Iniciación a la Astronomía (parte V)
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Iniciación a la Astronomía (parte V)

Gracias a las leyes de Kepler se ha resuelto el problema del curioso movimiento aparente de los planetas, denominado retrogradación.

9 ago 2004
Capítulo: La retrogradación
 

Gracias a las leyes de Kepler se ha resuelto el problema del curioso movimiento aparente de los planetas, denominado retrogradación.

Cuando se observa el movimiento de un planeta en la bóveda celeste, noche tras noche, se ve que se desplaza en sentido Oeste-Este. Sin embargo, dicho movimiento se detiene con frecuencia (punto 3) y el planeta invierte su movimiento en sentido Este-Oeste (3 a 5), de forma que desanda parte del camino recorrido (se dice que el planeta retrograda o que se mueve en sentido retrógrado), para posteriormente detener este movimiento (punto 5) y reanudarlo en sentido Oeste-Este (5 a 7). Se trata de un simple efecto de perspectiva debido a las posiciones relativas de la Tierra y de los planetas contra el fondo estrellado.

Mecanismo de un eclipse de Sol.- Es una de las mayores coincidencias de la Naturaleza: el Sol y la Luna aparecen en el firmamento con el mismo tamaño aparente vistos desde la Tierra. La Luna con un diámetro de 3.475 km. Es 400 veces menor que el Sol (1.392.000 km.), lo que indica que éste se halla alejado 400 veces más. Esta condición permite que la Luna pueda cubrir el disco del Sol produciendo los eclipses totales de Sol. Para que tengan lugar los eclipses de Sol debe darse un alineamiento, en este orden, Sol-Luna-Tierra, lo que sucede cada mes en novilunio si los planos de las órbitas lunar y terrestres coincidieran, pero como la órbita lunar está inclinada 5º respecto a la eclíptica y una veces se sitúa por encima y otras por debajo de dicho plano. Ambos planos, eclíptica y lunar, se cruzan en dos puntos llamados nodos, que no son fijos, y que la Luna pasa dos veces al mes. Estos puntos son los únicos para que se puedan producir eclipses (de Sol o de Luna).

Representación gráfica del movimiento retrógrado, en este caso, entre un planeta externo y la Tierra.

Durante el eclipse solar, la Luna arroja una sombra sobre la superficie terrestre. Estas sombras están compuestas de dos zonas bien diferenciadas: la penumbra o sombra exterior y la umbra o sombra interior.

Espectacular fotografía del eclipse total de Sol del 11 de julio de 1990

 

Capítulo: Otros aspectos del eclipse de sol
 

Si la Luna está a una distancia angular menor de 15º 21 del nodo habrá un eclipse parcial de Sol. En este tipo de eclipse la Luna no llega a tocar ningún lugar de la superficie terrestre y se producen en latitudes altas (norte o sur) y corresponden a los primeros o últimos eventos de un ciclo de saros. Todo eclipse parcial se desarrolla en dos contactos. El primer contacto es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, marcando el inicio del fenómeno. Tras el avance paulatino de la Luna, se llega al medio del eclipse, movimiento en el que se cubre una mayor fracción del disco solar. A partir de este momento la Luna comienza a retirarse hasta llegar al último contacto, fin del eclipse parcial.

Si la Luna Nueva se encuentra entre 11º 50 y 9º 55 del nodo, la umbra alcanzará la Tierra, dando lugar a un eclipse solar anular, aquí la Luna se halla en el apogeo y la Tierra en el perihelio, luego la umbra se queda a 39.400 km del centro de la Tierra y genera una umbra negativa o anti-umbra. La imagen de la Luna aparece menor que la del Sol mostrándose siluetas sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse tiene cuatro contactos. Hay una primera fase parcial en la que se producirá el primer contacto, o instante en el que se tocan por primera vez ambos discos. Poco a poco, durante una hora y media, el disco solar se va ocultando hasta que se produce el segundo contacto: es cuando el disco lunar entra completamente en la superficie solar. Se inicia la fase central o anularidad, culminando con el medio del evento. Posteriormente se invierten los procesos con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto o finalización del eclipse. Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la penumbra, ve el fenómeno como parcial.

Cuando la Luna Nueva está a menos de 9º 55 del nodo y en el perigeo, mientras que la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra produciendo un eclipse total de Sol. Los conos de sombra producen un barrido sobre la superficie de la Tierra denominado trayectoria de totalidad, desde el cual el fenómeno se contempla como total, fuera de la umbra el evento se contempla como parcial. Los eclipses totales también constan de cuatro contactos. En el primer contacto ambos discos se tocan pero antes de llegar al segundo contacto, la iluminación del ambiente cambia drásticamente y los parámetros atmosféricos cambian. En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamante, un fulgor que, por efecto de irradiación, tiene lugar en el punto donde desaparece la fotosfera.

Capítulo: Un eclipse total de Sol
 

Continuamos hablando del proceso que sigue un eclipse.

De repente aparece la corona solar, es decir, aparecen en el firmamento los planetas y las estrellas más brillantes. La totalidad dura poco y con el tercer contacto sucede de manera análoga pero en orden inverso.

Otro tipo de eclipse total es el híbrido, mixto o anular-total. Tiene lugar cuando la punta de la umbra cae corta sobre la superficie de la Tierra y el evento es anular, pero en su proyecto va cambiando a total, para terminar en anular.

Posición aparente de los planetas interiores.- Mercurio y Venus son los planetas que se encuentran situados más cerca del Sol que de la Tierra, son los denominados planetas interiores.

El planeta más próximo al Sol es Mercurio y se mueve en el cielo más rápido que cualquier otro planeta y su periodo de rotación es de 58 65 días, esto es, 2/3 de su periodo de traslación alrededor del Sol.

