Todas las noches las estrellas y los planetas pasan sobre nuestras cabezas, pero cada uno les atribuye distinta importancia. Este blog está dirigido a aquellos que se interesan por el universo, especialmente si son principantes. Con un lenguaje sencillo intentaré abarcar todos los temas, destacar objetos interesantes, dónde encontrarlos, cómo observarlos... Cada noche despejada pone un universo infinito a nuestro alcance. La aventura de conocerlo mejor puede comenzar hoy mismo.
martes, 30 de octubre de 2007
Observación de la Luna
viernes, 26 de octubre de 2007
Eclipses de Luna
Se habla de un eclipse penumbral cuando la Luna llega a atravesar tan sólo las regiones más externas de la sombra terrestre, de manera que apenas se oscurece, y lo hace tan poco que cuesta percibir que está sucediendo un eclipse. Si la Luna se limita a rozar la región central oscura de la sombra terrestre, la umbra, entonces sucede un eclipse parcial y a la brillante Luna llena parece faltarle un mordisco.
Cada 17 meses, de promedio, la Luna llena se zumbulle por completo en la umbra de nuestro planeta. La única luz solar que alcanza la Luna durante la fase de totalidad es un resplandor rojizo que se filtra a través de la atmósfera terrestre. Durante unas dos horas, la Luna llena eclipsada se torna de un rojo intenso. Los eclipses lunares son visibles desde todo el hemisferio terrestre que mira hacia la Luna, lo cual permite a la mitad del planeta asistir al espectáculo.
La observación a simple vista resulta muy sencilla, y el empleo de un telescopio o prismáticos permite seguir el borde de la sombra a medida que cubre los cráteres. También se puede colocar un cámara sobre un trípode y retratar el paisaje bajo la luz de una Luna rojiza y misteriosa. Algunos fotógrafos acoplan la cámara a un telescopio que sigue las estrellas y efectúan exposiciones múltiples. Así se capta la Luna a medida que cruza la sombra terrestre.
miércoles, 24 de octubre de 2007
El Sol III
En 1609 se estableció por fin un modelo exacto. Habiendo estudiado las excelentes observaciones que sobre la posición del planeta Marte realizara su antiguo mentor, el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 - 1601), Johannes Kepler (1571 - 1630), astrónomo alemán, decidió por último que la única figura geométrica que podía concordar con las observaciones era la elipse. Kepler demostró que el Sol ocupaba uno de los focos de la órbita elíptica de Marte.
Más tarde se comprobó que esta misma afirmación era válida para todos los planetas que giraban alrededor de la Tierra, así como para la Luna en sus evoluciones alrededor de ésta. En todos estos casos la órbita era una elipse y el cuerpo central ocupaba siempre uno de los focos de la misma.
En 1619 Kepler descubrió que la distancia media entre cualquier planeta y el Sol guardaba una relación matemáticamente muy simple con el tiempo que el planeta invertía en describir una vuelta completa alrededor del Sol. Medir los tiempos de revolución no presentaba grandes problemas y, comparándolos entre sí, tampoco resultaba difícil calcular la distancia relativa de los diferentes planetas.En resumen, se podía trazar un modelo muy preciso del sistema solar, especificando con exactitud la proporción entre las distintas órbitas. Sin embargo, existía un inconveniente; comparando los tiempos de revolución lo único que podía decirse era que un planeta dado se hallaba, por ejemplo, dos veces más alejado del Sol que otro, pero era imposible especificar a qué distancia exacta del Sol se hallaba uno u otro planeta. Existía el modelo, pero faltaba la escala sobre la que estaba construido. Pese a ello, el modelo dio una idea del tamaño del sistema solar: ahora se sabía que Saturno, el planeta más lejano de los que conocían los griegos (o Kepler), se hallaba a una distancia del Sol aproximadamente diez veces superior a la de la Tierra.
Ahora bien, en el momento en que se lograse determinar la distancia entre la Tierra y un planeta cualquiera, la escala quedaría fijada y podría calcularse la distancia de todos los planetas. El problema estribaba, pues, en determinar correctamente una distancia planetaria.
