Conceptos básicos, pavimento, materiales de pavimentación, métodos de combinación de agregados.Descripción completa
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Astronomía Elemental Volumen I - Astronomia BasicaDescripción completa
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DESARROLLO ASTRONOMÍA NÁUTICA Es la parte de la Astronomía que permite al navegante determinar la situación del barco y la derrota a seguir mediante la observación observación de los astros es la navegación y situación del buque por técnicas de posicionamiento basadas en la observación de las estrellas y demás cuerpos celestes. Las variables medidas para hallar la situación son: la altura angular observada de los astros sobre el horizonte medida con el se!tante "antiguamente con el astrolabio u otro instrumento# y el tiempo medido con el cronómetro. $onceptualmente el proceso no es comple%o de entender. &abiendo el momento de la observación y con los datos contenidos en el almanaque náutico es posible determin determinar ar las coorden coordenadas adas astronó astronómica micas s del astro astro observa observado. do. &abiend &abiendo o las coord coorden enada adas s del del astro astro obser observa vado do y la altur altura a sobre sobre el horiz horizon onte te con con que que 'ue observado podemos deducir que la posición del observador está situada en un círculo cuyo centro está situado en el punto geográ'ico situado directamente ba%o el astro. $ualquier observador situado en cualquier punto de ese círculo observará el astro con la misma altura sobre el horizonte. El observador puede saber por tanto que su posición está en alg(n punto de este círculo. En la práctica el proceso matemático llamado de )reducción) de la observación puede puede result resultar ar comple comple%o %o para para los los no inici iniciad ados os.. A la altur altura a observ observada ada con el se!tante es necesario aplicarle una serie de correcciones para compensar la re'racción re'racción atmos'érica parala%e y otros errores. *na vez hecho esto es necesario necesario resolver por métodos matemáticos y trigonométricos un triángulo es'érico. +ay much muchos os méto método dos s para para hace hacerr esto esto.. Los Los méto método dos s manu manual ales es util utiliz izan an tabl tablas as "trigonométricas "trigonométricas logaritmos etc.# para 'acilitar los cálculos. La aparición a 'inales del del sigl siglo o ,, ,, de las las calc calcul ulad ador oras as y comp comput utad ador oras as elec electr trón ónic icas as 'aci 'acili litó tó grand grandeme ement nte e el cálc cálculo ulo-- pero pero la apar aparici ición ón del del /& /& quitó quitó impor importan tancia cia a la nave navega gaci ción ón astr astron onóm ómic ica a rele relegá gánd ndol ola a a un segu segund ndo o plan plano o como como méto método do alternativo en caso de 'allo de la electrónica de a bordo o como hobby de interés cientí'ico.
EL UNIVERSO *na de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se re'iere al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos este mundo se va ampliando. La educación en Astronomía contribuye a un me%or conocimiento sobre el *niverso. Los cursos sobre esta materia se imparten desde hace siglos. El *niverso contiene gala!ias c(mulos de gala!ias y estructuras de mayor tama0o llamadas supe c(mulos además de materia intergaláctica. 1odavía no sabemos con e!actitud la magnitud del *niverso a pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad. La materia no se distribuye de manera uni'orme sino que se concentra en lugares concretos: gala!ias estrellas planetas... &in embargo el 234 del *niverso es una masa oscura que no podemos observar. /or cada millón de átomos de hidrógeno los 53 elementos más abundantes son: Símbolo
Elemento químico
Átomos
H
Hidrógeno
He
Helio
O
Oxígeno
690
C
Carbono
420
N
Nitrógeno
87
Si
Silicio
45
g
agne!io
40
Ne
Neón
37
"e
Hierro
32
S
#$%&re
16
1.000.000 63.000
'le(ento! *%í(ico! del +ni,er!o
UNIDADES DE DISTANCIA En el &istema &olar o en el caso de las dimensiones en un entorno estelar nos apoyamos en el semie%e mayor de la órbita de la 1ierra y utilizamos habitualmente la unidad astronómica "*A#. *nidad astronómica de longitud "abreviada ua au *A
o A*#. Es una unidad de longitud igual por de'inición a 562.728.983.833 metros y que equivale apro!imadamente a la distancia media entre el planeta 1ierra y el &ol. Las distancias a las gala!ias distantes no suelen ser citadas en unidades de distancia en absoluto sino más bien en términos de desplazamiento al ro%o. Las razones para esto son que la conversión de los corrimientos al ro%o a distancias requieren el conocimiento de la constante de +ubble que no 'ue medida con precisión hasta principios del siglo ,, y que a distancias cosmológicas la curvatura del espacio;tiempo permite llegar a varias de'iniciones de distancia. /or e%emplo la distancia de'inida como la cantidad de tiempo que tarda un haz de luz en via%ar hasta nosotros es di'erente de la distancia de'inida seg(n el tama0o aparente de un ob%eto.
