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C U R S O   B Á S I C O   D E   A S T R O N O M Í A

Parte I. Astronomía de Posición

Esto es un curso básico de Astronomía, tan básico que apenas saldremos más allá de nuestro propio Sistema Solar. Que sea básico tampoco significa que sea inútil. Los conceptos que aquí se tratan son muy necesarios para poder entender otras cuestiones más avanzadas y para poder seguir nuestro aprendizaje de Astronomía.

Indice de Temas

1. Coordenadas geográficas
2. Las Leyes de Kepler
3. Movimientos de la Tierra
4. Duración del día
  
5. El por qué de las estaciones
6. Nuestra "ventana celeste"
7. El Sistema Solar
8. Las Constelaciones

PARTE II. Cielo Profundo



Tema 1 - Coordenadas geográficas

Las coordenadas geográficas son las que permiten situar un punto cualquiera de la superficie terrestre basándose en un conjunto de lineas imaginarias, llamadas meridianos y paralelos, que son perpendiculares entre sí.

Veamos algunas definiciones:

La Tierra gira alrededor de sí misma en torno a un eje imaginario que la cruza pasando por los polos. A ese eje imaginario se le llama Eje de rotación. Sus extremos, los Polos, reciben el nombre de Polo Norte (Pn) y Polo Sur (Ps).

El círculo máximo normal perpendicular al eje de rotación se llama Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas llamadas Hemisferio Norte o Boreal y Hemisferio Sur o Austral. Los Polos están separados 90° del Ecuador.

Los círculos menores paralelos al Ecuador reciben el nombre de paralelos.

Existen infinitos círculos paralelos, pero cuatro de ellos son de especial relevancia por cuanto definen las tres grandes zonas climáticas de la Tierra (tórrida, templada y glacial). No son para nada imprescindibles para determinar la posición, sólo lo son desde el punto de vista climático. Los veremos con más detenimiento cuando hablemos de las estaciones, ahora sólo vamos a nombrarlos:

Los círculos máximos que pasan por los polos reciben el nombre de meridianos. Como sucedía con los paralelos también son infinitos, pero existen algunos de especial relevancia:

Una vez definidos estos círculos podemos explicar el sistema de coordenadas geográficas que, como se ha dicho, sirven para situar inequívocamente un punto sobre la superficie terrestre. Este sistema de coordenadas está basado en dos medidas: Latitud y Longitud.

Creo que ahora ya estamos en disposición de establecer las coordenadas geográficas de cualquier punto situado sobre la superficie terrestre. Sólo nos hacen falta los instrumentos que sean capaces de determinar esas magnitudes o disponer de un mapa geográfico de la Tierra en el que figuren, graduadas, las líneas de los meridianos y los paralelos.

Por ejemplo, La Seu d'Urgell se encuentra a 42° 40' de latitud Norte y a 1° 45' de longitud Este. La distancia angular que nos separa del Polo Norte, la colatitud, sería de 47° 20' (90° - 42° 40').



Tema 2 - Las Leyes de Kepler

En un estado de la Astronomía que se veía afectado por las imposiciones de la Iglesia de mantener que la Tierra era el centro del Universo y que éste había sido obra de Dios, se hacía muy complicado avanzar hacia otras suposiciones. Sin embargo las observaciones que se hacían del movimiento de los planetas no podían explicarse de ninguna manera desde el modelo geocentrista. Intentar conjugar la evidencia con el planteamiento divino de la Creación se convertía en una meta imposible de alcanzar. Nicolás Copérnico (1473-1543) observó que el movimiento de los planetas resultaba mucho más comprensible y predecible si se colocaba al Sol en el centro. Pero ésta era una postura que el poder político-eclesiástico consideraba una clara manifestación de erejía. Por ello el jesuita Jordano Bruno murió quemado vivo en la hoguera en 1600 por difundir la nueva concepción de Copérnico. Tuvo que ser Galileo Galilei (1564-1642), considerado como el padre de la ciencia moderna, quien, con su gran habilidad dialéctica y su inteligencia puestas al amparo de la influyente familia de los Medici, estableciera las bases de la moderna ciencia de la Astronomía aunque nuevamente volviera a ser sometida bajo el temor a la Inquisición.

El astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) vino a romper este estancamiento cuando, a la muerte de su maestro Tycho Brahe (1546-1601), metódico y preciso observador aunque de desagradable soberbia, pudo tener acceso a todos los datos que éste había recopilado durante años, principalmente a los datos de sus observaciones del planeta Marte. A lo largo de muchos años y de innumerables cálculos llegó a formular las tres leyes que explicaban el movimiento de los planetas y que supuso una revolución en la Astronomía. Tiempo después, con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), se pudo comprobar que estas leyes son una consecuencia de la Ley de la Gravitación Universal.

Es importante conocer las leyes de Kepler si queremos entender la mecánica celeste en lo que respecta a los planetas del Sistema Solar. En otros sistemas que pudiera haber, con planetas de masas muy superiores a los de los nuestros, se ha comprobado que también hay que recurrir a la Ley de la Gravitación Universal para dar una explicación coherente. Por ello existe una versión "extendida" de la tercera ley de Kepler pero que no vamos a ver aquí.

  • Primera Ley: todos los planetas se mueven describiendo órbitas elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos.

    Al ser las órbitas elípticas (y no circulares como se pensaba hasta entonces) y estando el Sol en uno de sus focos (una elipse tiene dos focos, dos centros) la distancia del planeta al Sol varía, siendo máxima cuando se encuentra en el afelio y mínima en el perihelio. La línea que une estos dos puntos se llama línea de los ápsides.

    En realidad las órbitas de los planetas tienen muy poca excentricidad (el grado de "achatamiento" de la elipse), son casi circulares. Los planetas se desplazan en ella en sentido directo, contrario al de las agujas del reloj.

    Ver demostración de la Primera Ley (enlace externo)

  • Segunda Ley: las áreas barridas por los radios-vectores del planeta son proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas, es decir, a tiempos iguales áreas iguales.

    Por esta ley se desprende que la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor cuanto más próximo está al Sol y menor cuanto más alejado. Esto es debido a la atracción que el Sol ejerce sobre el planeta dependiendo de su distancia, tal como posteriormente demostró Newton.

    Ver demostración de la Segunda Ley (enlace externo)

  • Tercera Ley: los cuadrados de los periodos de los planetas son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas.

    Esta ley explica por qué los planetas cuyas órbitas están más próximas al Sol se desplazan más rápidamente que los planetas cuyas órbitas están más alejadas. También da cuenta del hecho de que dos o más planetas, aún teniendo órbitas totalmente distintas, pueden tener el mismo periodo (llamémosle "año" para entendernos) siempre y cuanto esas órbitas mantengan la proporción que enuncia la ley.

