En los últimos tiempos ha aumentado prodigiosamente el interés por la astronomía. Este hecho puede deberse a varias causas. Con frecuencia, los medios de comunicación nos transmiten noticias sensacionales -aunque por desgracia no siempre solventes y precisas- sobre cosas que ocurren fuera del mundo, sobre logros de la ciencia o sobre ingenios cada vez más sofisticados que el hombre consigue lanzar al espacio. Es evidente también, en estos años finales del siglo XX, una tendencia del hombre civilizado a volver a la naturaleza. Lo que hace poco era simplemente un motivo de esparcimiento es hoy ya en muchos casos una auténtica necesidad. Y la Naturaleza más grandiosa e inconteminada se extiende más allá de nuestro mundo, en la inmensidad de los cielos
En otros tiempos, el firmamento formaba parte del paisaje familiar. La gente podía seguir día a día la evolución de las fases de la luna, o los puntos del orto y el ocaso del sol a lo largo de las estaciones. De noche, el cielo constelado se abría sin estorbo a su mirada. Todo el mundo solía conocer las principales estrellas, a las que designaba por sus nombres, nombres populares, que, sin embargo, hoy ya apenas conocen más que los astrónomos. Las cosas han cambiado radicalmente con la iluminación artificial, y en ocasiones hasta con la altura de los edificios, que nos desorienta y apenas nos permite referirnos al horizonte. El número de astros que normalmente puede ver el ciudadano medio podría contarse con los dedos. Con la agravante de que en muchos casos ni siquiera nos movemos en un ambiente que nos permita identificarlos.
El resultado es una situación casi generalizada, y hasta paradójica, de ignorancia. Justamente cuando la civilización humana ha llegado a los estadios más desarrollados, el hombre medio sabe menos del cielo y de los que ocurre en él que en cualquier momento del pasado. El progreso de la ciencia astronómica ha sido en los últimos tiempos por lo menos tan grande como el de otras disciplinas del conocimiento humano; pero este mismo progreso, por razón de su altura técnica y de sus concepciones cada vez más elevadas y más sofisticadas, no es precisamente el mejor aliado para la iniciación de las personas legas en esta materia. Hoy, tal grado de desconocimiento ha alcanzado extremos que resulta indispensable superar. Los simples aficionados a la astronomía saben muy bien la cantidad de preguntas ingenuas que tienen que contestar, formuladas tal vez por personas que se tienen por cultas. No parece que la culpa sea de esas personas, deseosas de saber, sino más bien de la falta de facilidades para adquirir el suficiente grado de conocimiento. El estudio de la astronomía, siquiera sea a nivel básico, está comenzando ahora con la nueva ley de educación.
La observación nocturna del cielo requiere una adaptación visual. La visión nocturna es muy distinta a la diurna, y precisa de una adaptación derivada de un lento proceso químico que procura a nuestros ojos una agudeza máxima al cabo de veinte minutos. Así pues, hay que esperar un poco y sobre todo no emplear una linterna muy brillante, pues en tal caso la púrpura retiniana producida por el ojo se destruirá inmediatamente, con lo que habrá que esperar otra vez. Una buena solución consiste en atenuar la luz de la linterna con un papel de color rojo o directamente usar una linterna que emita luz roja.
Por la misma razón, cuanto más alejado se esté de focos lumnosos más estrellas se podrán observar. Por lo tanto, es recomendable alejarse de los centros urbanos donde la polución luminosa es muy alta. E igualmente, se debe evitar la observación en los días en torno al plenilunio, pues su luminosidad molesta muchísimo.
Tenidas en cuenta las precauciones anteriores, se dispone permanentemente de más de 2.000 puntitos visibles en el cielo. Incluyendo el hemisferio norte y el hemisferio sur, hay en total unos 5.000 puntos observables a simple vista. La mayoría de ellos son estrellas pero también es posible observar los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno a simple vista.
