astronomía

Conceptos astronómicos

Radiante es el punto de la esfera celeste al que parecen converger por efecto de la perspectiva todas las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces que pertenecen a unalluvia de estrellas dada.

Otras trayectorias denominadas esporádicas, tienen direcciones arbitrarias. La convergencia hacia el radiante no es más que un efecto de perspectiva, como es fácil advertir. Las verdaderas trayectorias son sensiblemente paralelas en el espacio (ya que derivan de la antigua órbita de un cometa) y parecen converger en el punto de fuga común. El punto de fuga es una consecuencia de la perspectiva, que vemos en los rayos solares que atraviesan una nube, en los árboles de una avenida, en los rieles del ferrocarril, en los surcos de un campo, etc.

Diagrama de una lluvia de meteoros con el radiante marcado con un círculo.

En realidad, el radiante no es un punto, sino una pequeña área de la bóveda celeste. La dispersión de los entrecruzamientos es debida, en pequeña parte, a que las trayectorias de los corpúsculos se encuentran un poco desviadas por la acción de la atracción terrestre y la resistencia del aire sobre las partículas de formas irregulares, pero sobre todo por una serie de errores de observación. Algunas de las raras observaciones fotográficas de radiantes que poseemos presentan una dispersión bastante menor - que la determinada por observaciones visuales, que constituyen la casi totalidad de nuestros conocimientos en esta cuestión. Hay la costumbre de considerar como pertenecientes a un mismo radiante todos los meteoros observados visualmente y cuyas trayectorias se cruzan en una superficie cuyo diámetro no sea mayor de los 2º. En cuanto a los meteoros observados fotográficamente, que son los más brillantes, sus trayectorias se cortan en ángulos de minutos de arco, lo que demuestra la precisión de las medidas que se ejecutan con los clisés.

Las lluvias de estrellas más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima o un número de orden cronológico según el orden de visibilidad durante el año, si se encuentran varias en la misma constelación. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leónidas, las g Acuáridas (o Acuáridas I), las d Acuáridas (o Acuáridas II), las Oriónidas, etc. Todas las demás, en número de varios centenares, se conocen simplemente por sus coordenadas ecuatoriales. Los radiantes que se pueden observar durante varios días, a veces durante semanas, no son fijos, sino que se desplazan poco a poco por efecto de la combinación de los movimientos de la Tierra y los corpúsculos. Radiante es el punto de la esfera que parecen converger por efecto de la perspectiva todas las trayectorias en dirección del movimiento de la esfera o cualquier otro objeto esférico.

La Energía radiante es la que poseen las ondas electromagnéticas como la luz visible, las ondas de radio, los rayos ultravioleta (UV), los rayos infrarrojo (IR), etc. La característica principal de esta energía es que se puede propagar en el vacío, sin necesidad de soporte material alguno. Ej.: La energía que proporciona el Sol y que nos llega a la Tierra en forma de luz y calor.

Se denomina semidiámetro solar al ángulo bajo el que, desde el centro de la Tierra, se ve el radio del Sol. A la distancia media (1 Unidad Astronómica ) vale 16' 1". Siendo laexcentricidad de la órbita de la Tierra e=0,01673 la distancia Tierra-Sol varía desde un máximo 1+e=1,01673 UA en el apogeo solar, hasta un mínimo 1-e=0,98327 UA en elperigeo solar. Por tanto, el semidiámetro solar (radio solar) varía entre un mínimo de 15' 45" en el apogeo y un máximo de 16' 17" en el perigeo.

Evolución del valor del Semidiámetro lunar

Estoy realizando un trabajo en el que necesitaba conocer el semidiámetro solar para hacer la reducción de un eclipse de sol antiguo, y claro, como siempre, aparece la pregunta de cómo ha cambiado su valor a lo largo del tiempo. No porque el Sol haya cambiado fisicamente, me refiero a los valores adoptados a lo largo del tiempo como base para los cálculos. Así que he hecho una parada y he buscado algo sobre el tema para que no me queme la neurona que me queda con ese "run, run".