    Ver demostración de la Tercera Ley (enlace externo)

    He aquí la interpretación de la dos primeras Leyes:

    La imagen muestra algunas de las características determinantes de una elipse. Observamos que su excentricidad viene dada por la distancia que separa los dos focos (F1 y F2). Si esa distancia se reduce a 0 la elipse se convierte en un círculo perfecto y los semiejes a y b se fusionan en lo que sería su radio. En las órbitas de los planetas, a excepción de Plutón, ambos focos están muy próximos por lo que sus órbitas son muy poco excéntricas, casi circulares (en la imagen se ha exagerado por cuestiones didácticas). En el caso de la Tierra la razón de excentricidad es de 0.0167.

    Observemos ahora un planeta que se desplaza desde del punto 1 al 2 en dos posiciones distintas de su órbita. Ambos desplazamientos se han realizado en el mismo tiempo, pero observamos que la distancia d1 y d2 son distintas en cada caso. Siendo así, la única explicación posible es que se ha desplazado a mayor velocidad en el primer caso y más lentamente en el segundo. Esto es lo que se desprende de la segunda ley de Kepler que dice que el tamaño de las áreas A y B que ha barrido el planeta desde su posición 1 a 2 son iguales. Efectivamente, los planetas se aceleran cuando se aproximan al Sol y disminuyen su velocidad de traslación a medida que se alejan de él.



    Tema 3 - Movimientos de la Tierra

    Creo que no he visto todavía un libro o manual de Astronomía que al hablar de los movimientos de la Tierra no empiece por el de rotación. Yo voy a romper esa costumbre y empezaré por el de traslación. No es un capricho, simplemente me parece más lógico.

  • Movimiento de TRASLACION

    Es el que realiza la Tierra alrededor del Sol siguiendo una órbita elíptica de muy poca excentricidad -visualmente aparenta un círculo perfecto- en la que el Sol se encuentra situado en uno de sus focos. Emplea para ello un tiempo de 365 días, 6 horas, 9 minutos y 10 segundos, es decir, 365,2422 días para recorrer una distancia de 930 millones de kilómetros a una velocidad media de 29.5 km/s (106.200 km/h). A esta velocidad recorre cada día una media de 2.548.800 kilómetros.

    El plano en el cual se inscribe la órbita de la Tierra recibe el nombre de plano de la Eclíptica o, simplemente Eclíptica, y lo hemos tomado como plano de referencia para comparar la inclinación de las órbitas del resto de planetas del Sistema Solar. Su nombre proviene de "eclipse" pues es el plano en el que ocurren los eclipses de Sol y de Luna.

    La excentricidad de la órbita terreste hace que la distancia entre el Sol y la Tierra no sea siempre la misma, originando así la existencia de dos puntos extremos de ésta en los que la Tierra se encuentra a su máxima (afelio, 151.800.000 km) y mínima (perihelio, 142.700.000 km) distancia del Sol. La línea imaginaria que une el afelio y el perihelio recibe el nombre de línea de los ápsides.

    Dadas las grandes distancias que deben manejarse cuando nos referimos a los planetas del Sistema Solar, la distancia media Tierra-Sol se ha convertido en una unidad de medida astronómica, llamada U.A (Unidad Astronómica), cuyo valor corresponde a 149.675.000 km.

    Aunque, como se verá enseguida, es la inclinación del eje de rotación de la Tierra el causante de la existencia de estaciones en el planeta, el movimiento de traslación es el causante de su retorno cíclico y también tiene alguna influencia sobre el clima: los inviernos del hemisferio norte son más templados que los del hemisferio sur y los veranos menos calurosos debido a la excentricidad de la órbita terrestre

    Pero lo que nos resulta realmente interesante de este movimiento es que, gracias a él, podemos observar distintas parcelas de la bóbeda celeste a lo largo de un año, de una traslación completa. De lo contrario veríamos cada noche exactamente los mismos objetos celestes en los mismos espacios de tiempo.

  • Movimiento de ROTACION

    La Tierra da una vuelta completa sobre sí misma en un tiempo de 23 h 56 m 4 seg en sentido Oeste-Este, llamado sentido directo (contrario al de las agujas del reloj), en torno a un eje imaginario que pasa por los polos y que se nombra como eje de rotación, eje de la Tierra o eje polar. La prolongación de ese eje, tanto por el hemisferio norte como por el sur, apunta a los denominados polos celestes. En el caso del hemismerio norte su prolongación apunta actualmente a la famosa estrella Polaris y en el caso del hemisferio sur a la estrella Sigma de la constelación de Octante.

    A este movimiento debemos la sucesión de los días y las noches en nuestro planeta puesto que sólo media cara de la Tierra permanece en algún momento iluminada por el Sol y la otra en completa oscuridad. El movimiento de rotación también es el causante del efecto del movimiento aparente del cielo girando a nuestro alrededor en sentido contrario al de la Tierra. De esta manera observamos cómo los objetos celestes salen por el Este y se ocultan por el Oeste.

    Un aspecto importantísimo ralacionado con este movimiento es la inclinación del eje de rotación con respecto al plano de la Eclíptica. Esta inclinación, de 23° 27', es la responsable de las estaciones, que se explicará en profundidad en un próximo apartado.

  • Movimiento de PRECESION

    Es el movimiento por el cual el eje de rotación describe un cono cuyo vértice se sitúa en el centro de la Tierra para ambos hemisferios. Se debe a que la Tierra no es una esfera perfecta sino una elipsoide debido a la fuerza de atracción que sobre ella ejercen principalmente el Sol y, en menor medida, la Luna. El movimiento puede compararse al "baile de caderas" de una peonza cuando va perdiendo velocidad de rotación. De esta manera el eje de la tierra realiza una circumbolución completa de 47º de abertura en un periodo de 25.765 años en sentido contrario al de rotación.

    La consecuencia de este movimiento no es observable directamente pero no deja de ser sorprendentes en el transcurso de los siglos. Debido a ello el eje de rotación no se dirige siempre hacia el mismo punto celeste. Actualmente es la estrella Polaris la que obstenta el privilegio de erigirse como la guía de los navegantes en el hemisferio norte (aunque no marcará el polo norte celeste exacto hasta el 2015), pero eso no fué así hace miles de años ni lo será dentro de otros tantos.

    Pero el efecto de precesión sí deja notarse desde el punto de vista técnico por cuanto la reticula de coordenadas celestes que se utiliza para ubicar los astros en la bóveda celeste han de ser revisada con cierta periodicidad en aras de la exactitud en los cálculos astronómicos.