Cuando se utilizan guías o cartas estelares para localizar las estrellas, los planetas no aparecen en ellas puestos que su movimiento es distinto al de las estrellas. Esta diferencia nos permitirá, tras un tiempo de observación, distinguir a los planetas de las estrellas.
Otra característica que nos ayudará a distinguir los planetas de las estrellas es que estas titilan, es decir, su luz centellea u oscila, sobre todo cuando se encuentran próximas al horizonte.
También hay que tener en cuenta que los planetas se encuentran siempre muy próximos a la ecliptica.
Por más que sea improbable que algún día encontremos un documento que señale la época en que mujeres y hombres comenzaron a dar nombres a los grupos de estrellas, se puede comprender la necesidad de ello. Navegantes, pastores y agricultores establecieron rápidamente un nexo entre la visibilidad de determinados astros y la inminencia de fenómenos ligados a su oficio. Los persas, los griegos, los árabes y otras culturas contribuyeron a establecer los futuros mapas celestes. Ahora bien, ¿por qué elegir tal o cual grupo de estrellas en vez de otro?. Se trata de la proyección sobre el cielo de nuestros mitos, convirtiéndolo en el crisol en que se mezclan numerosas culturas antiguas.
Por supuesto, hoy día sabemos que tal representación carece de significado, dado que la «bóveda celeste » no está formada por un conjunto de estrellas situadas a una misma distancia. Aunque nuestros ojos no nos permiten apreciarlo adecuadamente, el cielo que vemos debe percibirse en volumen.
Señañar, finalmente, que cada estrella posee un movimiento propio imperceptible visualmente a escala de varias generaciones, aunque se torna ya sensible al cabo de milenios.
Aun así, las constelaciones bautizadas por los antiguos siguen siendo una herramienta preciosa para orientarse en los cielos.
El problema de la evaluación de las distancias es importante en astronomía, y hoy día hay diversas técnicas que permiten afinar las mediciones. Aunque no está de más conocer tales distancias, comprender su inmensidad es algo muy distinto.
Tratemos de imaginar una nave espacial que vaya de la Tierra a la Luna en 1 segundo (lo que constituye aproximadamente ir a la velocidad de la luz). A tal velocidad, se precisarían 8 minutos (480 veces más) para ir hasta el Sol, treinta minutos para ir a Júpiter y varias horas para salir del sistema solar. Este sistema formado por el Sol y nueve planetas es un sistema entre miles de millones de otras estrellas pertenecientes a la galaxia de la Vía Láctea. Así, yendo siempre a la misma velocidad, haría falta viajar durante algo menos de cuatro años y medio para llegar a la estrella más próxima, y más de 100.000 años para atravesar nuestra galaxia.
También las galaxias son numerosas (se estima que el Universo contiene más galaxias que estrellas hay en una galaxia), y llegar hasta la más próxima exigiría un viaje de un millón de años.
Los persas pretendían que un gran río fluía por el cielo y que a las orillas de la Vía Láctea pastaban rebaños de gacelas de finas patas, de camellos, de caballos y de avestruces. Cerca de las tiendas se extendían oasis plantados de palmeras datileras y en medio del paraíso de Alá se encontraba un tesoro de piedras preciosas: el Joyero, próximo a la Cruz del Sur.
Sin duda, todo el mundo habrá observado esa banda lechosa que cruza el cielo. Se trata de una fuerte concentración de estrellas que se distinguen mejor con unos prismáticos. No se trata más que de una galaxia vista desde dentro, puesto que formamos parte de ella.
Para entenderlo mejor, es preciso recordar que todas las estrellas que vemos forman parte de una gran estructura denominada galaxia. Está formada por más de 100.000 millones de estrellas, posee forma lenticular vista lateralmente mientras que ofrece el aspecto de una espiral vista desde arriba.
Nuestro sistema solar no está en el centro sino en uno de los brazos de la Vía Láctea.
