Informe Observaciones Astronomicas

TOPOGRAF TOPOG RAFIA IA II OBSERVACIONES OBSERV ACIONES ASTRONOMICAS

LA NAVEGACION ASTRONOMICA POR LA ESFERA CELESTE. La navega navegació ción n astron astronómi ómica ca por la esfera esfera celes celeste, te, una una rama rama de la astron astronomí omía a aplicada, aplicada, es el arte y la ciencia de encontrar una posición posición geográfica geográfica por medio de observaci observaciones ones astronóm astronómicas, icas, especia especialmente lmente por medición medición de las alturas alturas de los cuerpos celestes (el Sol, la Luna, los planetas o las estrellas) sobre el horizonte del observador. La posición posición aparente de de un astro sobre sobre la esfera esfera celeste se define por un sistema de coordenadas referidas al horizonte. n este sistema el observador se sit!a en el centro de una gran esfera ficticia y hueca, de diámetro infinito y denominada esfera celeste, "ue se divide en dos hemisferios por el plano "ue representa el horizonte celeste. La altura # es el arco de círculo má$imo medido desde y sobre el horizonte horizonte celeste celeste hasta el astro, astro, desde %& hasta '%& cuando cuando el astro está sobre el horizonte (astro (astro visible) y desde %& hasta %& cuando cuando se encuentra ba*o el mismo (astro invisible). La distancia cenital +z es el arco de círculo vertical entre el astro correspon correspondient diente e y el cenit, cenit, un punto punto imaginario imaginario,, situado situado verticalme verticalmente nte sobre la cabeza cabeza del del observador. observador. La distancia distancia cenital cenital se mide de %& hasta hasta -%&. -%&. l punto punto opuest opuesto o al cenit cenit se llama llama nadir nadir (z / -%&) -%&).. # y z son ángulo ánguloss complementarios (#'z / %&). l azimut verdadero, 0zv es la demora o dirección dirección de la proyecció proyección n vertical vertical del astro astro sobre sobre el horizonte, horizonte, medido medido desde desde %& hasta 12%& en el sentido de las agu*as del relo*.

Los Los ray rayos lumi lumino noso soss orig origin inad ados os por por ob*e ob*eto toss muy muy dist distan ante tess (est (estre rellllas as)) son son prácticamente paralelos entre entre sí cuando alcanzan la superficie terrestre. 3or ello la altura sobre el horizonte es prácticamente coincidente con la del horizonte celeste. 4o, en cambio los rayos rayos procedentes de de astros relativamente cercanos, cercanos, como los

TOPOGRAFIA II OBSERVACIONES ASTRONOMICAS

incluidos en el Sistema Solar. llo nos conduce a diferencias considerables al medir ambas alturas (parala*e). l efecto es má$imo cuando se observa la Luna, "ue parece muy cercana a la 5ierra. l azimut de un astro depende de la posición del observador en la circunferencia de alturas iguales y puede asumir cual"uier valor entre %&  12%&. 6ada vez "ue medimos la altura o la distancia cenital de un astro hemos obtenido información parcial sobre nuestra propia posición geográfica por"ue sabremos "ue estamos en alg!n lugar de una circunferencia de alturas iguales con radio +r y el polo de iluminación en 73, la posición geográfica del astro. 8bviamente, la información disponible sobre nuestra posición hasta este momento es muy incompleta, pues podemos estar en cual"uier lugar de la circunferencia de alturas iguales, "ue incluye un n!mero infinito de posiciones posibles y es por ello por lo "ue se denomina un círculo de posición 5oda línea geom9trica o física "ue pasa por la situación de un observador (a!n desconocida) y "ue sea accesible por su medida o su observación se denomina Línea de 3osición, Lo3. 3or e*emplo, pueden serlo círculos de igual altura, meridianos de longitud, paralelos de latitud, demoras de compás a ob*etos terrestres, líneas costeras, ríos, carreteras o líneas de ferrocarril. :na sola línea !nicamente indica una serie infinita de posibles posiciones. La posición actual del observador está marcada por la intersección de, al menos dos Líneas de 3osición, independientemente de su naturaleza. l concepto de Línea de 3osición es fundamental en la navegación moderna.

