un año trópico dura: Un año sidéreo dura: días horas minutos segundos días horas minutos segundos El año trópico tiene menor duración que el sidéreo porque el Punto Vernal se va desplazando lentamente con respecto al fondo de estrellas, debido a un movimiento de la Tierra llamado precesión de los de tiempo solar medio Diapositiva 35 Sesión 2 - La esfera celeste: las estrellas y el Sol Diapositiva 36 La medida del tiempo El calendario Unidades para elaborar el calendario Día solar medio = es la unidad básica Mes sinódico = 29, dsm Año Trópico = 365, dsm = 12, meses sinódicos Diapositiva 37 La medida del tiempo El calendario La reforma gregoriana del calendario (1582) 1700 común 1800 común 1900 común 2000 bisiesto 2100 común 2200 común 2300 común 2400 bisiesto Diapositiva 38 La medida del tiempo El calendario En cada periodo de 400 años hay: 303 años comunes (de 365 días) y 97 años bisiestos (de 366 días). 303 * 365 días 97 * 366 días * 365,2425 días El calendario utiliza una combinación de las tres unidades de tiempo definidas, días, meses y años, para referirnos a una fecha de una manera lo más sencilla posible. Un calendario debe elaborarse con los días solares medios (que marca la sucesión del día y de la noche), y como unidades mayores los meses sinódicos (sucesión de noches claras y oscuras) y el año trópico (sucesión de las estaciones). El problema es que no hay un número entero de días en un mes o en un año. Nuestro calendario cuenta desde la reforma juliana (hace unos años) con años bisiestos que se intercalaban cada cuatro años, resultando una duración promedio del año de 365,25 días, que apenas difiere del año trópico. Pero esa pequeña diferencia fue desviando progresivamente el incio de las estaciones; en el siglo XVI el inicio de la primavera sucedía ya el 11 de marzo, en lugar del 21. La reforma gregoriana restableció el inicio de la primavera el 21 de marzo al suprimir 10 días del mes de octubre de 1582 y evitó un futuro desajuste estableciendo que serían años comunes y no bisiestos los años 1700, 1800, 1900, (esto es, los múltiplos de 100 serán años comunes, salvo que sean a la vez múltiplos de 400). De esta manera, la duración del año civil es sólo 26 segundos superior al año trópico, y tendrán que transcurrir más de años para que las estaciones adelanten un día su fecha de inicio.

9 Diapositiva 39 Diapositiva 40 El cielo en otras latitudes Trayectorias del Sol Polo Norte Al cambiar el observador de latitud en el globo terrestre, varía la porción de esfera celeste visible, así como sus movimientos aparentes. Desde el polo norte sólo se divisa el hemisferio norte celeste. El polo norte celeste coincide con el cenit y los astros se mueven paralelamente al horizonte. Las estrellas no tienen ortos ni ocasos, salvo el Sol, que es visible durante seis meses y está otro tanto bajo el horizonte. 90º Diapositiva 41 El cielo en otras latitudes Círculo polar ártico Trayectorias del Sol Desde un lugar situado en el círculo polar ártico el Sol no llega a ocultarse el día del solsticio de junio, rozando el punto cardinal Norte a medianoche (sol de medianoche). Por otro lado, el día del solsticio de diciembre el Sol sólo llega a asomar un instante por el punto cardinal Sur a mediodía. 66,5º Diapositiva 42 El cielo en otras latitudes Trópico Cáncer Trayectorias del Sol Desde un lugar situado en el trópico de Cáncer, el Sol alcanza el cenit el mediodía del solsticio de junio. 23,5º Diapositiva 43 El cielo en otras latitudes Ecuador 0º Trayectorias del Sol Desde el ecuador es posible divisar ambos hemisferios celestes. Los polos celestes coinciden con los puntos cardinales Norte y Sur y las estrellas salen y se ocultan perpendicularmente al horizonte. El Sol alcanza el cenit al mediodía de los equinoccios, alcanzando una altura inferior, aunque de todas formas elevada, en ambos solsticios.

10 Diapositiva 44 Con el transcurrir de los siglos podría apreciarse un lento giro aparente de la esfera estrellada, que ya fue descrito por Hiparco hace más de años, en base a antiguas posiciones de estrellas observadas por los Caldeos. Diapositiva 45 El cielo en otras épocas La precesión La precesión de los equinoccios es un movimiento de la Tierra por el que su eje de rotación describe un cono en el espacio alrededor del polo de la eclíptica, en un periodo cercano a años. Se debe principalmente a la atracción que ejerce el Sol sobre el abombamiento ecuatorial terrestre. Diapositiva 46 El cielo en otras épocas La precesión La primera consecuencia de la precesión para un observador del cielo es que van a ir desfilando distintas estrellas por los polos celestes. Hace años era Thuban, la α del Dragón, la estrella que se situaba junto al polo norte celeste. Las coordenadas ecuatoriales (ascensión recta y declinación) de las estrellas irán cambiando, de forma que el número de constelaciones visibles desde un determinado lugar irá cambiando, así como la estación del año en la que serán observables.