Charles Messier (1730-1817) era un gran cazador de cometas. A lo largo de las numerosas noches pasadas detrás de su telescopio descubrió toda una serie de objetos nebulosos, como los cometas, aunque inmóviles. Como su telescopio y las teorías de su época no eran muy penetrantes, se contentó con hacer un catálogo conocido hoy día con el nombre de «catálogo de Messier». Después, los instrumentos han permitido constatar que la terminología «nebulosa» designaba una colección de objetos muy diversos. Algunos se pueden observar a simple vista, mientra que todos los demás se pueden observar con unos prismáticos o con un telescopio pequeño. Se denominan: galaxia, cúmulo globular, cúmulo abierto, nebulosa planetaria, nube interestelar ...
Ver Tabla de Constelaciones.
He aquí dos fenómenos a menudo confundidos y no obstante muy diversos.
Como ya hemos visto, el sistema solar está compuesto por el Sol y nueve planetas que giran en torno a él. También los cometas pertenecen al sistema solar. Compuestos en gran parte por moléculas de agua y polvo, se pueden comparar con nieve sucia. Tienen a veces un grosor de varios kilómetros y giran en torno al Sol en órbitas por lo general muy elípticas que con frecuencia los llevan lejos del último planeta: Plutón. Otros permanecen relativamente cercanos al Sol y dan una vuelta más rápidamente. Sus períodos de rotación van de algunos años a centenares de años.
Este cuerpo, pasivo cuando se halla alejado del Sol, se llama núcleo del cometa. A medida que se aproxima al Sol, el aumento de la radiación provoca la gasificación del núcleo, desarrollándose la cola del cometa, una inmensa cabellera poco densa que se extiende a muchos millones de kilómetros, lo que da toda su majestad al fenómeno.
Los cometas no se desplazan muy aprisa por el cielo. Sin embargo, algunos muy rápidos han llegado a recorrer más de 40º en una noche.
La velocidad es, por el contrario, la característica de las «estrellas fugaces». Durante una noche apacible se habrá observado con frecuencia un brillante trozo luminoso rasgando la inmensa extensión estelar. Si se tiene paciencia, se podrán observar todas las noches en mayor o menor cantidad.
Encontraremos la explicación de este fenómeno en los cometas. En las proximidades del Sol, los cometas evacúan materia que poco a poco se acumula en su órbita, produciendo una larga estela de polvo, en cierta medida como la estela de condensación que se forma detrás de un avión a reacción. Luego, la Tierra atraviesa tales estelas de polvo debido a su movimiento de traslación alrededor del Sol, con lo que las partículas (granos de «arena&187; de algunos gramos) entran en contacto con la atmósfera terrestre a gran velocidad (de 10 a 75 km/s). Al carecer de protección, estas partículas se calientan y arden a una altitud entre 70 y 40 km. La estela de esta combustión resulta visible y la denominamos «estrella fugaz», aunque deberíamos decir meteoro. El polvo o guijarro pequeño así quemado se llama meteorito. Los mayores no tienen tiempo de consumirse y llegan hasta el suelo.
Algunos períodos son más favorables para observar un gran número de trazos:
| FECHAS | NOMBRE |
| 3-4 de enero | Cuadrántidas |
| 21-22 de abril | Líridas |
| 5-6 de mayo | Acuáridas |
| 28-29 de julio | Delta-Acuáridas |
| 12-13 de agosto | Perseidas |
| 21 de octubre | Oriónidas |
| 3 de noviembre | Táuridas |
| 17-18 de noviembre | Leónidas |
| 13-14 de diciembre | Gemínidas |
El nombre que se les da en cada fecha indica la región del cielo (el radiante en la jerga) de la que todos ellos parecen provenir, aunque no se trata más que de un efecto de perspectiva.