    Así el punto vernal o Aries, que en nuestro sistemas de coordenadas se toma como punto de partida para la medición de la ascensión recta (algo así como el meridiano de Greewich para el sistema de coordenadas terrestres) y que es donde la Eclíptica cruza el ecuador celeste de sur a norte, ha ido desplazándose: antes estaba en la constelación de Aries pero ahora se encuentra en Piscis. En el año 2000 se ha hecho la última revisión de coordenadas celestes, hasta entonces regía la revisión de 1950.

  • Movimiento de NUTACION

    Este movimientos es poco perceptible y es un vaivén del eje de la tierra superpuesto al de presesión. Está ocasionado por la interacción gravitacional con la Luna que realiza una atracción gravitacional en dirección opuesta a la ejercida por el Sol al no coincidir su plano orbital con el de la Eclíptica. En este movimiento el eje de la tierra realiza un bucle de 18 segundos de arco en la línea de presesión, cada uno de los cuales dura 18.6 años. En un periodo completo de precesión se realizan 1300 bucles.



    Tema 4 - Duración del día

    Todos sabemos que un día tiene 24 horas, que comenzamos a contar desde las doce de la noche (00:00h) hasta las doce de la noche del día siguiente. Ese período lo hemos dividido en dos partes de 12 horas: desde las 00:00h hasta las 12:00h y desde las 12:00h hasta las 00:00h. El punto medio (las 12:00h) es precisamente el mediodía, que es cuando el Sol alcanza la máxima altura sobre el horizonte desde nuestro lugar de observación. Por eso cuando decimos la hora podemos hacerlo de dos formas distintas, en formato de 12 horas o en formato de 24 h. Si lo hacemos en formato de 12 horas debemos especificar si la hora a la que nos referimos es antes (AM, anti meridiam) o después (PM, post meridiam) del mediodía.

    00:00... 04:00...08:00... 12:00... 16:00... 20:00... 23:59.. 00:00 (horario de 24 h.)
    12:00... 04:00.. 09:00... 12:00... 04:00... 08:00... 11:59.. 12:00 (horario de 12 h.)
    |---------------- AM --------------|------------------ PM ----------------- - - |

    ¿Y a qué se debe la duración del día?. Si contestamos que a la rotación de la Tierra sobre su eje la respuesta es correcta, pero no exacta. Lo cierto es que la duración del día se debe tanto al movimiento de rotación de la Tierra como a su movimiento de traslación alrededor del Sol. Por eso vamos a distinguir tres deficiones de "día".

    • Día sidéreo es el período de rotación medio con referencia a las estrellas (23h 56m 4.091s de tiempo solar medio). En definitiva se trata del período de rotación.
    • Día solar es el intervalo entre dos mediodías sucesivos (24h 3m 56.555s de tiempo sidéreo medio).
    • Día civil es el período de 24 horas.

    El día civil es el que consigue que no nos hagamos un lío y lleguemos puntuales al trabajo, porque si os fijáis en las otras dos deficiones parece que el asunto sea algo más complicado. Para empezar, parece que los días sidéreos y solares no tengan siempre la misma duración y por eso tengamos que hablar de tiempos medios. ¿Y a que se debe eso?, pues a las consecuencias de las Leyes de Kepler. Creo que se va haciendo muy necesario ver un gráfico.

    Partimos de la posición 1. Es mediodía y el Sol se encuentra a su máxima altura sobre el horizonte, justo en el meridiano del observador.

    En la posición 2 la Tierra ha realizado un revolución completa (360°) sobre sí misma y el observador vuelve a quedar en la misma posición desde la que partió. Se acaba de completar un día sidéreo.

    Pero la Tierra se ha desplazado siguiendo su órbita y se hace necesario que rote un poco más para que, desde la situación del observador, el Sol vuelva a situarse en la misma posición que la de partida. Cuando lo hace, en la posición 3, se ha completado un día solar.

    Bien, ahora hay que volver a aquel asunto de los "tiempos medios". En el gráfico se ve que para pasar de la posición 2 a la 3 es necesario que transcurran 4 minutos, pero ese es un tiempo medio, no siempre es así: depende de la posición de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Y es que la Tierra (y cualquier otro planeta), como consecuencia de la segunda ley de Kepler no viaja siempre a la misma velocidad, haciéndolo más rápido cuanto más próxima se encuentra del Sol (perihelio) y más lentamente cuando más alejada (afelio). ¿Hace otro gráfico?

    En el gráfico se muestran las dos situaciones extremas de la posición de la Tierra en su órbita alrededor el Sol: el perihelio y el afelio.

    Según la segunda ley de Kepler la Tierra pasa de la posición 1 a la 2 en el mismo tiempo en ambas situaciones, pero en el caso del perihelio ha recorrido mayor distancia, lo que significa que ha viajado a mayor velocidad. Eso no nos importa mucho, pero sí la posición de nuestro observador terrestre. Fijaros que en el primer caso la Tierra aún debe rotar un cierto número de grados hasta alcanzar la posición de mediodía. Sin embargo en el segundo caso ese ángulo es mayor. Como la velocidad de rotación de la Tierra en torno a su eje sí que es simpre la misma parece que queda claro que va a necesitar algo más de tiempo hasta que el observador alcance el mediodía. Promediando la duración de todos los días del año se obtiene el día solar medio de 24 h.

    Y ya que estamos puestos en materia vamos a preguntarnos si esto es así en el resto de planetas. Pues sí en lo que respecta a los movimientos, pero no en cuanto a los tiempos. El día sidéreo de Mercurio (una rotación completa) es de 58.66 días terrestres, pero su día solar equivale a 176. Y para desconcertarnos aún más, un año dura 87.97 días terrestres. En Mercurio es más largo el día que el año y tienen que pasar aproximadamente 2 años para que pueda completarse un día.

    Para dar explicación a esto y a cuantas otras situaciones se nos ocurra tenemos que hacer un ejercicio de imaginación. Nos fijamos nuevamente en el primer gráfico y nos imaginamos un planeta rotando muy lentamente (más despacio que el nuestro) y trasladándose muy deprisa en su órbita. Imaginaros las posiciones sucesivas que va adoptanto el punto verde que representa a un eventual observador de ese planeta. Ese es Mercurio.

    Pensad en cuantas variantes se os antoje: una velocidad de rotación y/o de traslación más rápida o aún más lenta. Obtendréis con ello días de duración realmente extravagantes (al menos para nosotros). Pero todavía una situación más que a lo mejor no se os ha ocurrido: si la traslación y la rotación tienen la misma duración el Sol permanecería inmóvil en el cielo. Los días serían de duración infinita: una mitad del planeta iluminada permanentemente y la otra en perpétua oscuridad. ¿Eso sucede en algún lugar?. En los planetas del Sistema Solar no, pero sí en la Luna, por eso siempre nos muestra la misma cara.