Otras unidades astronómicas informaes de distancia Unidad
Distancia
=ilómetro
E!ui"aente en #m 53
?22 82?679 @m
distancia lunar
96.633 @m
96 ! 537
radio solar
553 radios terrestres "B2B 333 @m#
B2B ! 537
minuto luz
58 298 768693 @m
58298 ! 53B
igámetro
5.333.333.333 "Cil millones# de metros
53 ! 53B
unidad astronómica "*.A.# o radio de la órbita terrestre
562.728.983833 mts
a0o luz
2.6B3.933.333.333 @m "D26B billones de @m#
pársec
distancia a la que una unidad astronómica subtiende un ángulo de un segundo de arco
VÍA LÁCTEA La $aa%ia de a V&a L'ctea o simplemente V&a L'ctea es una gala!ia espiral donde se encuentra el sistema solar y por lo tanto la 1ierra. &eg(n las observaciones posee una masa de 53 5? masas solares y es una espiral barrada. &u diámetro medio se estima en unos 533 333 a0os luz equivalentes a casi un trillón y medio "56?F53 59# de @ilómetros o 2693 millones de unidades. &e calcula que contiene entre ?33 333 y 633 333 millones de estrellas. La distancia desde el &ol hasta el centro de la gala!ia es de alrededor de ?8 833 a0os luz "9733 pc# es decir el 77 4 del radio total galáctico. La ía Láctea 'orma parte de un con%unto de unas cuarenta gala!ias llamado rupo Local y es la segunda más grande y brillante tras la gala!ia de Andrómeda "aunque puede ser la más masiva como lo muestra un estudio reciente#. ? El nombre ía Láctea proviene de la mitología griega y en latín signi'ica camino de leche. Esa es en e'ecto la apariencia de la tenue banda de luz que atraviesa el 'irmamento terrestre y así lo a'irma la mitología griega e!plicando que se trata de leche
derramada
del
pecho
de
la
diosa +era "Guno para
los
romanos#. Hubens representa la leyenda en su obra El nacimiento de la ía Láctea. &in embargo ya en la Antigua recia el astrónomo >emócrito "6B3 a. $.; 83 a. $.# sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas demasiado tenues individualmente como para ser reconocidas a simple vista. &u idea no obstante no halla respaldo hasta
5B32 cuando el astrónomo italiano alileo alilei hace uso del telescopio y constata que >emócrito estaba en lo cierto ya que a donde quiera que mirase aquel se encontraba lleno de estrellas.