CONCEPTOS RELACIONADOS CON LA ESFERA CELESTE. •

•

•

•

•

•

•

Ai!u"# s la distancia angular en grados de % a 12% grados, medida desde el norte sobre el horizonte, conforme al movimiento de las manecillas del relo*, hasta llegar directamente deba*o del ob*eto celeste Ecu$dor# s el !nico círculo perpendicular al e*e polar y "ue atraviesa el centro de la 5ierra. Ceni"# s el punto "ue se encuentra a % grados sobre la cabeza del observador, punto más alto al "ue puede llegar un ob*eto en la esfera celeste. N$dir# 6ontrario al cenit se encuentra a % grados deba*o del observador, este punto no puede ser observado. %orion"e# Limite de unión entre el cielo y la 5ierra. n la observación astronómica podemos encontrar dos tipos de horizontes "ue se dividen en; %orion"e re$l# #orizonte "ue podemos observar con nuestros o*os y "ue rodea el área de donde estamos parados. %orion"e !$"e!&"ico# s un horizonte ideal el cual no cuenta con ob*etos "ue se interpongan con la observación y se e$tiende en línea recta hasta colindar con el cielo parti9ndolo en dos hemisferios uno sobre el horizonte (el cielo) y el otro deba*o del horizonte (la tierra).


Al"ur$# s la distancia angular en grados de % a % grados, de un ob*eto "ue se encuentra sobre el horizonte ideal, tomando a este (el horizonte real o matemático) como referencia se le da el valor de % grados.

CONCEPTOS DE TIEMPO MANE'ADOS EN ASTRONOM(A •

•

•

•

•

•

•

Sid)reo# (<ía) s el periodo de rotación de la 5ierra con respecto a las estrellas; y tiene una duración promedio =1h; >2;?s. Líne$ in"ern$cion$l del dí$# en la e$tensión del meridiano de 7reen@ich, y representa el cambio de =? horas con respecto a latitudes este y oeste Tie!po uni*ers$l +,T-# el t9rmino de 5iempo :niversal ha sustituido al del 5iempo Aedio en 7reen@ich, 7A5 "ue fue la base tradicional de referencia para el #orario 6ivil. 6ivil 6onceptualmente, :5 (igual "ue 7A5) representa el ángulo horario del Sol Aedio 0parente e$presado en horas con respecto al Aeridiano de 7reen@ich. %usos or$rios# es el tiempo medio local en relación con una Longitud m!ltiple de -> grados. 3or lo tanto, los #usos #orarios difieren entre sí en un n!mero entero de horas. A/o sid)reo# tiempo para "ue el Sol retorne a la misma posición con respecto a las estrellas tiene una duración apro$imada de; 12>d2hm-%s A/o "rópico# es el tiempo necesario para "ue el Sol retorne al e"uinoccio vernal dura 12>d>h?m?s, lo "ue significa "ue la 5ierra cumple un aBo antes de estar en la misma posición de su órbita --m-?s antes. sto debido al movimiento de precesión de los e"uinoccios. Dí$ sol$r# intervalo promedio entre dos posiciones sucesivas del Sol por el mismo punto en cielo durante =? horas.

METODOS PARA O0TENER LA LONGIT,D 1 LA LATIT,D


DETERMINACI2N DE LA LONGIT,D GEOGR3FICA La longitud geográfica de un lugar situado en la superficie terrestre, es el ángulo "ue forman el meridiano del lugar y el meridiano de origen o de 7reen@ich, se designa como λ, y puede medirse en tiempo de %h a =?h tambi9n en arco de %& a 12%&, hacia el oeste.

0demás, se llama diferencia de longitud, al ángulo "ue forman dos meridianos terrestres "ue pasan por lugares distintos, medidos en tiempo o en unidades de arco. La dirección de la plomada libremente suspendida es una perpendicular al plano horizontal del lugar y es una vertical del lugar. :n plano paralelo al e*e de rotación y "ue contiene esa vertical del lugar es un meridiano astronómico, y las longitudes medidas con estos meridianos son las longitudes astronómicas. 4o todas las verticales cortan al e*e de rotación de la 5ierraC por lo tanto los meridianos astronómicos no siempre contienen al e*e de rotación de l a 5ierra. La longitud "ue se obtiene directamente de la observación es astronómica, pero la diferencia entre las longitudes astronómica y geográfica es muy pe"ueBa y apenas llega a =.1 segundos de ángulo. La vertical del lugar no siempre corta al e*e de rotación de la 5ierra debido a la desigual distribución de la densidad de los estratos.