Con frecuencia se puede ver ciertos puntos que se desplazan con rapidez por el cielo. Poseen la intensidad de una estrella y un movimiento norte-sur o este-oeste. Son signos de la actividad humana en el medio más próximo del planeta Tierra: satélites artificiales. Hoy día es casi imposible hacer una fotografía astronómica de larga duración sin que la película registre la trayectoria de uno de ellos. Los mayores son muy visibles, pero en torno a la Tierra giran más de 6.000 objetos (desde tornillos hasta cohetes) que forman parte de la llamada basura espacial.
Al observador desprovisto de instrumentos no le resultará fácil evaluar las separaciones entre las estrellas y las escalas comparativas. Con todo, disponemos de una herramienta muy buena, nuestra mano. Gracias a ella podemos hacernos una idea correcta de las dimensiones de las constelaciones y modificar las ideas preconcebidas.
La luna llena constituye un ejemplo notable, pues su diámetro no mide más que medio grado (30' de arco). Una mano «media» en el extremo de un brazo «medio» da los valores indicados en el siguiente dibujo.
El lenguaje cotidiano y las tradiciones culturales nos hacen decir que el Sol, la Luna o las estrellas salen y se ponen. Tales expresiones revelanla constatación de que existe un movimiento. Nuestro antropocentrismo nos hace olvidar la relatividad de dicho movimiento, haciéndonos creer que todo gira a NUESTRO alrededor.
Sin embargo, la Tierra gira sobre sí misma y en torno al Sol, mientras que el sistema solar gira en torno del centro galáctico. Las galaxias se alejan las unas de las otras... todo se mueve.
Al observar el cielo, se percibirá que a lo largo de la noche unas estrellas aparecen (por el Este) y otras desaparecen (por el Oeste), debido a que la Tierra gira sobre sí misma en torno a un eje imaginario.
Este eje, prolongado indefinidamente, pasaría por las proximidades de la estrella Polar hacia el norte y por una región pobre en estrellas brillantes hacia el sur. Ambas regiones son fijas para un observador y no se pueden ver a la vez excepto teóricamente en el ecuador.
La Tierra, como todos los cuerpos celestes, no se encuentra en reposo, sino que está sujeta a una larga serie de movimientos (más de diez). Uno de ellos es el de rotación sobre su propio eje. Cada 24 horas (exactamente cada 23 horas 56 minutos) da una vuelta completa en dirección Oeste-Este, produciendo la impresión antes mencionada de que es todo el cielo el que gira alrededor de nuestro planeta. A este movimiento denominado rotación, se debe la sucesión de días y noches, siendo de día el tiempo en que nuestro horizonte aparece iluminado por el Sol y de noche cuando permanecemos ocultos a sus rayos.
De no existir este movimiento, las condiciones de habitabilidad de este planeta serían completamente distintas, pues una parte de la Tierra estaría constantemente expuesta al Sol, mientras que en la otra reinarían las tinieblas.
La observación desde la latitud geográfica de cualquier punto del hemisferio norte de la Tierra o una fotografía de larga exposición con la cámara enfocada hacia el cielo boreal (norte), revela la trayectoria circular de las estrellas alrededor del polo norte. La distancia angular del polo celeste sobre el horizonte (altura del polo) es igual a la latitud geográfica y se designa con la letra j. Así, a 37º de latitud norte el polo celeste está a 37º sobre el horizonte. Todas aquellas estrellas que disten menos de 37º del polo norte celeste describirán pequeños arcos circulares, de manera que nunca se pondrán por debajo del horizonte y siempre serán visibles (estrellas circumpolares). La estrella Polar dista sólo 0,9º del polo celste exacto y traza por tanto un círculo apenas perceptible para el ojo humano.
El cenit es el punto más alto de la bóveda celeste, a 90º del horizonte. El nadir es el punto exactamente opuesto al cenit. El ecuador celeste es un círculo máximo de la bóveda celeste, perpendicular al eje celeste. Divide a ésta en dos hemisferios, el norte y el sur. El ecuador celeste sale exactamente en el E sobre el horizonte y se pone exactamente en el O. En el S alcanza su altura máxima sobre el horizonte, a saber 90º - j (culminación ecuatorial).