SOL Estrella que da nombre al &istema solar se encuentra a 573 Cillones de @ilómetros de la 1ierra. Es una es'era de radio unas 533 veces mayor que el de la 1ierra. Es de color amarillo y su super'icie está a 7.933I de temperatura. $onsta de una es'era rodeada de varias capas que de interior a e!terior son : Jotos'era que es la parte visible Atmós'era solar compuesta de cromos'era y la corona. En la cromos'era se encuentran las protuberancias enormes masas de gases que se elevan a miles de @ilómetros. El &ol describe aparentemente una órbita o eclíptica alrededor de la 1ierra "en realidad es al revés# inclinada ?I ?8K "oblicuidad de la eclíptica# respecto al plano del Ecuador tardando un a0o trópico en recorrerla. 1ambién tiene una rotación sobre su e%e de unos ?7 días apro!imadamente. La eclíptica corta al Ecuador en dos puntos el punto vernal o de Aries primer punto de Aries nodo ascendente o punto equinoccial de primavera y el punto de Libra o nodo descendente. Lo hace el ?5 de Carzo y el ? de &eptiembre respectivamente 'echas que se denominan equinoccios "equinos igual noche
igual día. Alcanza su punto de má!ima altura aparente o declinación el ?5 de Gunio solsticio de verano en el punto de $áncer y llega al punto más ba%o en el punto de $apricornio el ?5 de >iciembre que se produce el solsticio de invierno. Este movimiento es el que determina las estaciones en ambos hemis'erios. Masado en lo anterior primavera y verano debieran tener la misma temperatura así como oto0o e invierno. &in embargo no es así porque en primavera la 1ierra está 'ría con lo cual es preciso calentarla. Al llegar el verano la misma cantidad de calor se aplica sobre una 1ierra ya calentada por lo que suben a(n más las temperaturas. El 'enómeno inverso se da en oto0o e invierno. El e%e normal a la eclíptica corta la es'era celeste en los /olos de la eclíptica. Los $írculos má!imos que pasan por los /olos $elestes y los puntos equinocciales se llaman coluro de los equinoccios y el que pasa por los puntos solsticiales se llama coluro de los solsticios. Las líneas de los equinoccios está separada unos 5BI de la línea de los ápsides >ebido a la precesión de los equinoccios el punto de Aries se ha trasladado unos 3I sobre la eclíptica ocupando ahora su posición /iscis. $uando el &ol tiene una declinación igual a la latitud del lugar sus rayos caen perpendicularmente sobre el mismo. Esto se produce dos veces al a0o para cada punto situado entre los trópicos de $áncer y $apricornio "paralelos a ?I ?8K Norte y &ur respectivamente#. En el Ecuador esto se produce en los equinoccios y en esa 'echa el día es igual a la noche para toda la 1ierra. El resto del a0o el día es mayor que la noche en el hemis'erio Norte cuando la declinación del &ol es positiva. En el solsticio de verano o punto de $áncer se llega a la mayor duración del día para el hemis'erio Norte. En las cercanías de los /olos el día dura seis meses y la noche otro tanto.
SISTEMA SOLAR Es un con%unto de astros cuyo centro es la estrella &ol que describe una órbita de ?93 millas de diámetro "sin importancia a e'ectos prácticos# alrededor de la cual
giran los 2 planetas mencionados anteriormente ? satélites "1ierra uno : La Luna Carte dos G(piter 5? &aturno 53 *rano 7 y &aturno ?# miles de planetas menores o asteroides y multitud de cometas. Los planetas siguen las leyes de =epler en su movimiento:
() La órbita de cada planeta es una elipse en uno de cuyos 'ocos está el &ol. *) Los radios vectores que unen cada planeta con el &ol barren espacios iguales en tiempos iguales. Luego su velocidad es menor cuando más ale%ados están "a'helio# y mayor cuando están más pró!imos del &ol "perihelio# +) Los cuadrados de los tiempos empleados por los planetas en cumplir una revolución alrededor del &ol son proporcionales a los cubos de los e%es mayores de sus órbitas.