El Sol II
martes, 23 de octubre de 2007
El Sol I
Observación del Sol
A veces la actividad magnética provoca erupciones conocidas como fulguraciones, que lanzan al espacio multitud de partículas cargadas. Las fulguraciones
Eclipses de Sol
Todos los meses, cuando pasa por la fase nueva, la Luna cruza entre la Tierra y el Sol. La inclinación de la órbita lunar hace que casi siempre pase un poco por encima o por debajo del disco solar, de manera que nuestro satélite no llega a eclipsar el Sol. Pero hay al menos dos temporadas cada año en las que la órbita inclinada de la Luna cruza la posición en la que se halla el Sol a la vez que nuestro satélite alcanza la fase nueva. Los tres cuerpos quedan alineados, con la Luna en medio, y se produce un eclipse de Sol.
El eclipse puede ser parcial si la Luna cubre solamente una porción de Sol. Otra posibilidad consiste en que se produzca un eclipse anular: si la Luna se halla en el punto más distante de su órbita elíptica, su disco no alcanzará el tamaño necesario para cubrir todo el Sol, que sobresaldrá como un anillo de luz alrededor del disco lunar.
Los eclipses más espectaculares ocurren cuando la Luna llega a cubrir por completo el disco brillante del Sol. La umbra de la sombra lunar, que normalmente no mide más de 240 km, se proyecta sobre la Tierra y barre el planeta a lo largo de un camino que mide varios miles de kilómetros. Las personas que se encuentran dentro de esa trayectoria presencian un eclipse total, un suceso sobrecogedor pero que dura tan sólo unos minutos.
De promedio, los eclipses solares totales se producen una vez cada 19 meses.
La observación de eclipses solares se parece bastante a la observación normal del Sol. Durante un eclipse parcial (o en las fases parciales de un eclipse total) hay que usar un filtro o una pantalla de proyección para proteger tanto los ojos como el telescopio. Así puede verse el limbo lunar a medida que avanza sobre el Sol y se va tragando las manchas. Hay que resistir la tentación de mirar hacia el Sol con los ojos desprotegidos cuando disminuye la iluminación. Si un eclipse es total, sólo pueden retirarse los filtros y observar con seguridad cuando el Sol esté cubierto del todo.
Cuando comienza la fase total, los últimos rayos del Sol se cuelan por los valles del limbo lunar y provocan un fenómeno conocido como perlas de Baily. El disco lunar queda rodeado por un halo tenue de luz perlada, la corona, la atmósfera exterior del Sol, extremadamente caliente pero demasiado débil para observarla si no es durante un eclipse total. Los telescopios muestran además las protuberancias que sobresalen tras el disco lunar. La totalidad termina con una explosión brusca de luz, así que hay que tener el filtro solar a mano.
La Luna III
Hiparco llegó a la conclusión de que la distancia entre la Luna y la Tierra equivalía aproximadamente a treinta veces el diámetro de ésta. Aceptando la cifra de Eratóstenes para el diámetro de la Tierra (12.800 kilómetros), la distancia de la Luna resultaba ser de 384.000 kilómetros.
Esta cifra es excelente si tenemos en cuenta el estado en que se encontraba el arte de la astronomía en aquellos tiempo. La cifra más exacta de que disponemos en la actualidad para la distancia media entre los centros de la Luna y la Tierra es de 384.317,2 kilómetros. Decimos la distancia media porque la Luna no describe un círculo perfecto alrededor de la Tierra, sino que en algunos puntos se acerca (perigeo) es de 356.334 kilómetros y la máxima a que se aleja (apogeo) es de 406.610 kilómetros.
Conociendo esta distancia, puede calcularse el diámetro de la Luna a partir de su tamaño aparente. Dicho diámetro resulta ser de 3.480 kilómetros, con una circunferencia, por tanto, de 10.900 kilómetros. Notablemente menor que la Tierra, pero de un tamaño todavía respetable.
Una vez determinada la distancia a la Luna, quedó refutada irremisiblemente la idea de que el cielo quizá se hallara bastante cerca de la esfera terrestre, pues incluso medida por los patrones griegos dicha distancia resultaba tremenda. El cuerpo celeste más cercano, la Luna, se encontraba a más de un tercio de millón de kilómetros. Los demás planetas tenían que estar más lejos, quizá mucho más lejos.
