MIRANDO AL CIELO

lunes, 11 de febrero de 2013

EL PARSEC

EL "PARSEC": es una unidad de distancia utilizado en astronomía para medir la distancia a las estrellas y por lo tanto es una distancia muy grande. 1 parsec=30.900.000.000.000 Km. Casi 31 billones de kilómetros También 1pc = 3,26 años luz = 206.265 ua. (Es como viajar y volver unas 5000 veces a Plutón) Por definición el parsec (PC) se define como la distancia a la que una unidad astronómica (UA=distancia al Sol 150.000.000 Km.) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1"), entonces una estrella dista a un pársec si su paralaje ß es igual a 1 segundo de arco. EXPLICACIÓN MATEMÁTICA: Si durante varios años se observa cuidadosamente la posición relativa de las estrellas, se advierte que algunas de ellas se desplazan entre sus vecinas, y luego de transcurrir un año se ubican en la misma posición relativa. Esto se debe a que en el intervalo de un año, o sea en el lapso de una revolución completa de la Tierra alrededor del Sol, se modifica la posición relativa de las estrellas cercanas y la Tierra con respecto a otras estrellas más lejanas. En 6 meses, la Tierra cambia su posición en 300.000.000 de Km., pasando de uno a otro extremo del diámetro de su órbita (ver imagen abajo). El mismo fenómeno lo observamos desde una calesita: los objetos cercanos cambian su posición relativa en comparación con los más lejanos. La observación detallada de este fenómeno permite determinar la distancia de las estrellas más cercanas a nosotros. El ángulo bajo el cual desde una estrella se ve el radio de la órbita terrestre, supuesta ella circular, se denomina paralaje de la estrella. Su valor es siempre menor que 1” (un segundo) , inclusive para las estrellas más cercanas, por lo cual su medición debe realizarse con sumo cuidado y mediante instrumentos muy precisos. De acuerdo con la definición, el ángulo de paralaje es la mitad del desplazamiento de la estrella en el cielo. En 1838, W. Struve midió por primera vez la paralaje de una estrella, obteniendo para la 61 Cisne una paralaje de 0”,3. La paralaje de alfa Centauro, la segunda estrella más cercana a nosotros, es 0”,76, valor determinado porHenderson. Prácticamente, la paralaje se mide de la siguiente manera: en una cierta época del año (T1) se obtiene una fotografía de la estrella en estudio junto con sus estrellas vecinas en el cielo. Seis meses después (T2) se la vuelve a fotografiar, tomando la precaución de que las estrellas con las cuales se efectúa la comparación se encuentren más distantes, de tal manera que, a su vez, éstas no se desplacen. De acuerdo con la figura se advierte una modificación en su posición relativa en el cielo. Finalmente, otros seis meses después, o sea a un año de la primera fotografía y nuevamente en T1, se obtiene una tercera fotografía, la que debería coincidir con la primera. La diferencia de posición entre la primera y segunda fotografía es igual al doble del ángulo de paralaje. En caso de que no haya coincidencia, significa que la estrella tiene además otro movimiento, que se conoce como movimiento propio y en este caso hay que restarle la mitad de dicho movimiento propio. Conocido el ángulo de paralaje, mediante cálculos trigonométricos se puede obtener la distancia a la estrella, y como condición a este método se lo debe usar cuando la distancia al objeto celeste es menor de 100 pc. (100 parsec)
	Que es el Popol Vuh?
	Que es el Papiro de Ebers?
	Que es la Euritmia de Leonardo Da Vinci?
	A que se llama Braquistócrona?
	Que es un Palimpsesto?
	Que es un Espacio Sagrado y las Líneas Ley?
	A que se llamaban Esferas Celestiales?
	Que es un Acre?
	Que era una Ostraka?
	A que se llama Fuga De Galaxias?
	Que es un Número Complejo?
	Que es un Mach?
	A que se llama Misterio Cosmográfico?
	Que es un Paserc?
Fuentes Consultadas: COSMOS de Carl Sagan Geometría Sagrada Descifrando el Código de Stephen Skinner Abuelo ¿es verdad?... de Luis Melnik La Medida de Todas Las Cosas de Ian Whitelaw De Los Números y Su Historia de Isaac Asimov Una Vista Al Universo Conocido de Alejandro Feinstein-Horacio Tignanelli Crónica Loca de Víctor Suerio Wikipedia

MAS SOBRE EL ASTEROIDE DA14 (NOTICIAS DE JESÚS I.)

http://www.oam.es/Asteroide_2012DA14.htm

domingo, 10 de febrero de 2013

COORDENADAS ASTRONÓMICAS

Coordenadas Horizontales

Los dos ángulos que fijan la dirección se llaman Acimut y altura.