/ara la navegación se utilizan cuatro planetas: enus Carte G(piter y &aturno 1odos los astros tienen dos movimientos principales : El de rotación sobre su e%e y el de translación describiendo una órbita en sentido
LA LUNA &atélite de la 1ierra es una es'era sin luz propia y de un volumen del 5O73 de la 1ierra. &u distancia a la 1ierra es del orden de 87.333 @ilómetros o B3 radios terrestres. &e usa poco para la navegación actual debido a que por su cercanía da lugar a grandes errores de parala%e. &e llama parala%e al ángulo que 'orman dos visuales dirigidas desde el Astro hacia la 1ierra una al centro y otra tangente a la misma. En el caso de la Luna este parala%e es del orden de 78P siete veces mayor que el del &ol y el doble que el de enus. El parala%e no es siempre el mismo dependiendo de la posición relativa de los Astros y sus respectivos radios. 1iene dos movimientos Hotación sobre su e%e. Este tiempo es de ?8 dias 8 horas y 6 y se llama
Re"oución Sid,rea) 1ranslación describiendo una eclíptica que tiene a la 1ierra en uno de sus e%es. El plano de su eclíptica 'orma un ángulo de 7I 39K 68P con el de la eclíptica &olar. El tiempo que tarda en recorrerla es de ?8 dias 8 horas y 6 minutos y se llama revolución sidérea. $omo es el mismo tiempo que tarda en dar una rotación alrededor de su e%e el resultado es que siempre vemos la misma cara de la Luna >ado que el &ol se va desplazando al mismo tiempo que la Luna el tiempo en que tardamos en volver a ver los dos Astros en la misma posición relativa es superior a la revolución sidérea siendo de ?2 dias 5? horas y 66 minutos. A este intervalo se le llama revolución sinódica lunación o mes lunar. $iclo lunar o de Centón es la duración de un período de 52 a0os durante el cual se producen ?7 lunaciones N(mero de oro es el n(mero de orden de un a0o en el ciclo de Centón. El a0o anterior a $risto el n(mero de oro 'ue 5.
-ases de a Luna o o
Luna nueva o novilunio Luna creciente Luna llena o plenilunio $uarto menguante
$uando la Luna es nueva o llena está alineada con el &ol y la 1ierra llamándose esta situación con%unción si está del lado del &ol y oposición si la 1ierra está en medio. A ambas situaciones se les llama sicigias. $uando esta en mitad de los períodos de creciente y menguante 'orma un ángulo de 23I y se dice que está en cuadratura. Edad de la Luna es el n(mero de días desde que 'ue luna nueva Epacta de la Luna es la edad que tiene el 5 de Enero &e dice que la Luna es mentirosa porque parece una $ cuando >ecrece y una > cuando $rece. El proceso total dura un mes apro!imadamente "?27 días# por lo que entre cada 'ase hay una semana.
.LANETAS MENORES No poseen luz propia y tienen movimiento aparente acusado. es el término creado por la *nión Astronómica nternacional "*A# para de'inir a una nueva clase de cuerpos celestes di'erente de la de planeta y de la de cuerpo menor del sistema solar "o planeta menor #. Jue introducido en la resolución de la *A del ?6 de agosto de ?33B sobre la de'inición de planeta para los cuerpos del sistema solar . &eg(n la *A un planeta enano es aquel cuerpo celeste que: •
Está en órbita alrededor del &ol.
•
1iene
su'iciente masa para
que
su
propia gravedad haya
superado
la 'uerza de cuerpo rígido de manera que adquiera un equilibrio "'orma casi es'érica#. •
No es un satélite de un planeta u otro cuerpo no estelar.
•
No ha limpiado la vecindad de su órbita.
&eg(n estas características la di'erencia entre los planetas y los planetas enanos es que estos (ltimos no han limpiado la vecindad de su órbita. Esta característica sugiere un origen distinto para los dos tipos de cuerpos. >e acuerdo con la de'inición de la *A aquellos ob%etos que respecto del &ol están más allá de la órbita de Neptuno reciben el nombre de ob%etos tras neptunianos. &i un ob%eto celeste cumple con la de'inición de planeta enano y pertenece también al grupo de los transneptunianos "si está en la intersección de esos con%untos# se denomina plutoide. Las consecuencias más inmediatas de esta nueva de'inición 'ueron la pérdida de /lutón del estatus de planeta su clasi'icación como planeta enano y el aumento de categoría de $eres antes considerado un asteroide y d e Eris
conocido como ,ena de manera in'ormal o ?33 *M 5 su denominación provisional.