Aristarco descubrió que cuando la Luna se encontraba "exactamente el primer cuarto (o en el último)", ella misma, el Sol y la Tierra ocupaban los vértices de un triángulo rectángulo. Midiendo el ángulo que separa a la Luna del Sol (vistos ambos desde la Tierra) y utilizando conocimientos elementales de trigonometría, podía calcularse el cociente entre las distancias a la Luna y al Sol. Así pues, conocida la distancia a la Luna era posible calcular la del Sol.
Por desgracia para Aristarco, la medición de ángulos en el espacio sin disponer de buenos instrumentos es una operación bastante difícil, como tampoco es fácil determinar el momento exacto en que la Luna se halla en el primer cuarto. La teoría con que trabajó este astrónomo era matemáticamente perfecta; las medidas, en cambio, tenían un pequeño error, suficiente para proporcionar unos resultados de todo punto imprecisos. Aristarco llegó a la conclusión de que la distancia del Sol era veinte veces la de la Luna. Si la Luna se hallaba a 384.000 kilómetros de la Tierra, el Sol debía encontrarse a poco menos de 8.000.000 de kilómetros, estimación que queda muy por debajo de la realidad (pero que constituía una prueba más de la inesperada magnitud del Universo).
Así pues, podemos decir que hacia 150 a.C., y tras cuatro siglos de astronomía minuciosa, los griegos habían logrado determinar con cierta exactitud la forma y dimensiones de la Tierra y la distancia a la Luna, pero sin conseguir demostrar mucho más. Concluyeron que el Universo era una esfera gigantesca de varios millones de kilómetros de diámetro como mínimo, en cuyo centro colocaron un sistema Tierra-Luna con unas dimensiones que seguimos aceptando hoy día.
La Luna II
La Luna I
A juzgar por los conocimientos que se derivan de observaciones puramente informales, la esfera celeste debía de ceñirse bastante a la esfera de la Tierra, quizá a una distancia de la superficie de unos dieciséis kilómetros en todas las direcciones. Si el diámetro de Tierra era de 12.800 kilómetros, el del cielo podría ser de unos 12.832 kilómetros.
lunes, 22 de octubre de 2007
Las cuatro estaciones
En los dos equinoccios (21 ó 21 de marzo y 22 ó 23 de septiembre), ninguno de los dos hemisferios se encuentra inclinado hacia el Sol. Durante esos días, todos los lugares de la Tierra reciben luz solar a lo largo de 12 horas y tienen noches de 12 horas. El sol sale exactamente por el este y se pone justo por el oeste, y a mediodía alcanza una altura intermedia entre los valores extremos de los solsticios.
viernes, 19 de octubre de 2007
El eje de rotación y el sol de medianoche
La oblicuidad del eje terrestre hace largos los días de verano y breves los de invierno. Este efecto es extremo cerca de los polos, donde el principio del verano, con el polo totalmente inclinado hacia el Sol, se convierte en un tiempo de luz solar permanente, mientras el inicio del invierno sume la zona en una noche continua.
Doce meses: un año
jueves, 18 de octubre de 2007
Las fases de la Luna
Al igual que la Tierra, la Luna siempre tiene un hemisferio completo iluminado por el Sol y otro sumido en las tinieblas. Pero en contra de lo que sugiere la expresión popular "cara oscura de la Luna", no es cierto aque haya una cara lunar siempre a oscuras. Todos los lugares de ese astro pasan por los ciclos del día y de la noche lunares. Lo que ocurre es que la Luna tiene siempre el mismo hemisferio dirigido hacia la Tierra, la llamada cara visible. Este hecho se debe a que la atracción gravitatoria terrestre ha ido frenando la rotación lunar.