    ¿Y todo esto para explicar qué es un día?... pues la verdad es que faltan aún más cosas. Sólo hemos tenido en cuenta los dos movimientos más importantes para explicar éste fenómeno: rotación y traslación, pero es que en la Tierra existen más de diez. Vamos a dejarlo por un momento.



    Tema 5 - El por qué de las estaciones

    Recordemos que la Tierra realiza su movimiento de traslación alrededor del Sol en un plano llamado plano de la Eclíptica que corta al Sol y a la Tierra en dos mitades como si se trataran de dos medias naranjas. Y recordemos también que el eje de rotación no es perpendicular a ese plano, sino que tiene una inclinación con respecto a éste de 23° 27'. Pues bien, las estaciones tienen lugar debido a la inclinación del eje de rotación.

    Enseguida entenderemos cómo. Pero antes vamos a ver esto con más claridad y detalle ayudándonos de una imagen que nos servirá, además, para retomar aquellos cuatro importantes círculos paralelos que habíamos apuntado someramente al hablar de las coordenadas geográficas, y ver por qué son tan sigulares:

    Elos aquí nuevamente:

    • Trópico de Cáncer: paralelo del hemisferio norte separado del Ecuador 23° 27´
    • Trópico de Capricornio: paralelo del hemiferio sur separado del Ecuador 23° 27 '
    • Círculo polar Artico:: paralelo que se encuentra separado del Polo Norte 23° 27'
    • Circulo polar Antártico: Paralelo que está separado del Polo Sur 23° 27 '

    Fijaros en la figura y en la posición actual del Sol. Sus rayos inciden perpendicularmente sobre un paralelo muy concreto del hemisferio sur al que se le ha llamado Trópico de Capricornio.

    Ahora, dejando a la Tierra es esa misma posición, cojemos el Sol con la mano y lo traemos hacia nosotros haciendo un movimiento circular hacia la izquierda para dejarlo en el lado contrario de la imagen. No perdáis de vista el rayo que sale de él. ¿Véis como ese rayo va recorriendo la superficie del globo siguiendo la línea del Plano Ecuatorial?. Ese sería la mitad del camino recorrido en un año (por supuesto es la Tierra la que se ha desplazado, aquí sólo es cuestión de perspectiva). Ahora tenemos exactamente la misma situación pero con el Sol en el otro extremo y el eje de rotación dispuesto de otra manera. En esta ocasión los rayos del sol inciden perpendicularmente sobre otro paralelo, esta vez del hemisferio norte, llamado Trópico de Cáncer.

    Y para las dos situaciones anteriores fijaros ahora en los círculos polares. Su latitud viene determinada por la perpendicular a la Eclíptica. Esas zonas son alcanzadas por los rayos del Sol durante sólo seis meses al año, los otros seis no reciben esa energía. El nombre de esos paralelos: Círculo polar Artico en el hemisferio norte y Círculo polar Antártico en el hemisferio sur.

    Atendiendo a estos paralelos la Tierra queda dividida en cinco zonas climáticas que reciben los nombres siguientes:

    • Una zona Tórrida, desde el trópico de Cáncer hasta el de Capricornio.
    • Dos zonas Glaciares en torno a ambos polos.
    • Y dos Templadas, que son las dos zonas restantes.

    Pero volvamos a las estaciones.

    Teniendo en cuenta que el Sol es una estrella de grandes dimensiones (1.500.000 km de diámetro) comparada con la Tierra (13.000 km de diámetro) y que se encuentra a gran distancia de nosotros (150.000.000 millones de kilómetros) podemos suponer que sus rayos de luz llegan a nuestro planeta paralelos. Debido a la inclinación del eje de rotación terrestre esos rayos inciden sobre la superficie más perpendicular o más oblicuamente dependiendo de la posición en la que nuestro planeta se encuentra con respecto al Sol. Aunque más correcto sería decir que el ángulo con el que inciden sobre la Tierra es distindo según la latitud terrestre que tomemos como referencia y según su posición orbital. Y esto viene a decir que los rayos de luz que nos llegan del Sol no inciden por igual en toda la superficie terrestre. Enseguida veremos que eso explica por qué es invierno en un hemisferio y verano en el otro.

    La figura contempla dos posiciones opuestas de la Tierra: una en el afelio (máximo alejamiento del Sol) y otra en el perihelio (máximo acercamiento). La línea roja representa el plano de la eclíptica y las de color gris el eje de rotación terrestre. Finalmente, la verde, es la línea del ecuador. Sobre la superficie hay un punto rojo que nos sirve de control y que parece estar a una latitud norte de 60°. Ese punto es el mismo, en la misma posición, en las dos represetaciones.

    Para entender la explicación con claridad es muy importante fijarnos en la porción de cara iluminada con respecto al eje de rotación. En ninguno de los dos por separado.

    Tomando como referencia ese punto observamos cómo, en la posición de afelio, los rayos del Sol inciden más perpendicularmente sobre el hemisferio norte de lo que lo hacen en la posición de perihelio. En A es verano en el hemisferio norte e invierno en el sur y en B es invierno en el hemisferio norte y verano en el sur.

    De la figura también se desprenden otras conclusiones que explican cosas como el por qué el invierno en el hemisferio norte es menos frío que en el hemisferio sur y por qué los veranos del hemisferio sur son mucho más tórridos que los del hemisferio norte. El motivo tiene que ver con la Primera Ley de Kepler: "Las órbitas de los planetas son elípticas estando el Sol en uno de sus focos". Lo cierto es que los planetas describen órbitas elípticas, pero de muy poca excentricidad. Son casi circulares. Aún así la diferencia de distancia entre el afelio (142.700.000 km) y el perihelio (151.800.000 km) es lo suficientemente considerable (9.100.000 km) como para que tenga influencia en la Tierra.

    La explicación es la siguiente: en el hemisferio norte es verano precisamente cuando más alejada está la Tierra del Sol. Los rayos siguen proyectándose más perpendicularmente, pero llegan con algo menos de intensidad. En invierno sucede lo contrario: los rayos inciden más oblicuamente pero llegan con más intensidad. La explicación para el hemisferio sur es simétrica a ésta.

    Hasta ahora no hemos hablado más que del Invierno y el Verano... ¿y la Primavera y Otoño?. Son dos estaciones de transición y, técnicamente, son exactamente idénticas. En ambas los rayos del Sol se proyectan perpendicularmente sobre los dos hemisferios. Lo veremos mejor con un esquema en el que se introducirán también otros términos.