Se llama meridiano al cículo máximo que pasa por el horizonte sur, el cenit, el polo norte celeste, el punto norte en el horizonte y el nadir. Sobre el meridiano alcanzan los astros, como consecuencia de la rotación terrestre su punto más alto y más bajo (culminación superior e inferior). Ambas culminaciones sólo sepueden observar en las estrellas circumpolares, porque en las demás la culminación inferior queda por debajo del horizonte.
Con estas bases se puede deducir fácilmente lo que ocurre en otras latitudes geográficas: en el norte de Europa, por ejemplo, aumenta la altura del polo y las trayectorias de los astros se aproximan a paralelas al horizonte, condición que se cumple exactamente en el polo norte terrestre. Aquí todas las estrellas que se encuentran sobre el horizonte son circumpolares. Por otro lado, en el ecuador terrestre el eje celeste está en el plano del horizonte: ninguna estrella es allí circumpolar.
La Tierra gira en el ecuador con una velocidad de 456,11 m/s. A 50º de latitud (norte o sur) son casi 300 m/s.
La Tierra describe anualmente alrededor del Sol una órbita cuyo plano está inclinado 23º 27' con relación al ecuador terrestre. Como consecuencia de ello, el Sol parece desfilar en un año por delante de las constelaciones zodiacales: Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Pisces.
La órbita anual aparente del Sol se llama también eclíptica. La eclíptica corta al ecuador celeste en dos puntos, , el equinoccio de primavera o punto vernal o primer punto aries (g) y el equinoccio de otoño o primer punto Libra. Allí está el Sol al comienzo de la primavera y del otoño, respectivamente, para el hemisferio boreal de la Tierra, es decir el 21 de marzo y el 23 de septiembre. En los los solsticios de verano e invierno el Sol está el 21 de junio y el 22 de diciembre, respectivamente. Estos dos puntos solsticiales están alejados 23º 27' (al Norte y al Sur, respectivamente) del ecuador celeste.
Un año sidéreo es el lapso de tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por la misma estrella y dura 365,25636042 días.
El año trópico es el lapso de tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el punto vernal y dura 365,24219879 días. La diferencia de duración respecto al año sidéreo se debe al movimiento de precesión de la Tierra.
El año de Bessel (o annus fictus) comienza cuando la ascensión recta del Sol es 280º ó 18 horas 40 min, lo cual ocurre aproximadamente hacia Año Nuevo.
La distancia media entre la Tierra y el Sol es de 149,6 millones de kilómetros y se conoce también por unidad astronómica (U.A.).
A lo largo de su trayectoria elíptica, la Tierra alcanza una aproximación máxima al Sol a principios de enero, con 147,1 millones de kilómetros (perihelio), mientras que a principios de julio está a una distancia máxima de 152,1 millones de kilómetros (afelio).
La velocidad orbital media de la Tierra es de 29,8 km/s.
Las estaciones son consecuencia de la inclinación de 23º 27' que tiene el ecuador terrestre con respecto al plano de la eclíptica, lo cual hace que el ángulo de incidencia de la radiación solar varíe con el tiempo en las distintas regiones de la Tierra. El 21 de junio (solsticio de verano) está inclinado hacia el Sol el hemisferio norte de la Tierra, y los rayos solares inciden verticalmente a mediodía en un punto situado a 23º 27' de latitud norte (trópico de Cáncer). En el hemisferio boreal comienza el verano, en el austral el invierno. El 22 de diciembre (solsticio de invierno) ocurre lo contrario: ahora es el hemisferio austral el que está inclinado hacia el Sol, y allí comienza el verano. Los rayos solares caen verticalmente sobre el paralelo 23º 27' de latitud sur (trópico de Capricornio). En el hemisferio boreal comienza el invierno. Como consecuencia de la diferente velocidad orbital de la Tierra según dicta la 2ª ley de Kepler, la duración de las estaciones no es exactamente igual a un cuarto de año. La tabla siguiente da los valores reales:
| ESTACIÓN | HEMISFERIO NORTE | HEMISFERIO SUR |
| Primavera | 92 d 22 h | 89 d 17 h |
| Verano | 93 d 14 h | 89 d 1 h |
| Otoño | 89 d 17 h | 92 d 22 h |
| Invierno | 89 d 1 h | 93 d 14 h |
Las órbitas solares aparentes que cabe esperar para las distintas latitudes geográficas en cada estación del año se pueden reconstruir fácilmente a partir del siguiente esquema (referido primero al hemisferio norte de la Tierra.
