La astronomía es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos, su registro y la investigación de su origen a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Tolomeo, Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Brahe, Kepler, Galileo, Newton, Kant, Kirchhoff y Einstein han sido algunos de sus cultivadores.
Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc. No debe confundirse la astronomía con la astrología. Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos se ocupan de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres. La astrología es una pseudociencia que no tiene en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.
RAMAS:
La mecánica celeste.
La astromecánica o mecánica celeste tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano, causado por las perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido, permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.
Astrofísica.
La astrofísica es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la física nuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y la física relativística. A densidades elevadas el plasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades que deberán estar limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus condiciones de degeneración. Asimismo, en las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia que cae se acelera a velocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia.
La cosmología en rasgos generales estudia la historia del universo desde su nacimiento. Hay numerosos campos de estudio de esta rama de la astronomía. Varias investigaciones conforman la cosmología actual, con sus postulados, hipótesis e incógnitas.
Cosmología.
La cosmología física comprende el estudio del origen, la evolución y el destino del Universo utilizando los modelos terrenos de la física. La cosmología física se desarrolló como ciencia durante la primera mitad del siglo XX como consecuencia de diversos acontecimientos y descubrimientos encadenados durante dicho período.
Aunque la palabra «cosmología»(utilizada por primera vez en 1730 en el Cosmologia Generalis de Christian Wolff), el estudio del Universo tiene una larga historia involucrando a la física, la astronomía, la filosofía, el esoterismo y a la religión. El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis que las estrellas de la Vía Láctea (la franja de luz blanca visible en las noches serenas de un extremo a otro de la bóveda celeste), pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.
Astronomía de posición:
La Astrometría o Astronomía de posición es la parte de la astronomía que se encarga de medir y estudiar la posición , paralajes y el movimiento propio de los astros. Es una disciplina muy antigua, tanto como la astronomía.
A pesar de que casi son sinónimos, consideraremos la astrometría como la parte experimental o técnica que permite medir la posición de los astros y los instrumentos que la hacen posible, mientras la Astronomía de posición usa la posición de los astros para elaborar un modelo de su movimiento o definir los conceptos que se usan. Sería pues la parte teórica. Hemos englobado las dos partes en la misma categoría. Esta parte de la astronomía no es obsoleta porque la teoría forma parte de los rudimentos de la ciencia mientras la práctica intenta medir con mucha precisión la posición de los astros usando medios modernos como el satélite Hipparcos.
La astronomía de posición tiene pues por objeto situar en la esfera celeste la posición de los astros midiendo determinados ángulos respecto a unos planos fundamentales.
Se encarga pues de definir los distintos tipos de coordenadas astronómicas y sus relaciones. También se encarga de definir conceptos fundamentales de la astronomía.
Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. También estudia el movimiento diurno y el anual del Sol y las estrellas. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y la determinación para la navegación de las coordenadas geográficas.
jueves, 26 de noviembre de 2009
Elementos Astronómicos
LA ESFERA CELESTE:
La esfera celeste es una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica en el globo terrestre, en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes; así es como el ángulo formado por dos direcciones será representado por un arco de círculo mayor sobre esa esfera. Teóricamente se confunde con el de la Tierra: el Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es coincidente con el eje de rotación de la Tierra, por lo que se halla prácticamente centrada en el ojo del observador. Los astrónomos fundan sus mediciones en la existencia, en esa esfera, de puntos, círculos y planos convencionales: el plano del horizonte y el del ecuador celeste; el polo y el cenit; el meridiano, que sirve de origen para la medición del acimut. Resulta fácil hallar un astro o situarlo respecto a esos planos fundamentales.
Cuando el horizonte del espectador es oblicuo con respecto al ecuador, la esfera celeste es calificada de oblicua. Para un observador situado en uno de los dos polos, la esfera es paralela, ya que su horizonte conserva paralelismo con el ecuador. Por último, la esfera es recta para el observador situado en la línea equinoccial, porque allí el horizonte corta perpendicularmente el ecuador.
La esfera celeste es un concepto no un objeto, es la superficie virtual sobre la que vemos proyectados a los astros como si todos estuvieran a igual distancia de la tierra.
COORDENADAS CELESTE:
Las coordenadas celestes son el conjunto de valores que, de acuerdo con un determinado sistema de referencia, dan la posición de un objeto en la esfera celeste. Existen diversas coordenadas celestes según cuál sea su origen y plano de referencia. Una primera clasificación, en dos grandes grupos, atiende si se trata de coordenadas cartesianas o coordenadas esféricas.