    Párrafos arriba estábamos recurriendo a los términos de afelio y perihelio para explicar el por qué de las estaciones. En la figura volvemos a ver, aparte de otras dos intermedias, esas dos posiciones de mayor y menor distanciamiento de la Tierra con respecto al Sol, pero ahora tienen otros nombres: solsticio de junio y solsticio de diciembre. Pues bien, se hace imperativo aclarar que Afelio, Perihelio y solsticios no son sinónimos y que no hacen referencia a la misma cosa. A ver cómo aclaramos esto...

    Afelio y Perihelio son dos puntos de la posición de la Tierra en su órbita que, como ya hemos repetido multitud de veces, corresponden respectivamente a los puntos de máxima y mínima distancia de ésta con respecto al Sol. El Afelio ocurre entre el 2 y el 3 de julio y el Perihelio entre el 2 y el 3 de enero.

    Por su parte los soslticios son aquellos instantes en que el Sol se halla en uno de los dos trópicos: el 21 de junio para el Trópico de Cáncer y el 21 de diciembre para el Trópico de Capricornio.

    Finalmente los equinoccios son los instantes en que el Sol se encuentra sobre el Ecuador y las noches y días son iguales en todo el planeta. Esto sucede el 21 de marzo para el equinoccio de marzo (o equinoccio de primavera) y el 22 de septiembre para el de septiembre (o equinoccio de Otoño).

    ¿Podríais explicar ahora por qué no se producen en el mismo instante el Afelio y el solsticio de junio, por ejemplo? Y si os nombro el movimiento de precesión, ¿lo podéis explicar ahora? Si lo habéis hecho entenderéis por qué los puntos llamados Afelio y Perihelio serán siempre los mismos en tanto que los solsticios y los equinoccios cambiarán lentamente de fecha a medida que vayan pasando los años. En algún momento, dentro de miles de años, coincidirán.

    Pero ahora vamos a darle explicación al fenómeno observado por el cual el Sol alcanza distinta altura sobre el horizonte según las estaciones, saliendo (orto) y poniéndose (ocaso) por distintos puntos del horizonte.

    Para ello tenemos que conjugar tres conceptos que ya conocemos:

  • el de rotación, que explica por qué sale el Sol por el Este y se oculta por el Oeste.
  • el de inclinación del eje polar, que es el responsable de las diferencias climáticas de ambos hemisferios.
  • el de traslación, que provoca la alternacia cíclica de las estaciones .

    Retomamos una imagen que nos resulta familiar y que muestra dos momentos diametralmente opuestos de la posición de la Tierra en su órbita con respecto al Sol. Se ha dibujado el plano Ecuatorial, el plano de la Eclíptica y el eje de rotación. El punto de la superficie terrestre corresponde a un observador situado en un paralelo cualquiera y para él se ha dibujado también su línea del horizonte.

    Puede verse de manera bastante intuitiva que según cada una de estas dos posiciones el observador se encuentra más próximo o más alejado de la Eclíptica. Esto es es importante porque no dice mucho acerca de su perspectiva visual. Si su posición, coincidiera sobre la línea roja de la Eclíptica tendría el Sol justamente en su vertical en cualquiera de los dos casos.

    En la imagen se comprueba también cómo el plano Ecuatorial se encuentra por encima de la Eclíptica en el primer caso y por debajo en el segundo. Pues bien, la línea que parte del observador hacia el Sol es la dirección de su mirada y vemos cómo el ángulo que se forma es distinto en cada caso: en la posición correspondiente al solsticio de Invierno ve el Sol a muy poca altura sobre el horizonte, por debajo de la línea del plano Ecuatorial y muy alto en el solsticio de Verano, por encima de la línea del plano Ecuatorial.

    Los acontecimientos transcurren como sigue: el 21 de marzo, fecha del equinoccio de Primavera, el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste. Al pasar los días estos puntos van desplazándose hacia el Norte hasta el 21 de junio, fecha del solsticio de Verano, en que el Sol alcanza su máxima altura.

    A partir del 21 de junio los puntos del orto y ocaso vuelven a acercarse al Este y al Oeste, cuyas posiciones vuelven a ocupar el 22-23 de septiembre, equinoccio de Otoño. Siguen retrocediendo hasta el 21 de diciembre, solsticio de Invierno, para iniciar nuevamente el camino inverso.

    Parece quedar explicado el fenómeno de las variaciones de altura del Sol sobre el horizonte, pero estoy con cualquiera que me diga que no acaba de ver tan claro el "mecanismo" del desplazamiento de los ortos y ocasos. Poco más se puede decir si no es recurriendo a un ejercicio de imaginación personal al que se puede apuntar la pista de que la trayectoria que sigue el Sol en el cielo es siempre la misma: ni más elíptica, ni más circular ni más plana según las épocas. Describe siempre el mismo "círculo", pero cuanto más nos inclinamos en la dirección opuesta más "levantamos" nuestro horizonte ocultando más porción de ese "círculo" que, además, veremos más desplazado hacia el fondo del horizonte.

    Todo ello afecta a la mayor o menor duración de las horas de Sol que podemos disfrutar a lo largo de los meses y que dependen también de nuestra latitud geográfica. Podéis verlo con absoluta claridad en el enlace externo Length of Day (es necesario tener instalado el Macromedia Flash Player para que la página se ejecute correctamente).



    Tema 6 - Nuestra "ventana celeste"

    Imaginaros que subimos a un barco y nos adentramos en altamar hasta perder de vista la línea de la costa, sólo mar. Si miramos hacia el horizonte y giramos sobre nosotros mismos observaremos que éste es circular. Levantemos ahora una cúpula de cristal que abarque toda la superficie que alcanzamos con la vista y de la cual nosotros seremos el centro.

    Después de tanto trabajo vamos a tomarnos un respiro y esperemos pacientemente que llegue la noche y las estrellas brillen tras nuestra cristalina obra de ingeniería. Esa semiesfera que hemos construido es nuestra "ventana celeste", solo vemos las estrellas que se encuentran en ella, ninguna otra. Desplazémonos ahora hacia un Polo cualquiera, como somos el centro de esa semiesfera ésta se desplaza con nosotros y, a medida que nos movemos por la superficie esférica del planeta en dirección al Polo de nuestra elección, nos irá mostrando nuevas estrellas por un lado y ocultando otras por el opuesto.

    Esa es la idéa poética de la porción de cielo que podemos ver una noche cualquiera.