Venus es el astro, tras el Sol y la Luna, más brillante del cielo, alcanzando en condiciones favorables (39 días antes o después de la conjunción inferior) la magnitud -4.4. Debido a que aparece antes de la salida del Sol o después de su puesta, se le conoce como "lucero del alba" o "lucero del atardecer".

La máxima separación angular (máxima elongación) de Mercurio es de 28º y la de Venus es de 47º, por ello nunca se pueden ver en el cenit del cielo a medianoche.

Mercurio siempre aparece cerca del Sol, se le puede observar 2 horas y 15 minutos, como máximo, antes del orto y después del ocaso solar. Hecho que dificulta la observación telescópica de este planeta, ya que la luz solar nos lo impide o dificulta.

Venus también se observa antes de la salida del sol o tras su puesta. Al estar más alejado del Sol, es observable hasta 4 horas como máximo antes del orto y después del ocaso solar.

Ambos planetas presentan fases como la Luna. Los planetas interiores presentan una geometría de posiciones planetarias diferentes a los planetas exteriores. Para explicar estos movimientos relativos consideremos al Sol en el centro de dos circunferencias concéntricas, representando la de radio menor la órbita del planeta interior y la de mayor radio a la órbita terrestre.

Se dice que un planeta está en conjunción inferior cuando el planeta está en su posición más alejada de la Tierra. En las proximidades de una conjunción superior, un planeta interior muestra su cara totalmente iluminada, pero resulta difícil de observar considerando su aparente cercanía al Sol.

Al aproximarse la máxima elongación Este (oriental), siendo visible al anochecer, el planeta revela un efecto de fase creciente como la Luna.

Transcurrido un tiempo, el planeta está en conjunción inferior, se dice que el planeta está en conjunción inferior cuando el planeta está en su posición más próxima a la Tierra. En la conjunción inferior no podrá observarse al planeta, tanto por su cercanía al Sol como por la reducida porción iluminada, ya que dirigirá hacia la Tierra su cara oscura. Posteriormente, el planeta alcanza su máxima elongación Oeste (occidental) siendo el planeta visible en las proximidades del alba, hasta por último encontrarse en una nueva conjunción superior.

Capítulo: La Luna - La órbita lunar
 

Para los observadores, antes de emprender una observación de la Luna, conviene conocer su movimiento orbital alrededor de la Tierra, para comprender su movimiento aparente y los diversos aspectos que puede presentar en el cielo a un observador terrestre.

La Luna es el objeto astronómico más próximo a la Tierra.

También se representan algunos elementos orbitales de nuestro satélite natural.

La Luna gira alrededor de la Tierra describiendo una elipse en uno de cuyos focos se encuentra la Tierra con una gran inclinación, igual a 0,05490. Siguiendo este valor, el perigeo (distancia mínima de la Luna a la Tierra) está a 363.296 km y el apogeo (distancia más próxima de la Luna a la Tierra) está a 405.504 km, siendo la distancia media 384.400 km. Su semieje mayor es de 384.399,1 km, la inclinación respecto de la eclíptica es 5,14540 (fracción de grado) o 5º 08 43,33017 (grados sexagesimales). La longitud del nodo ascendente y la latitud del perigeo varían cíclicamente con el tiempo entre 0º y 360º, y no se las puede definir con un valor medio.

La intersección de la órbita lunar y la eclíptica determinan una recta que corta en dos puntos, denominados nodo ascendente y nodo descendente. Sólo en los puntos del nodo ascendente y descendente da lugar al fenómeno de los eclipses, tanto lunares como solares. La línea que une ambos nodos se denomina línea de los nodos. Dicha línea no conserva una dirección fija respecto de las estrellas lejanas, sino que retrograda en sentido inverso sobre el plano de la eclíptica al movimiento orbital de la Luna con un periodo de 18 6 años (6793 5 días). A consecuencia de ello, para volver al mismo nodo, debe realizar al menos una revolución completa (mes draconícito).

La línea que une los puntos del perigeo y apogeo se denomina línea de las ápsides. Dicha línea tiene un movimiento directo y se efectúa en el plano de la órbita lunar. Su periodo es de 8 85 años (3232 6 días).

Capítulo: Revoluciones de la Luna
 

El periodo de traslación de la Luna alrededor de la Tierra (mes o revolución lunar) puede considerarse de diferentes modos:

1) Mes sidéreo: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el círculo horario de una estrella vista desde la Tierra. Su duración es de 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,6 segundos. Tiene poca importancia astronómica y su valor se calcula dado el semieje mayor de la órbita.

2) Mes sinódico: es el tiempo transcurrido entre dos posiciones análogas de la Luna y el Sol, es decir entre dos fases lunares. Su duración es de 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2 9 segundos y se denomina lunación.

3) Mes trópico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el círculo horario del punto Aries (g). Su duración es de 27 días, 7 horas, 43 minutos, 4,7 segundos.

4) Mes anomalístico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 días, 13 horas, 18 minutos, 33,2 segundos.

5) Mes draconítico: es el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de la Luna por el nodo ascendente de su órbita. Su duración es de 27 días, 5 horas, 5 minutos, 35,8 segundos.

La Luna tiene un movimiento de rotación en sentido directo alrededor de su eje, y el tiempo que emplea en una rotación es el mismo que el de su revolución sidérea. La duración de la rotación es igual a la que tarda en recorrer su órbita alrededor de la Tierra, por ello, la Luna presenta siempre la misma cara a la Tierra salvo ligeras variaciones debido a las libraciones.

Rotación y traslación tardan lo mismo, por consiguiente, la Luna nos presenta siempre la misma cara.

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