En la fase de Luna nueva (1), la Luna se sitúa entre la Tierra y el Sol y, por tanto, no puede verse en absoluto. A medida que la Luna se aparta del Sol hacia el este, se empieza a percibir una delgada lúnula creciente (2). La cara visible de la Luna va recibiendo cada vez más luz según aumenta el ángulo entre ella y el Sol. Pasada una semana desde la fase nueva, llega a verse ya medio disco iluminado: cuarto creciente (3). La Luna sigue avanzando y alcanza la fase que a veces se donomina gibosa creciente (4). La Luna alcanza la posición orbital opuesta al Sol al cabo de cuatro semanas tras la fase nueva, y entonces aparece llena en el firmamento (5). La Luna entra en las fases menguantes durante las semanas posteriores, pasando de gibosa (6) al cuarto menguante (7) para volver a mostrarse como una lúnula (8) antes de acercarse de nuevo al Sol. La Luna retorna a la posición que la hace invisible, entre la Tierra y el Sol, cada poco más de 29 días.
miércoles, 17 de octubre de 2007
Los husos horarios
El punto de partida para este sistema global solía conocerse antes como tiempo medio en Greenwich (GMT, del inglés Greenwich mean time), porque se situó el origen de tiempos en esa ciudad cercana a Londres. Siguiendo con la tradición náutica de medir la longitud desde el observatorio de Greenwich, Inglaterra, los diseñadores de los husos horarios adoptaron como origen de tiempos el de esta localidad. El mismo concepto recibe hoy el nombre de tiempo universal coordinado (UTC, del inglés Universal time coordinated). La hora de los sucesos astronómicos se da en UTC. Al calcular a qué hora será visible un evento conreto desde un lugar de observación dado, hay que sumar (si se vive al Este de Greenwich) o restar (si se vive al Oeste) el número de husos horarios que nos separen del huso de Greenwich. Asimismo, debe tenerse en cuenta si está o no en vigor el horario especial de verano.
La Tierra y la Luna: el día, el mes y el año
Los días se producen como consecuencia de la rotación de la Tierra sobre su eje. Este giro hace que el Sol parezca recorrer el cielo de este a oeste. El intervalo entre dos mediodías (o dos mediasnoches) consecutivos define la duración del día solar. Este día de 24 horas y medido según el Sol es el que usamos para regir la vida cotidiana.
En astronomía se emplea otro tipo de día. Si se observa una estrella cuando pasa por el sur y se mide el tiempo que tarda en volver a la misma posición la noche siguiente, se obtiene que invierte en ello 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Ésta es la longitud de un día sidéreo, el día medido no de acuerdo con el Sol, sino según las estrellas. Como el día sidéreo es más breve, las estrellas salen casi cuatro minutos más temprano cada noche. A lo largo de 30 días se acumula una diferencia de dos horas, de modo que una estrella que salga a las 22.00 horas a primeros de mes, lo hará a las 20.00 horas a finales.
martes, 16 de octubre de 2007
Nuestro sitio en el universo
Más allá de los planetas hay un océano espacial demasiado extenso como para medirlo en kilómetros. En astronomía se prefiere usar otra unidad de medida, el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año. La estrella brillante más cercana al Sistema Solar, alfa Centauri, está a cuatro años luz. Para poder visualizar esta inmensidad podríamos reducir mentalmente el Sistema Solar hasta que midiera lo mismo que una plaza pequeña. En esta escala, alfa Centauri quedaría reducida a un puntito a 40 km de distancia. La mayor lejanía alcanzada por los humanos, el espacio que media entre la Tierra y la Luna, correspondería a menos de un milímetro.
Nuestro Sol es una más entre los 400.000 millones de estrellas que forman la Galaxia, un sistema espiral con una extensión de 100.000 años luz. Nuestra Galaxia es sólo una más entre miles de millones de galaxias, todas ellas repletas de estrellas. Una de las más cercanas, la galaxia de Andrómeda, puede ser percibida a simple vista. Nuestra Galaxia y la de Andrómeda son las mayores de una pequeña agrupación formada por al menos unos 40 miembros y que recibe el nombre de Grupo Local.
Nuestra familia de galaxias, a su vez, se encuentra el extrarradio de un grupo denso formado por miles de miembros y llamado supercúmulo de Coma-Virgo. Cualquier telescopio de aficionado muestra varios miembros de este supercúmulo, así como de otros cúmulos de galaxias cuya luz es tan vieja como los dinosaurios.