    Naturalmente no existe tal bóveda de cristal porque ésta es precisamente parte de la gran béveda celeste. Tampocos nos podemos desplazar con esa facilidad y rapidez: estaremos inmóviles en algún lugar situado a una cierta longitud y latidud de la Tierra y será ésta la que se mueva -y nosotros con ella- para irnos mostrando las estrellas apareciendo por el Este y ocultándose por el Oeste

    Además la Tierra se trasladará en torno al Sol y gracias a ello podremos ir observando, como subidos en un tiovivo, el resto de estrellas que nos rodean. Si no existiera el Sol ni su brillo que apaga el de cualquier otra estrella viviríamos en una noche permanente y no necesitaríamos del movimiento de traslación, bastaría el de rotación para ir viendo, en tan solo 24 horas, todo para lo cual precisamos por su culpa 365 días.

    Vemos pues que por nuestra "ventana" van pasando, a lo largo de la noche y a lo largo de los días, todos los cuerpos celestes de la gran bóveda. Pero con el paso de los años nos damos cuenta de que vemos siempre los mismos, que vuelven a repetirse una y otra vez en cada estación, en cada mes. Ahora la pregunta es ¿cómo es ese ir y venir de las estrellas?

    Si un día observamos una parte del cielo y hacemos lo mismo al día siguiente a la misma hora nos parecerá que nada ha cambiado, que las mismas estrellas siguen en el mismo lugar. Pero si repetimos la observación al cabo de unos días, veremos que ahora ya nada está en el mismo sitio. Todo el cielo parecerá haberse movido hacia el Oeste. Sabemos muy bien por qué lo ha hecho, pero ¿cuánto se ha desplazado?

    Dos preguntas en dos párrafos. Afortunadamente la respuesta es la misma.

    Recordemos la definición de día sidéreo: es el período de rotación medio con referencia a las estrellas (23h 56m 4.091s de tiempo solar medio). En definitiva se corresponde con el período de rotación de la Tierra. Además sabemos del movimiento de traslación.

    Fijándonos en la figura vemos como el día 1 el observador terrestre tiene sobre el meridiano del lugar y a una determinada altura la visión de una bonita estrella. Al día siguiente, día 2, a la misma hora se dispone nuevamente a observarla, dándole la impresión de que sigue en el mismo sitio. Confiado deja pasar un tiempo y dirige nuevamente su mirada hacia ella el día 15. Ahora sí se da cuenta de que la estrella no está en el mismo lugar: se ha desplazado hacia el Oeste.

    Cada día de observación la Tierra ha realizado una revolución completa sobre sí misma pero también se ha desplazado siguiendo su órbita. La combinación de la velocidad de giro de la Tierra y su velocidad de traslación provoca que nuestro lugar de observación terrestre se quede "rezagado" respecto de nuestras referencias celestes. Ese atraso es de 4 minutos diarios que equivale a un desplazamiento angular de 1°. Cada día las estrellas se adelantan 4 minutos. Cada día las estrellas salen 4 minutos antes. En 15 días el desplazamiento es ya de 15°, que suponen 60 minutos de adelanto (15x4=60). El siguiente experimento quizás aclare cualquier duda pendiente.

    Decidamos una hora cualquiera, por ejemplo las 23h, para observar el cielo desde nuestro domicilio a través de una ventana. Ahora tomamos una silla y la colocamos a unos 2 metros marcando en el suelo la posición de las patas. Nos sentamos en ella y en un papel, tomando como referencia los marcos de la ventana, punteamos las estrellas que vemos en ese momento. Dejamos pasar una hora y realizamos la misma operación en otro papel. Por supuesto que la disposición de los puntos será ahora distinta. Debemos tomar nota del día y hora que hemos hecho estas observaciones. Ahora dejamos pasar 15 días y a las 23h colocamos la silla con las patas sobre la marcas y en una nueva hoja de papel volvemos a puntear las estrellas que vemos. Este último dibujo coincidirá con el segundo que hicimos la primera noche.

    Podemos observar los mismos objetos celestes durante muchas noches, a distintas horas. Podemos esperar a que salgan por el Este y seguirlos hasta que se oculten por el Oeste. Pero llegará un momento en que nuestro tiempo acumulado de retraso sea tal que el día se nos eche encima y sea imposible volverlos a ver hasta que aparezcan nuevamente en el cielo de la noche al cabo de 365 días. A cambio vemos que otras estrellas van sustituyendo a las que poco a poco perdemos. El ciclo ser repite año tras año, pero viajeros que vienen de latitudes sureñas nos cuentan que han visto otras estrellas, otras constelaciones, otras galaxias distintas a las que vemos aquí....

    Lamentablemente nuestra "ventana celeste" está limitada por la latitud en la que nos encontramos y será siempre así hasta que no seamos nosotros, ahora sí, los que nos desplacemos a otra distinta.

    Vamos a hacer unos cuantos cálculos con grados.

    La imagen no es una carta astral. Representa nuestra "ventana celeste" con no pocas magnitudes, la mayor parte de las cuales innecesarias. A simple vista parece muy complicado pero si os fijáis bien seguro que véis elementos que hemos repetido una y otra vez en temas anteriores. En realidad todo es más intuitivo de lo que aparenta.

    Antes de seguir tengo que adelantar un par de conceptos: para situar un punto en el globo terráqueo nos valemos de las magnitudes de latitud y longitud y para situar una estrella en la bóveda celeste hacemos hacia ella una proyección de los paralelos y meridianos terrestres. El resultado es una nueva retícula de coordenadas en la que la latitud recibe el nombre de Declinación y la longitud recibe ahora el nombre de Ascensión Recta (AR). La Ascensión Recta es un concepto algo distinto al de longitud, pero la Declinación es exactamente igual a la latitud (su origen es el Ecuador de la Tierra, proyectado a la esfera celeste con el nombre de Ecuador Celeste). No os preocuéis por esto ahora, lo veremos en otra ocasión más adecuada.

    El punto verde sobre el globo representa a un observador situado a 42° de latitud norte (aproximadamente nuestra latitud). El punto de la bóveda celeste situado sobre su vertical se llama Cenit y el opuesto Nadir. Pero la cuestión aquí es ¿cuánta porción de cielo vemos desde nuestra latitud y entre que declinaciones?. Nada de explicaciones, sólo una pequeña guía:

    • Siempre vemos una semiesfera de 180°, limitada por el contorno del horizonte.
    • Desde las latitudes Norte se ve completo todo el hemisferio Norte celeste.
    • Desde las latitudes Sur se ve completo todo el hemisferio Sur celeste.
    • Desde el Ecuador se ven completos ambos hemisferios celestes.

    De acuerdo... pero si desde "nuestro hemisferio terrestre" vemos completo "nuestro hemisferio celeste" ¿cuánta parte del otro hemisferio vemos?