Según la posición del observador
Atendiendo a la posición del observador, se distinguen:
-Coordenadas topocéntricas: Su centro es el propio observador
-Coordenadas geocéntricas: Centradas en el centro de la Tierra
-Coordenadas heliocéntricas: El centro de referencia es el centro del Sol
-Coordenadas baricéntricas: Su origen es el centro de masas del Sistema Solar
-Coordenadas galácticas: Se centran en el centro de nuestra galaxia que desde nuestra posición en el Sol, se ubica en la constelación de Sagitario.
Atendiendo a que sus valores dependan o no de la posición del observador las coordenadas se clasifican en:
-Coordenadas locales: Coordenadas horizontales y Coordenadas horarias
-Coordenadas no locales: Coordenadas ecuatoriales, Coordenadas eclípticas, Coordenadas galácticas
MOVIMIENTO DIURNO:
El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte.
Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Éstas se mueven acordes al tiempo sidéreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.
Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba de un movimiento real de las estrellas. Desde Copérnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemáica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.
Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.
El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrógrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y antihorario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en dirección Norte).Los únicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los demás, y las estrellas con ellos parecen girar en círculos concéntricos alrededor de aquéllos. El polo norte celeste está situado sobre el punto cardinal norte a una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vería la estrella polar en el cenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte está sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40º, el polo celeste se encuentra a una altura de 40º sobre el horizonte.
Entre las estrellas más próximas al polo norte, la más fácilmente visible es la estrella polar, que se encuentra a un grado de éste, y describiendo un círculo alrededor de él. El radio de dicho círculo es unas dos veces el diámetro angular nuestra Luna.
Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un círculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningún momento, por lo que son siempre visibles.
El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen sólo parte de un círculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.
En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento.
La esfera celeste es una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica en el globo terrestre, en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes; así es como el ángulo formado por dos direcciones será representado por un arco de círculo mayor sobre esa esfera. Teóricamente se confunde con el de la Tierra: el Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es coincidente con el eje de rotación de la Tierra, por lo que se halla prácticamente centrada en el ojo del observador. Los astrónomos fundan sus mediciones en la existencia, en esa esfera, de puntos, círculos y planos convencionales: el plano del horizonte y el del ecuador celeste; el polo y el cenit; el meridiano, que sirve de origen para la medición del acimut. Resulta fácil hallar un astro o situarlo respecto a esos planos fundamentales.
Cuando el horizonte del espectador es oblicuo con respecto al ecuador, la esfera celeste es calificada de oblicua. Para un observador situado en uno de los dos polos, la esfera es paralela, ya que su horizonte conserva paralelismo con el ecuador. Por último, la esfera es recta para el observador situado en la línea equinoccial, porque allí el horizonte corta perpendicularmente el ecuador.
La esfera celeste es un concepto no un objeto, es la superficie virtual sobre la que vemos proyectados a los astros como si todos estuvieran a igual distancia de la tierra.
COORDENADAS CELESTE:
Las coordenadas celestes son el conjunto de valores que, de acuerdo con un determinado sistema de referencia, dan la posición de un objeto en la esfera celeste. Existen diversas coordenadas celestes según cuál sea su origen y plano de referencia. Una primera clasificación, en dos grandes grupos, atiende si se trata de coordenadas cartesianas o coordenadas esféricas.
Según la posición del observador
Atendiendo a la posición del observador, se distinguen:
-Coordenadas topocéntricas: Su centro es el propio observador
-Coordenadas geocéntricas: Centradas en el centro de la Tierra
-Coordenadas heliocéntricas: El centro de referencia es el centro del Sol
-Coordenadas baricéntricas: Su origen es el centro de masas del Sistema Solar
-Coordenadas galácticas: Se centran en el centro de nuestra galaxia que desde nuestra posición en el Sol, se ubica en la constelación de Sagitario.
Atendiendo a que sus valores dependan o no de la posición del observador las coordenadas se clasifican en:
-Coordenadas locales: Coordenadas horizontales y Coordenadas horarias
-Coordenadas no locales: Coordenadas ecuatoriales, Coordenadas eclípticas, Coordenadas galácticas
MOVIMIENTO DIURNO:
El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte.
Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Éstas se mueven acordes al tiempo sidéreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.
Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba de un movimiento real de las estrellas. Desde Copérnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemáica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.
Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.
El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrógrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y antihorario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en dirección Norte).Los únicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los demás, y las estrellas con ellos parecen girar en círculos concéntricos alrededor de aquéllos. El polo norte celeste está situado sobre el punto cardinal norte a una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vería la estrella polar en el cenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte está sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40º, el polo celeste se encuentra a una altura de 40º sobre el horizonte.