Esta es la evolución del valor del semidiámetro solar a la unidad de distancia, es decir, la mitad del diámetro solar cuando se encuentra a 1 Unidad Astronómica de la Tierra.

De 1767 a 1807 se adoptó el valor de 962.8", definido por Mayer en "Tabulae motuum solis et lunae novae et correctae; quibus accedit methodus longitudinum promota". Este valor se usó en las primeras predicciones aparecidas en el Nautical Almanac en este periodo. También en las tablas de los Eclipses de sol y de Luna para 1792 del primer Almanaque Náutico y Efemérides Astronómicas se usó este valor.

De 1808 a 1833 se adoptó el valor de 961.37"

De 1834 a 1852 el valor se cambió por el de 960.9", tomado de "Tabulae Regiomontanae", publicado por Bessel en 1830.

De 1853 a 1895 se utiliza el valor de 961.82". Este valor proviene de las observaciones llevadas a cabo en el Observatorio de Greenwich durante 1853, y publicadas por Airy en "Obaservations made at the Royal Observatory, Greenwich, in the year 1853" (1855)

De 1896 a 1959 se adopta el valor de 959.63", proporcionado por una recopilación de observaciones realizadas en Greenwich entre 1851 y 1853. en este mismo periodo de tiempo, comienza a utilizarse el valor de 961.18" para efemérides físicas del sol, y quedando el anterior para la predicción de eclipses unicamente.

En astronomía, el sistema de reposo local o SRL hace referencia al movimiento medio de la materia de la Vía Láctea en las vecindades del Sol.¹ La trayectoria de esta materia no es exactamente circular.² El Sol recorre una órbita moderadamente excéntrica (e < 0,1) alrededor del centro galáctico a una velocidad de 220 km/s en sentido horario si es observado desde el polo norte galáctico. La órbita solar tiene un radio de ≈ 8 kpc respecto al centro de la galaxia, próximo a Sgr A*, presentando tan sólo una pequeña desviación hacia el ápex en relación al SRL.^3 4 La velocidad del SRL está comprendida entre 202–241 km/s.

Se denomina sol cenital a la posición del Sol sobre la vertical de un lugar (cenit) en horas del mediodía. Como resulta evidente, el sol cenital sólo se presenta en la zona intertropical, una vez en cada trópico (durante el solsticio de verano) y dos veces en cualquier otro punto ubicado en esta zona. A la latitud del ecuador, los días de sol cenital se corresponden con los equinoccios.

La determinación de los días de sol cenital para un lugar dado es muy sencilla mediante el empleo de un analema, diagrama que suele estar representado en las esferas o globos terrestres, para lo cual sólo tenemos que conocer la latitud de dicho lugar. Sabiendo este dato, sólo tenemos que ver en que fecha corta a dicho analema el paralelo que identifica la latitud de dicho lugar. Como el analema también proporciona la información correspondiente a la ecuación de tiempo, esta información puede servir para determinar el día y la hora cuando se va a producir el sol cenital con bastante exactitud.Si pretendemos saber los días de Sol cenital en Caracas (Venezuela), primero es necesario conocer que esta ciudad se encuentra localizada a 10º 30' de latitud N y 66º 50' de longitud W. Al llevar esta latitud a un analema veremos que las fechas en las que el Sol se encuentra sobre dicha latitud son el 17 de abril y el 26 de agosto. En estas fechas, la ecuación de tiempo es relativamente pequeña (+13s y -123 s) por lo que al mediodía (hora solar) de esas fechas los rayos solares incidirán verticalmente. Por último sólo hace falta saber la diferencia entre la hora solar y la hora legal venezolana (3 minutos, regida por el meridiano de 67º 30' Oeste) para conocer exactamente cuando se producirá el fenómeno del Sol cenital: en Caracas correspondería a las 11 y 57 minutos del 17 de abril, siendo esos 3 minutos los que separan el meridiano de 67º 30' con el meridiano de Caracas más la diferencia correspondiente a la ecuación del tiempo (+13 s). En el caso de agosto podemos hacer el mismo cálculo, pero como agosto corresponde a la época de lluvias, siempre será más difícil de comprobar debido a la mayor nubosidad. En cambio, en el caso de abril, que corresponde al final de la época de sequía, para la latitud de Caracas, la incidencia de los rayos solares en forma vertical, da origen a un ligero aumento de las temperaturas medias (el mes de abril en Caracas tiene la temperatura media más elevada del año) y también de las temperaturas máximas.