La altura meridiana del Sol sobre el punto Sur: el 21 de marzo y el 23 de septiembre, está el Sol en el ecuador celeste y su altura meridiana es igual a la culminación ecuatorial de la correspondiente latitud geográfica, es decir 90º - j. El 21 de junio la altura meridiana del Sol es de 90º - j + 23º 27'. (Si el resultado supera los 90º, la culminación solar no ocurre en el S, sino en el N). En el hemisferio sur la culminación solar se produce en el norte; la altura meridiana es máxima el 22 de diciembre y mínima el 21 de junio.
Los puntos del horizonte por donde sale y se pone el Sol varían también con la estación. En invierno sale al sur del punto Este y se pone al sur del punto Oeste. En verano sale y se pone al norte de los puntos Este y Oeste, respectivamente.
Al igual que un punto situado sobre la esfera terrestre se puede determinar exactamente por sus coordenadas (longitud l y latitud j geográficas), así también un astro sobre la esfera celeste. Según para que fin, se utilizan en astronomía distintos sistemas de coordenadas:
La altura (h) es la distancia angular de un astro sobre el horizonte. La altura es 0º cuando el astro está en el horizonte y 90º cuando está en el cenit. Los valores negativos se refieren a posiciones por debajo del horizonte. El valor 90º - h se denomina distancia cenital. El círculo que, siendo paralelo al horizonte, pasa por el astro se denomina círculo horizontal, círculo azimutal o almicantarada. El arco que une el cenit con el astro y con el horizonte se llama círculo vertical.
El azimut (a) da la distancia angular entre el pie del círculo vertical que pasa por el astro y el punto Sur. En astronomía se suele contar en la dirección S-O-N-E, que representarían 0º, 90º, 180º y 270º. Pero también hay otros convenios en los que, por ejemplo, se parte del punto Norte, en lugar del punto Sur.
El azimut y la altura varían constantemente, debido al movimiento de los astros en el cielo.
La declinación (d) da la distancia angular de un astro a partir del ecuador celeste. Es positiva para astros situados al norte del ecuador celeste, es decir, en el hemisferio norte, y negativa para astros situados al sur del ecuador celeste, es decir, en el hemisferio sur. Los polos celestes norte y sur tienen una declinación de +90º y -90º respectivamente.
La ascensión recta (a o AR) da la distancia angular entre el astro y el círculo horario que pasa por el punto vernal. La ascensión recta se cuenta de 0º a 360º desde el punto vernal hacia el este, o bien en unidades de tiempo, de 0 h a 24 h. Los catálogos de estrellas dan las posiciones en a y d, porque éstas son las únicas coordenadas que, prescindiendo de variaciones a más largo plazo, permanecen inmutables.; y lo mismo ocurre con las posiciones del Sol, la Luna y los planetas de los anuarios astronómicos.
La latitud eclíptica (b) da la distancia angular de un astro a partir de la eclíptica, positiva hacia el norte y negativa hacia el sur. De ahí que haya dos polos eclípticos, el norte y el sur.
La longitud eclíptica (l) se mide desde el punto vernal hacie el este en unidades de arco.
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