Entre las estrellas más próximas al polo norte, la más fácilmente visible es la estrella polar, que se encuentra a un grado de éste, y describiendo un círculo alrededor de él. El radio de dicho círculo es unas dos veces el diámetro angular nuestra Luna.
Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un círculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningún momento, por lo que son siempre visibles.
El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen sólo parte de un círculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.
En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento.
Calendarios
Registro impreso de los días del año ordenados por meses y por semanas, que generalmente incluye información sobre las fases de la Luna y sobre las festividades religiosas y civiles.
Cuenta sistematizada del tiempo para la organizacion de las actividades humanas.
Calendario solar
El calendario solar es aquel calendario cuyos días indican la posición de la Tierra en su revolución entorno al Sol.
Los calendarios elaborados de esta forma poseen un año de 365 días, que se amplia normalmente agregando un día extra en los años bisiestos.
El primer calendario solar fue el calendario egipcio, tras una reforma que sustituyó por éste el tradicional calendario lunar. El calendario solar fue adoptado posteriormente por el calendario juliano, antecedente del calendario gregoriano.
Otro calendario solar es el calendario persa.
Calendario lunar
Un calendario lunar es la forma de calcular los años no según los ciclos del sol (calendario solar, como el calendario occidental) sino según los de la luna. En el calendario lunar, cada lunación corresponde a un "mes lunar"; es decir, a cada período comprendido entre dos momentos en que la luna se halla exactamente en la misma fase (sea esta creciente o menguante) se le llama "mes lunar". Cada mes lunar corresponde a 29.53... días solares.
El "mes lunar" siempre fue utilizado por los seres humanos para calcular ciertas regularidades en la Naturaleza, como el ciclo sexual de las mujeres o las mareas. El comienzo del mes lunar es un punto arbitrario que varía según la cultura; así, por ejemplo, el calendario chino considera a la luna nueva (es decir, al primer día en que la luna no se ve en el cielo) como el comienzo del mes, mientras que otros calendarios lunares y lunisolares toman como primer día del mes a la primera luna creciente.
La mayoría de las culturas tuvieron y tienen un calendario lunisolar; es decir, calendarios que no solo tienen en cuenta los ciclos de la luna, sino también los del sol, que determinan las estaciones. Como suele haber doce meses lunares por cada año solar, a la repetición de doce lunas se la llamó año lunar. Ahora bien, como los años lunares no coinciden con los años solares, cada tanto hay un año solar con trece lunas; los calendarios lunisolares, a pesar de guiarse según los meses de la luna, añaden cuando corresponde un mes al año, que se intercala, para que el comienzo del nuevo año solar tenga doce lunar. El calendario judío, el chino y el hindú son lunisolares. En la cultura occidental cristiana, si bien el calendario es solar para la mayoría de los efectos prácticos, ciertas fechas (como la pascua) se fijan según un calendario lunisolar.
Los calendarios estrictamente lunares son los que consideran un año por cada doce meses lunares, como el calendario musulmán o el inca.
Calendario musulmán
El calendario musulmán es lunar, y por eso los meses comienzan con el fin de la Luna Nueva y la aparición en el cielo de un fino hilo de Luna que los árabes denominan “hilal”. Consta de 12 meses, 6 de 29 días y 6 de 30 días totalizando 354 días.
El mes más importante de dicho calendario es el noveno, denominado “Ramadán”, mes de ayuno islámico, que comienza con la aparición del noveno hilal y que finaliza cuando se vuelve a divisar de nuevo el siguiente hilal, empezando así el Eid Al Fitr, que da por terminado el ayuno.
Calendario lunisolar
Un calendario lunisolar es un calendario que indica el tiempo tomando en consideración tanto las fases del Sol como las fases de la Luna. Si el año solar se define como un año tropical entonces un calendario lunisolar dará una indicación de la estación; si se toma como un año sideral entonces el calendario predecirá la constelación cerca de la cual ocurrirá la luna llena. Generalmente también se requiere que el año tenga un número entero de meses; la mayoría de los años tiene 12 meses pero cada segundo o tercer año tiene 13 meses.
Cuenta sistematizada del tiempo para la organizacion de las actividades humanas.
Calendario solar
El calendario solar es aquel calendario cuyos días indican la posición de la Tierra en su revolución entorno al Sol.
Los calendarios elaborados de esta forma poseen un año de 365 días, que se amplia normalmente agregando un día extra en los años bisiestos.
El primer calendario solar fue el calendario egipcio, tras una reforma que sustituyó por éste el tradicional calendario lunar. El calendario solar fue adoptado posteriormente por el calendario juliano, antecedente del calendario gregoriano.
Otro calendario solar es el calendario persa.