Determinar la fecha y la hora del momento más cercano al tránsito solar de mayor altitud, esto es,  el momento del cruce cenital a través del  meridiano de su sitio de observación.

Requisitos:

1. Inscribir el proyecto en Cientec.
2. Presentar bitácora de observaciones.
3. Presentar un registro gráfico (fotografías, o videos)
4. Escribir un informe y entregarlo a Cientec, adjuntando los requisitos anteriores, a más tardar 30 de junio de 2012.

Quienes pueden participar:

Individuos o grupos que residan en la zona intertropical, esto es entre el Trópico de Cáncer (23° 26’ 16”norte) y el Trópico de Capricornio (23° 26’ 16”sur), tienen la oportunidad de realizar la observación una o dos veces.

Para este proyecto solo se aceptarán observaciones realizadas entre el 19 de diciembre de 2011 y el 24 de junio de 2012, para que cada localidad tenga una sola corrida solar hacia el norte.
Así que si vive entre las latitudes de Antofagasta en Chile, a Baja California en México, pues adelante, lo invito a participar. No olvide que puede tener un buen entrenamiento en esta corrida hacia el Sur, que inició el Sol el 21 de junio.

¿Qué dice la teoría?

Los paralelos de declinación, en el Sistema de Coordenadas Ecuatoriales, están justamente encima, de los respectivos paralelos celestes.

En un año tropical el Sol se mueve por el centro de la eclíptica, atravesando en cada momento paralelos de declinación, primero hacia el norte, desde el solsticio de diciembre (22/12/2011) hasta el solsticio de junio (20/06/2012), y luego hacia el sur, desde el  solsticio de junio hasta el  solsticio de diciembre.

Para un día particular podemos considerar, en primera aproximación, que el sol se mueve a lo largo de un paralelo de declinación, encima de un paralelo geográfico.

Cuando la declinación del sol sea igual a la latitud geográfica de su sitio de observación, ese día ocurrirá una pasada cenital del sol, esto es, realizará un tránsito con máxima altitud (h =90°).

Tome en cuenta además que:

• El año 2012 es bisiesto y al tener el mes de febrero un día más, esto cambia levemente la fecha, para los meses siguientes. Investíguelo.
• La hora del mediodía solar (sol transitando el meridiano del observador), no necesariamente coincide con la hora civil (de su reloj). Esto porque en un huso horario de 15 grados de arco, que normalmente tiene la misma hora oficial, pero hay poblaciones con diferente longitud geográfica. entonces, debe tomar en cuenta esa diferencia entre la hora solar y la hora oficial.
• La hora de los fenómenos astronómicas reportada por los observatorios, generalmente está dada enTiempo Universal Coordinado, que debe saber convertir a su hora local (oficial).

La propuesta:

Conociendo la latitud geográfica de su sitio de observación y la tabla de declinación del Sol, usted puede determinar teóricamente la fecha de la pasada cenital del Sol.

Diseñe un experimento, tan simple o sofisticado como guste (varilla vertical, gnomon, reloj de sol, abertura en tubo vertical muy delgado, lente convergente enfocada sobre un cartón en el suelo, telescopio apuntando al cenit con ocular de retículo, etc.), para determinar la fecha y hora más cercanas del tránsito cenital de nuestra estrella, en el sitio donde usted observa.

Puede iniciar observaciones cercanas al mediodía solar unos cuatro o tres días antes de la fecha teórica y continuar unos pocos días después del clímax, para tener una idea de la dispersión en el tiempo del fenómeno.
Siempre tenga presente que las condiciones locales del tiempo atmosférico, son un factor muy determinante.