    • 90° - latitud del lugar = declinación que alcanzamos a ver del hemisferio opuesto.

    En el ejemplo el observador se encuentra a 42° de latitud, entonces 90-42=48 grados de declinación sur. Es decir, vemos hasta 48° más allá del Ecuador celeste. Que es lo mismo que decir 48° de declinación sur.

    Más cosas. Ahora ya sabemos que el movimiento de rotación de la Tierra es en sentido directo (contrario al de las agujas del rejol), de Oeste a Este, de manera que las estrellas realizan un movimiento aparente en sentido contrario, de Este a Oeste. En nuestra "ventana celeste" las vemos aparecer y ocultarse por esos puntos cardinales, pero hay algunas que son visibles durante toda la noche girando en torno a su Polo celeste. Son las estrellas circumpolares.

    Aunque parezca estraño las estrellas circumpolares son distintas según la latitud del lugar del observador. Se ven más estrellas circumpolares cuanto más nos aproximamos a los Polos y menos cuanto más al Ecuador. El cálculo de la declinación a partir de la cual las estrellas son circumpolares dada una determinada latitud terrestre es bien sencillo:

    • 90° - latitud del lugar = declinación a partir de la cual las estrellas son circumpolares.

    En el ejemplo, para el observador situado a latitud 42°, son circumpolares todas las estrellas a partir de la declinación 48° (90-42=48). Comprobamos que la fórmula es la misma que en el caso anterior y que el valor obtenido es el mismo por ser exactamente los mismos operandos. Luego entonces sabiendo hasta qué declinación somos capaces de ver desde nuestra latitud, sabemos también desde qué declinación de nuestro hemisferio las estrellas son circumpolares.

    Haciendo cáculos simples con ángulos comprobamos que, en nuestro caso, de los 180° de nuestra "ventana celeste" 84° están ocupados por estrellas circumpolares. Pero veamos cómo serían las cosas desde otras latitudes.

      

    Las tres situaciones resultan bastante intuitivas. Para un observador en cualquiera de los dos Polos (latitud 90°) todas las estrellas son circumpolares, sólo ve el hemisferio celeste del polo correspondiente y el límite de su "ventana" es precisamente el Ecuador celeste (90-90=0°). Pero un observador en el Ecuador (latitud 0°) puede ver completos los dos hemisferios celestes (90-0=90°) aunque para él no habrá estrellas circumpolares y los dos polos celestes estarán justo en el horizonte de su "ventana". La tercera situación la hemos visto en los párrafos anteriores.

    Cada circunstáncia tiene sus ventajas y sus inconvenientes, pero yo, sinceramente, me quedaba con la del observador en el Ecuador.



    Tema 7 - El Sistema Solar

    El Sistema Solar es el formado por el conjunto de planetas, satélites, asteroides, cometas y cualquier otro cuerpo no conocido todavía que orbitan, de manera directa o indirecta, en torno a la estrella que llamamos Sol. Sus dimensiones se estiman, según las fuentes, en unos 2 años luz desde el Sol.

    No se va ha hacer aquí una exposición completa del Sistema Solar, hacerlo exige hablar de cada uno de los planetas: de sus dimensiones, composición, estructura, períodos de rotación, traslación... y de sus satélites y sus dimensiones, composición, estructura.... Y por supuesto también de los asteroides y cometas. Por el contrario se va a tratar de dar un visión general sin entrar en demasiados detalles. En todo caso alguna tabla con los datos más característicos referidos, casi siempre, a comparaciones con nuestro planeta Tierra.

    Son 8(+1) los planetas conocidos cuyos nombres, del más próximo al más alejado de nuestra estrella son: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno (y Plutón). Más adelante veremos el por qué de 8(+1) y que Plutón esté entre paréntesis. De momento es sólo una nomemclatura simpática. Todos ellos giran en torno a su eje en sentido directo, de Oeste a Este, menos Venus y Urano que lo hacen en sentido contrario.

    Se llaman interiores a los cuatro primeros. Su superficie es sólida y son de pequeño tamaño (el mayor es la Tierra con 13.000 km de diámetro). El resto se llaman exteriores y son planetas gaseosos de gran tamaño, menos Plutón que es rocoso y con un tamaño menor que la Luna. Según el contexto en ocasiones se entiende por planetas interiores los que se encuentran dentro de la órbita de la Tierra (Mercurio y Venus). Su característica es que presentan fases igual que la Luna pero no así los exteriores (Marte y siguientes) de los que siempre vemos la totalidad de su cara iluminada.

    La órbita de todos estos planetas forma un elipse de muy poca excentricidad, menos Plutón, cuya excentricidad de su órbita hace que éste se meta dentro de la órbita de Neptuno. La inclinación de sus órbitas con respecto a la Eclíptica es muy pequeña, casi despreciable, de manera que podemos decir que todos se encuentran sobre ese plano. Todos menos Plutón, cuya inclinación de su plano orbital es de más de 20°.

    La comunidad científica deberá decidir sobre la naturaleza planetaria o no de Plutón. Lo cierto es que sus características "desentonan" con el resto y tiene más posibilidades de pertenecer al grupo de los cometas que al de los planetas. Eso sí, para ambos casos, con todas las excepciones.

    Después de Marte nos encontramos con el cinturón de asteroides, un conjunto de innumerables cuerpos de diámetros variables inferiores siempre a 1.000 km y de formación rocosa que forman un extenso anillo orbitando alrededor del Sol. Algunos asteorides con nombre propio son Ceres (1.020 km), Pallas y Vesta (540 km). Existen varias teorías que pretenden explicar su existencia:

      a) Fragmentos de un planeta que nunca llegó a formarse
      b) Fragmentos de un planeta que se desintegró al chochar contra él un cuerpo de grandes dimensiones
      c) Fragmentos de Marte al chocar contra él un cuerpo de grandes dimensiones
      d) otras teorías

    Finalmente los cometas, cuyo nombre proviene del griego "comet" que significa cabellera. Según la hipóteis del astrónomo Oort se estima en un número aproximado de 100 mil millones los núcleos cometarios situados a una distancia entre 40.000 y 150.000 UA en la llamada nube de Oort. Debido a perturbaciones esporádicas de diversa naturaleza algunos de esos núcleos serían lanzados hacia el Sistema Solar pudiendo convertirse en cometas periódicos en caso de quedar atrapados por la influencia gravitatoria del Sol y los planetas Júpiter y Saturno recorriendo órbitas elípticas de gran excentricidad.