Calendario lunar
Un calendario lunar es la forma de calcular los años no según los ciclos del sol (calendario solar, como el calendario occidental) sino según los de la luna. En el calendario lunar, cada lunación corresponde a un "mes lunar"; es decir, a cada período comprendido entre dos momentos en que la luna se halla exactamente en la misma fase (sea esta creciente o menguante) se le llama "mes lunar". Cada mes lunar corresponde a 29.53... días solares.
El "mes lunar" siempre fue utilizado por los seres humanos para calcular ciertas regularidades en la Naturaleza, como el ciclo sexual de las mujeres o las mareas. El comienzo del mes lunar es un punto arbitrario que varía según la cultura; así, por ejemplo, el calendario chino considera a la luna nueva (es decir, al primer día en que la luna no se ve en el cielo) como el comienzo del mes, mientras que otros calendarios lunares y lunisolares toman como primer día del mes a la primera luna creciente.
La mayoría de las culturas tuvieron y tienen un calendario lunisolar; es decir, calendarios que no solo tienen en cuenta los ciclos de la luna, sino también los del sol, que determinan las estaciones. Como suele haber doce meses lunares por cada año solar, a la repetición de doce lunas se la llamó año lunar. Ahora bien, como los años lunares no coinciden con los años solares, cada tanto hay un año solar con trece lunas; los calendarios lunisolares, a pesar de guiarse según los meses de la luna, añaden cuando corresponde un mes al año, que se intercala, para que el comienzo del nuevo año solar tenga doce lunar. El calendario judío, el chino y el hindú son lunisolares. En la cultura occidental cristiana, si bien el calendario es solar para la mayoría de los efectos prácticos, ciertas fechas (como la pascua) se fijan según un calendario lunisolar.
Los calendarios estrictamente lunares son los que consideran un año por cada doce meses lunares, como el calendario musulmán o el inca.
Calendario musulmán
El calendario musulmán es lunar, y por eso los meses comienzan con el fin de la Luna Nueva y la aparición en el cielo de un fino hilo de Luna que los árabes denominan “hilal”. Consta de 12 meses, 6 de 29 días y 6 de 30 días totalizando 354 días.
El mes más importante de dicho calendario es el noveno, denominado “Ramadán”, mes de ayuno islámico, que comienza con la aparición del noveno hilal y que finaliza cuando se vuelve a divisar de nuevo el siguiente hilal, empezando así el Eid Al Fitr, que da por terminado el ayuno.
Calendario lunisolar
Un calendario lunisolar es un calendario que indica el tiempo tomando en consideración tanto las fases del Sol como las fases de la Luna. Si el año solar se define como un año tropical entonces un calendario lunisolar dará una indicación de la estación; si se toma como un año sideral entonces el calendario predecirá la constelación cerca de la cual ocurrirá la luna llena. Generalmente también se requiere que el año tenga un número entero de meses; la mayoría de los años tiene 12 meses pero cada segundo o tercer año tiene 13 meses.
miércoles, 25 de noviembre de 2009
Telescopios
Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.
En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien nació mucho tiempo después.
Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a ese planeta.
Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue propuesto primero por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo.
Tipos de telescopios
Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la aberración cromática característica de los telescopios refractores.
Telescopios mas famosos
El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.
El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fue construido en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.
El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.
Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de 100 metros de diámetro, sustituido por el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, de 42 metros.
El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir.
El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.
El refractor de 91 cm del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo.
El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.
En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien nació mucho tiempo después.
Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a ese planeta.
Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue propuesto primero por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo.
Tipos de telescopios
Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la aberración cromática característica de los telescopios refractores.
Telescopios mas famosos
El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.
El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fue construido en el desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.
El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.
Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de 100 metros de diámetro, sustituido por el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, de 42 metros.
El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir.
El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.
El refractor de 91 cm del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo.
El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.
Ley de Gravitación Universal
La ley de gravitación universal, presentada por Isaac Newton en su libro publicado en 1687, establece, la forma y explica el fenómeno natural de la atracción que tiene lugar entre dos objetos con masa.
Todo objeto en el universo que posea masa ejerce una atracción gravitatoria sobre cualquier otro objeto con masa, independientemente de la distancia que los separe. Según explica esta ley, mientras más masa posean los objetos, mayor será la fuerza de atracción, y paralelamente, mientras más cerca se encuentren entre sí, será mayor esa fuerza.
Expresando lo anterior en términos formales, esta ley establece que la fuerza que ejerce un objeto dado con masa m1 sobre otro con masa m2 es directamente proporcional al producto de las masas, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa:
Poniendo lo anterior en una fórmula, tenemos:
Donde m1 y m2 son las masas de los dos objetos, d es la distancia que separa sus centros de gravedad y G es constante de gravitación universal.