ASTEROIDES Los asteroides son una serie de ob%etos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del &ol la mayoría en el cinturón principal situado entre Carte y G(piter. Algunos asteroides sin embargo tienen órbitas que van más allá de &aturno otros se acercan más al &ol que la 1ierra. Algunos han chocado contra nuestro planeta. $uando entran en la atmos'era se encienden y se trans'orman en meteoritos. A los asteroides también se les llama planetas menores. Algunos tienen compa0eros. El más grande es $eres con casi 5.333 =m. de diámetro. >espués esta y /allas con 7?7. &e han encontrado 5B que superan los ?63 =m. y muchos peque0os. aspra el de la 'oto de arriba no llega a los 7 @m de punta a punta mientras que da "aba%o con su satélite# tiene unos 557 =m.
Atendiendo a la analogía que e!iste entre los tama0os y movimientos de los planetas y siguiendo la clasi'icación adoptada por +umboldt se divide también en tres grupos para lo cual se tomar. Los asteroides como zona de separación. &eg(n esto 'orman el primer grupo Cercurio enus la 1ierra y Cartes que son de un tama0o medio respecto a los demás- pertenecen al segundo grupo los asteroides o peque0os planetas y al tercero G(piter &aturno *rano y Neptuno o sean los grandes planetas pues el volumen de uno cualquiera de ellos es tan grande como los cuatros planetas del primer grupo reunidos en un solo globo
METEORO / COMETAS Ceteoro en su uso astronómico es un concepto que se reserva para distinguir el 'enómeno luminoso que
se
produce
cuando
un
meteroide atraviesa
nuestra atmós'era. Es sinónimo de estrella 'ugaz término impropio ya que no se trata de estrellas. &eg(n la terminología adoptada en nuestros días se tienen las siguientes de'iniciones básicas: •
Ceteroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de alg(n cometa o restos de la 'ormación del &istema &olar .
•
Ceteoro: es un 'enómeno luminoso consistente en un meteoroide atravesando la atmós'era terrestre a veces de%ando detrás una estela persistente. &u de'inición popular es la de estrella 'ugaz.
•
Ceteorito: son los meteoroides que alcanzan la super'icie de la 1ierra debido a que no se desintegran por completo en la atmós'era.
Los meteoros más luminosos que superan la magnitud estelar de ;6m llegando hasta ;??m son habitualmente llamados bólidos o bolas de 'uego.
Los meteoros se 'orman cuando un meteoroide que se encuentra en el espacio entra en la atmós'era terrestre y por e'ecto de la 'ricción se quema en las capas altas de la atmós'era. El meteoro se origina en la atmós'era superior de la 1ierra a altitudes de 97 a 557 @ilómetros producida por el ingreso en la tierra de un meteoroide a alta velocidad. &e estima que unos 533 millones de meteoros pueden ser observados a simple vista en todo el planeta a lo largo de ?6 horas. *n típico meteoro de magnitud Q? producirá un meteroide de 9 milímetros de diámetro.
que conocemos como estrella 'ugaz y que representa un 54 de la energía inicial del meteoroide. Los cometas %unto con los asteroides planetas y satélites 'orman parte del &istema &olar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran e!centricidad lo que produce su acercamiento al &ol con un período considerable.
A di'erencia de los asteroides los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del &ol. A gran distancia "a partir de 7;53*A# desarrollan una atmós'era que envuelve al n(cleo llamada coma. Esta coma está 'ormada por gas y polvo. $on'orme el cometa se acerca al &ol el viento solar azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está 'ormada por polvo y el gas de la coma ionizada. Jue después del invento del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund +alley 'ue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó la aparición del cometa en 5879 para el cual calculó que tenía un periodo de 8B a0os. >esa'ortunadamente murió antes de comprobar su predicción. >ebido a su peque0o tama0o y órbita muy alargada sólo podemos ver los cometas cuando están cerca del &ol y por un periodo corto de tiempo.