La diferencia de tiempos locales, como ya se analizó, se mide en tiempos solar medio y sid9reo. La diferencia de longitudes no es más "ue la diferencia de tiempos locales en un instante dado, y se e$presa en ángulos o en tiempo.

M4TODOS ASTRON2MICOS La determinación de la L847D5:< por m9todos astronómicos, seg!n la importancia del punto por situar, se clasifican; -. .

DISTANCIAS 5ENITALES A0SOL,TAS DEL SOL ste m9todo, es el más com!nmente usado para traba*os ordinarios y consiste en observar el Sol en un momento cual"uiera. Se toman en cuenta las indicaciones dadas anteriormente, para la observación del 0stro, en la obtención del J5. 6on los datos obtenidos como la 0ltura (0) o la distancia Henital (H), la
:na vez determinado el Mngulo #orario Local (0.#.L.) y transformado en horas, se suma o se resta a la hora del paso del Sol por el Aeridiano %& I.7., obteniendo la #ora de observación en 5iempo Local (0.#.L.)


3or otra parte, se tiene la #ora de 8bservación en 5iempo del Aeridiano %& I.7., así "ue la diferencia de estas dos horas , será la L847D5:< del lugar, con respecto al mismo Aeridiano %& I.7. 3or otra parte, se tiene la #ora de 8bservación en 5iempo del Aeridiano %& I.7., así "ue la diferencia de estas dos horas , será la longitud del lugar, con respecto al mismo Aeridiano %& I.7.

67 / #8N0 L860L < 8OSNP06DQ4 R #8N0 < 8OSNP06DQ4 67 / #l R #o 0 este m9todo, se le conoce tambi9n como;
DETERMINACI2N DE LA LATIT,D GEOGR3FICA La latitud geográfica o astronómica es el ángulo "ue forma la vertical del lugar con el plano del cuador, se mide de %& a %& hacia el 4orte o hacia el Sur. Se designa como .

La latitud, tambi9n se define como el ángulo "ue forma la línea de los polos o e*e polar, con el plano del horizonte. Si tomamos la 5ierra como un punto y


considerándola el centro de la bóveda celeste, se verá fácilmente "ue la L05D5:< 0S5N84QAD60 puede considerarse como la declinación del zenit. +L05D5:< 78
C3LC,LO DE LA LATIT,D POR O0SERVACIONES AL SOL La latitud, participa en la mayoría de los problemas de la 0stronomía de 3osición de a"uí la importancia "ue su determinación sea lo más precisa posible, dicha precisión se logra realizando 8bservaciones 0stronómicas al Sol o a las strellas, o en su defecto realizando un Sistema de 3osicionamiento 7lobal, (73S), m9todos más rápidos y precisos "ue las observaciones. Su inconveniente es "ue el e"uipo 73S actualmente es muy caro.

DOS POSICIONES DEL SOL ste m9todo consiste en observar el Sol a una hora conocida, medir su altura y el ángulo horizontal "ue forma la visual al Sol con una línea de referencia. 3ara alcanzar los me*ores resultados al aplicar este m9todo la diferencia en el círculo horizontal debe ser mínima. l intervalo de tiempo entre las <8S 38SD6D84S <L S8L no debe ser menor de =% minutos ni mayor de 1% minutos. l cálculo de la latitud del lugar se obtiene aplicando las fórmulas;

n la cual;


D; Dntervalo de tiempo entre las dos observaciones, en minutos de arco 3ara obtener la L05D5:< con una apro$imación de %-G o %=G con la segunda fórmula, es necesario "ue el intervalo +D se tome al segundo. l ob*eto de observar el Sol dos veces, una con el anteo*o en posición directa y otra, con el anteo*o en posición inversa, es el de determinar errores instrumentales, siempre "ue entre una observación (directa) y otra (inversa) no transcurran más de > minutos.

SOL EN C,AL8,IER POSICI2N ste m9todo consiste en la medida de la altura o la distancia zenital del Sol, así como la hora correspondiente. s conveniente observar el Sol en posición directa e inversa, constituyendo esto una serie "ue debe repetirse tres veces por lo menos. Si las series se hacen en condiciones diversas de la atmósfera, los resultados serán me*ores. La latitud se obtiene aplicando;

POR O0SERVACIONES A LA POLAR 0hora, se van a analizar los procedimientos más usuales en la determinación de la latitud por observaciones a la estrella polar.