Si trabajamos con vectores, tenemos la siguiente fórmula:
donde es el vector unitario que va del centro de gravedad del objeto 1 al del objeto 2.
Interpretando lo anterior, y guiándonos en la fórmula, esta ley establece que mientras más grandes sean las masas de sus cuerpos, mayor será la fuerza con que se atraigan, y que a mayor distancia de separación menor será la fuerza de atracción.
Es importante aclarar que la distancia entre los dos objetos se refiere a la distancia existente entre los centros de gravedad de cada uno de ellos, que generalmente se encuentra al centro del objeto (excepto si éste tiene una forma irregular), por lo que esa distancia, en caso de que los objetos estén en contacto, será mayor a cero.
La fuerza de atracción entre dos cuerpos como el que ejerce la Tierra sobre los cuerpos que están dentro de su rango de acción, es la causa de que los cuerpos que se sueltan a cualquier altura caigan al suelo. En este caso, la distancia que los separa sería la distancia del objeto hasta el centro de la tierra.
En la formula se puede notar la inclusión de G, la constante de gravitación universal. Newton no sabía el valor de esta constante, sólo explicó que se trata de una constante universal, indicó que se trata de un número bastante pequeño, e indicó la unidad de medida que incluye.
Leyes de Kepler
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para explicar el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue:
Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Segunda Ley (1609): El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Segunda Ley (1609): El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
Sonda espacial
Una sonda espacial es un dispositivo que se envía al espacio con el fin de estudiar cuerpos de nuestro Sistema Solar, tales como planetas, satélites, asteroides o cometas.
Las sondas espaciales se suelen denominar también
satélites artificiales, si bien, estrictamente hablando, una sonda se diferencia de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanza hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.
Composición
Todas las sondas se montan sobre una estructura de soporte a la que se deben incorporar al menos estos tres sistemas:
Sistema energético: habitualmente Baterías y Paneles solares para proveer de electricidad a los sistemas, aunque también pueden incorporar fuentes radiactivas de energía.
Instrumental de observación, tales como cámaras fotográficas, o analizadores de espectro
Equipos de comunicación, consistente en diversos tipos de antenas para transmitir la información recolectada de vuelta a la Tierra.
Además, las sondas pueden incorporar: motores para efectuar maniobras, tanques de combustible, protecciones térmicas para evitar el congelamiento de la sonda, o transportar sondas menores independientes. A veces incluso han portado contenedores de información sobre nuestro planeta por si eventualmente fuesen recogidas por una civilización alienígena.
El peso total de las sondas suele ser de varios cientos de kilos, aunque no es frecuente que superen la tonelada, debido a la limitación actual de nuestros cohetes para sacar de la órbita terrestre mayores pesos. No obstante, en 1997 se lanzó la sonda Cassini-Huygens con un peso total de 5.600 kg, incluyendo unos 3.100 kg de combustible. Las dimensiones típicas de las sondas oscilan entre 2 y 5 metros, aunque una vez en el espacio suelen desplegar antenas o paneles fotovoltaicos de mayores dimensiones.
Las sondas espaciales se suelen denominar también
satélites artificiales, si bien, estrictamente hablando, una sonda se diferencia de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanza hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.Composición
Todas las sondas se montan sobre una estructura de soporte a la que se deben incorporar al menos estos tres sistemas:
Sistema energético: habitualmente Baterías y Paneles solares para proveer de electricidad a los sistemas, aunque también pueden incorporar fuentes radiactivas de energía.
Instrumental de observación, tales como cámaras fotográficas, o analizadores de espectro
Equipos de comunicación, consistente en diversos tipos de antenas para transmitir la información recolectada de vuelta a la Tierra.
Además, las sondas pueden incorporar: motores para efectuar maniobras, tanques de combustible, protecciones térmicas para evitar el congelamiento de la sonda, o transportar sondas menores independientes. A veces incluso han portado contenedores de información sobre nuestro planeta por si eventualmente fuesen recogidas por una civilización alienígena.
El peso total de las sondas suele ser de varios cientos de kilos, aunque no es frecuente que superen la tonelada, debido a la limitación actual de nuestros cohetes para sacar de la órbita terrestre mayores pesos. No obstante, en 1997 se lanzó la sonda Cassini-Huygens con un peso total de 5.600 kg, incluyendo unos 3.100 kg de combustible. Las dimensiones típicas de las sondas oscilan entre 2 y 5 metros, aunque una vez en el espacio suelen desplegar antenas o paneles fotovoltaicos de mayores dimensiones.
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