El telescopio espacial Hubble ha detectado galaxias cien veces más lejanas, a 10.000 millones de años luz, tan distantes que aparecen como borrones de luz en los límites del universo observable. Las vemos tal y como eran poco después de que naciera el cosmos.
La Tierra ocupa el tercer lugar entre los planetas en orden de distancia a nuestra estrella, el Sol, y forma parte del grupo de planetas rocosos. Después de un gran hueco viene el primero de los grandes gaseosos, Júpiter. Neptuno, Urano y Plutón, muy lejos del calor del Sol, delimitan la frontera exterior del Sistema Solar.
El tamaño de la Tierra
La Tierra esférica III
domingo, 14 de octubre de 2007
La Tierra esférica II
viernes, 12 de octubre de 2007
La Tierra esférica I
jueves, 11 de octubre de 2007
La forma de la Tierra II
La forma de la Tierra I
Todos los hombres que vivieron antes de los tiempos de los griegos admitieron que la Tierra era plana. Si algún ser humano anterior a los griegos pensó de otra manera, su nombre no ha llegado hasta nuestros días, ni su pensamiento ha logrado sobrevivir.
Isaac Newton
miércoles, 10 de octubre de 2007
Galileo Galilei
Pero los hallazgos de Galileo entraban en conflicto con la visión geocéntrica del universo defendida por la Iglesia, porque se ajustaban mucho más al modelo copernicano que al tolemaico. Algunos representantes eclesiásticos rechazaron la existencia de los satélites de Júpiter, y hasta se negaron a observar a través del telescopio. En un juicio celebrado en Roma en 1633, Galileo fue declarado culpable de "sostener y enseñar" la doctrina copernicana, y fue obligado a renunciar a sus creencias. Pasó los últimos nueve años de su vida bajo arresto domiciliario.
Johannes Kepler
martes, 9 de octubre de 2007
Tycho Brahe
Copérnico
Los primeros telescopios
viernes, 5 de octubre de 2007
La astronomía en Grecia II
La astronomía en Grecia I
En esta época gran parte de esta sabiduría provenía de Mesopotamia, que la transmitió casi intacta a los griegos. Al igual que sus antecesores de Mesopotamia, el conocimiento astronómico de los griegos debía estar cargado de símbolos religiosos y vaticinios astrológicos.
Pitágoras, otro jónico del siglo VI a.C., fue geómetra y místico. Propuso que el universo está compuesto de esferas cristalinas concéntricas que rodean la Tierra, anidadas como juegos de muñecas rusas. El Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se movían cada uno en su propia esfera. Pitágoras creía además que está estructura producía una obsesiva música de las esferas a medida que unas giraban sobre otras. Eudoxo, en el siglo IV a.C., adoptó las esferas de Pitágoras e incorporó algunas más para describir ciertas irregularidades en los movimientos lunares y planetarios que eran obvias incluso con las toscas medidas de la época.
jueves, 4 de octubre de 2007
La astronomía en el Nuevo Mundo
Astronomía antigua II
La primera civilización mesopotámica importante fue la de Sumeria, que surgió en el cuarto milenio a.C. Idearon el arado, los vehículos con ruedas, los grandes proyectos de irrigación y la escritura. Acumular gran catidad de mitos celestes que pasaron a sus sucesores, babilonios y asirios.
Éstos desarrollaron, a partir del legado sumerio, una comprensión compleja de los cielos y sus patrones. Diseñaron calendarios para la siembre y consiguieron predecir los eclipses de Luna con exactitud. Inventaron también la medida de ángulos en grados.
Esta sabiduría pasó casi intacta de Mesopotamia a Grecia. Los griegos adoptaron el grado, importaron constelaciones como Auriga, Géminis, Leo, Capricornio, Sagitario, y se limitaron a traducir al griego sus nombres mesopotámicos.
miércoles, 3 de octubre de 2007
Astronomía antigua I
¿Qué es la astronomía?
Hoy día, ambas cosas no podrían estar más separadas.