    Se acepta la hipótesis de que se tratan de cuerpos cuyo núcleo es una bola de nieve sucia con dimensiones entre 1 y 100 km de diámetro. Cuando se aproximan al Sol la radiación solar evapora parte del material del núcleo helado formando la coma (o cabellera) del cometa. Las partículas de polvo que quedan libres debido a la evaporación forman su cola que siempre se despliegan hacia el lado contrario del Sol debido al viento solar.

    Antes de acabar fijaros nuevamente en la imagen que representa las distancias proporcionales de los planetas del Sistema Solar. Para poder poner a la estrella más cercana a nosotros deberíais alargar por la derecha la pantalla de vuestro PC hasta algo más de 1.000 metros. En aquel extremo aparecería Proxima Centauri, a 266.000 UA (4.2 años luz).

    Dejamos aquí la introducción al Sistema Solar para, cuando sea necesario, estudiarlo con más profundidad. Valga como referencia y consulta rápida la siguiente tabla con algunos datos de interés.

    PlanetaDiámetro ecuatorial (Km) Distancia media al Sol (Km)Distancia media a la Tierra (Km) Velocidad orbital (Km/s)Duración de la órbita Magnitud máxima aparenteInclinación del eje
    MERCURIO 4.878 57.910.000 91.690.000 47,89 87,97 d -1,4
    VENUS 12.103 108.200.000 41.400.000 35,03 224,70 d -4,4
    TIERRA 12.756 149.600.000 0 29,79 365,26 d 23° 27'
    MARTE 6.786 227.940.000 78.340.000 24,13 1,88 a -2,8 25° 2'
    JÚPITER 142.984 778.330.000 628.730.000 13,06 11,86 a -2,8 3° 1'
    SATURNO 120.536 1.426.980.000 1.277.380.000 9,64 29,46 a -0,3 26° 7'
    URANO 51.118 2.870.990.000 2.721.390.000 6,81 84,01 a +5,5 82° 1'
    NEPTUNO 49.528 4.497.070.000 4.347.470.000 5,43 164,79 a +7,8 28° 8'
    PLUTÓN 2.284 5.913.520.000 5.763.920.000 4,74 248,54 a +13,6 68°



    Tema 8 - Las Constelaciones

    El Sol es sólo una más de los 100.000.000.000 (100 mil millones) de estrellas agrupadas en un conjunto llamado galaxia. A la galaxia a la que pertenecemos la llamamos La Galaxia, pero existen cientos de miles de millones de otras galaxias dispersas por el Universo, cada una de las cuales con un número aproximado de extrellas en torno a los cientos de miles de millones de ellas.

    De igual manera que la Tierra y demás planetas orbitan en torno al Sol, éste y el resto del Sistema Solar orbita en torno al centro de la Galaxia en el que se cree la existencia de un masivo agujero negro. No nos vamos a extender mucho en estos temas porque no corresponde ahora hablar de ellos, pero era necesario indroducirlos para poder decir que todas las estrellas que vemos en el firmamento pertenecen a nuestra Galaxia. Fuera de ella no hay estrellas, en todo caso cúmulos de ellas y otras galaxias.

    He creido conveniente extender el Curso Básico de Astronomía hasta la presentación de las constelaciones porque en no pocas ocasiones nos encontraremos hablando de ellas pare referenciar otros objetos celestes. Además, si queremos observar el cielo es necesario conocerlo y sabernos orientar en él, de lo contrario vemos sólo estrellas, simplemente. Saber reconocer y nombrar la mayor parte de las constelaciones, e incluso el nombre de algunas de sus estrellas, es una de las tareas que cualquier aficionado debe llevar a cabo desde el primer momento.

    Dividir la bóveda celeste en parcelas definidas surgió de la necesidad de estructurar el aparente caos reinante en el que, no obstante, se daban ciertas coincidencias cíclicas que debían ser explicadas. Desde la proyección celeste de los dioses, mitos y creencias populares de las distintas civilizaciones hasta nuestros días, el cielo ha ido tomando forma a modo de lo que llamamos constelaciones.

    Las constelaciones no existen como tal, sino que son un efecto de nuestra perspectiva visual por la que hemos ido agrupando en conjuntos aquellas estrellas más brillantes a cuyo asterismo (dibujo formado por la unión de puntos) le hemos puesto nombre. Las estrellas que las forman no tienen por qué tener ningún tipo de relación entre sí, ni siquiera por proximidad.

    Existen 88 constelaciones de las cuales hay algunas que son especialmente notables por uno u otro aspecto:

    Desde nuestro hemisferio norte es de obligado nombramiento la costalación de la Osa Menor, Ursa Minor (UMi), por cuanto una de sus estrellas, Polaris, marca el polo norte celeste.

    También hay que nombrar a las constelaciones circumpolares, aquellas formadas por estrellas circumpolares que son las que siempre aparecen visibles en torno a los polos celestes.

    Otro importante grupo es el de las constelaciones zodiacales. Son doce, y sus nombres por orden de transición en el firmamento: Aries, Taurus, Geminis, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius, Capricornus, Aquarius y Pisces. Su interés radica, entre otros, en que recorren la bóveda celeste siguiendo la Eclíptica y son un notable punto de referencia para localizar otras constelaciones.

    Y como no, está también el grupo de nuestras constelaciones favoritas, aquellas que más nos atraen, aquellas a las que dirigimos de inmediato la mirada cuando levantamos la cabeza, aquellas que siempre sabemos dónde se encuentran... Pero esto es ya algo muy personal.

    Sin darnos cuenta, pero con un mínimo de interés y con las sesiones de observación de campo, las iremos aprendiendo todas, al menos las de nuestro hemisferio. Por ello no voy a extenderme mucho más en este punto. Os dejo, eso sí, con un enlace a una página externa donde podéis echar una ojeada a todas las constelaciones de nuestro hemisferio agrupadas en circumpolares y estacionales: Constellations



    Hasta aquí la Parte I del Curso de Astronomía. Creo que hay material suficiente para tenernos ocupados por una temporada. Más adelante se ampliarán muchos de estos conceptos y se estudiarán temas que aquí ni siquiera se han nombrado: cúmulos, nebulosas... y otros que se han hecho muy de pasada: estrellas, galaxias...

    Por el momento espero que este trabajo os sea de utilidad y ayuda aunque no descarto pequeñas modificaciones y corrección de posibles errores.

    Derechos: el texto íntegro y las imágenes son de propio desarrollo, cuando no, se cita la fuente de donde ha sido extraído. Las imágenes de las que no se cita la fuente son de dominio público. El texto, las imágenes o la totalidad de la exposición puede copiarse e imprimirse libremente a condición de que sea citado su origen, pero no se permite, bajo ningún concepto, su publicación en otros sitios de Internet.

    Autor: Gustavo - Astronum
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