EN C,AL8,IER POSICI2N ste m9todo es muy práctico, por"ue puede hacerse la observación a la hora "ue convenga y consiste en medir su altura o la distancia zenital de la estrella polar. 3ara este caso la latitud se calcula; sta corrección representa la diferencia de alturas de la polar y el polo. 6uando la strella está más ba*a "ue el 3olo (ángulo horario entre 2 y - horas), la corrección se suma, y cuando está más alta (ángulo horario entre % y 2, ó - y =? horas), la corrección se resta.


3ara el cálculo de la L05D5:<, tomando en cuenta la corrección se aplica la fórmula de Litro@,

2

3ara obtener el valor de P , debe transformarse su valor en segundos de arco y posteriormente elevarlo al cuadradoC por lo tanto el resultado del tercer t9rmino resultará en segundos de arco. n la cual; ; Latitud 0; 0ltura de la 3olar 3;
DETERMINACI2N DEL A5IM,T ASTRON2MICO DE ,NA L(NEA


La determinación del azimut de una línea es una de las operaciones más importantes en 7eodesia y 5opografía. s indispensable para el cálculo de posiciones geográficas en los "ue se basa la construcción de un mapa y, asimismo, para obtener las coordenadas ortogonales de un levantamiento topográfico. Las orientaciones astronómicas, sobre todo a"uellas "ue nos permiten conocer el valor del azimut de una línea, se utilizan principalmente para; a) Nelacionar levantamientos de importancia b) 6omprobar los ángulos de poligonales abiertas c)
O0SERVACIONES AL SOL Las determinaciones del azimut por observaciones al Sol son más sencillas, no re"uieren identificación de strellas, y se hacen de día, pero sus resultados dan menor precisión.

DISTANCIAS 5ENITALES DEL SOL ste es el m9todo más com!nmente empleado para traba*os ordinarios y consiste en observar el Sol en un momento cual"uiera. l tiempo más apropiado para la observación es de  a -% de la maBana ó de = a ? horas de la tarde. n las observaciones hechas en estas horas, apro$imadamente un error de %-G en Latitud,

stos ángulos "ue dan las fórmulas, tienen como origen el meridiano y se abren hacia donde se encuentre el 0stro. Si el Sol se observó en la maBana, su 0zimut se contará a partir del 4orte hacia el ste, y si se observó por la tarde, despu9s de su paso por el meridiano, el ángulo "ue resulte para el 0zimut será hacia el 8este.

P OR O0SERVACIONES A LA ESTRELLA POLAR
EN F,NCI2N DEL 3NG,LO %ORARIO


6omo ya se analizó anteriormente, la estrella 3olar momentos;

puede observarse en tres

6ulminación, longación y en cual"uier momento. #ay momentos y m9todos favorables en la cual puede ser observada, pero generalmente se le observa en 6:0LV:DN 38SD6DQ4, siendo esto lo más conveniente y su 0zimut depende esencialmente del M47:L8 #8N0ND8.

,NIVERSIDAD NACIONAL A,T2NOMA DE %OND,RAS F$cul"$d de In9enierí$ Dep$r"$!en"o de In9enierí$ Ci*il. Topo9r$:í$ II

IC;<=>.

O0SERVACIONES ASTRONOMICAS. C$"edr&"ico ; Dng. 7erardo 5orres
Alu!no# 8scar duardo Pallecillo 6ruz Cuen"$ No.# =%-==?%%%2.

Sección# -2%%.

5egucigalpa, #onduras, 6.0. Aarzo, =%->.


0I0LIOGRAFIA

W :mland, #.(-E=%%2). Dntroducción a la 4avegación 0stronómica. Oarcelona; Iolfpeter StocXflethY6Z y Lloren[ 6ollY6Z. W Aartín H!Biga 7uti9rrez (0gosto, =-%=). 0puntes de 0stronomía de 3osición DD. 0cademia de 5opografíaY:niversidad 0utónoma de 7uerrero.

Informe Observaciones Astronomicas

Recommend Documents