El Acimut (A) se mide sobre el horizonte del lugar en horas, desde el Sur hasta el vertical del astro, positiva en la dirección S W-N-E.

La altura (a) se mide sobre el vertical del astro en grados, desde el horizonte del lugar. Es positiva en dirección al Cenit y negativa hacia el Nadir.

A veces es útil el uso de la distancia cenital (z) definida como la distancia angular del cenit al astro medida sobre el vertical del astro (z=90-a).

Estas coordenadas se utilizan para determinar las condiciones de observación de un astro, caso de ser visible. Por debajo de 30 de altitud, las condiciones de observación en el visible son muy malas debido a los efectos que, sobre la luz, ejerce la atmósfera terrestre.

Coordenadas Ecuatoriales.

La Ascensión Recta (alpha ) se mide sobre el ecuador celeste en horas, desde el Punto Aries hasta el meridiano del astro, positiva en la dirección S-E-N-W.

La Declinación (sigma) se mide sobre el meridiano del astro en grados, desde el ecuador celeste hasta el astro, positiva en la dirección del polo Norte. Se utilizan para fijar la posición de un astro en el cielo ya que no cambian con el movimiento diurno. Solo se ven afectadas por el movimiento de presesión, lo que hace que cada 50 años se cambie el sistema de referencia, variando por tanto las coordenadas ecuatoriales de cada astro.

LA MEDIDA DEL TIEMPO

Tiempo Solar

Llamamos Tiempo Local Verdadero a la hora que nos marca un reloj de Sol en el lugar en que nos encontramos. Los relojes de sol tienen su fundamento en la sombra proyectada por un "gnomon" sobre una es cala graduada y ajustada convenientemente. Por lo tanto son dispositivos que nos marcan la posición aparente del Sol en cada momento.

El movimiento aparente del Sol presenta ciertas irregularidades debidas a dos hechos principalmente: la excentricidad de la órbita terrestre y la inclinación del eje de rotación de la Tierra con respecto al plano de su órbita.

De acuerdo con las dos primeras leyes de Kepler, la Tierra recorre su órbita elíptica a mayor velocidad cuando se encuentra más cerca del Sol (en el perihelio), que cuando esta más lejos (en el afelio). Así, el desplaza miento aparente del Sol hacia el Este es más rápido en Enero que en Julio, lo que significa que en Enero el reloj de sol marca el mediodía más tarde que en Julio.

Para evitar estas irregularidades en la duración del día, se define el Tiempo Local Medio como el que marcaría un reloj de sol, si este estuviera situado en el Ecuador y se moviera hacia el Este a velocidad constante a lo largo de todo el año. La diferencia entre el Tiempo Local Verdadero y el Tiempo Local Medio se conoce como Ecuación del Tiempo (E.T.= T.L.V. - T.L.M.). Esta diferencia nunca sobrepasa los 17 minutos.Por otro lado, el hecho de que el eje de rotación de la Tierra este inclinado respecto a la eclíptica (en 23.5 grados) hace que el desplazamiento hacia el Este varíe con la posición del Sol sobre la eclíptica respecto del ecuador. Así, en los solsticios, el movimiento tiene solamente componente Este (por ser la eclíptica paralela al ecuador en esos puntos) mientras que en los equinoccios, aparece una cierta componente hacia el Norte (en Primavera) o hacia el Sur (en OtoÑo). Esto altera la duración del tiempo transcurrido entre dos culminaciones consecutivas a lo largo del año.

Llamamos Tiempo Universal (T.U. o G.M.T.) al Tiempo Local Medio del Meridiano de Greenwich. Muchos de los fenómenos astronómicos estan dados en Tiempo Universal, por lo que hay que tener claro como se pasa a la hora que marca nuestro reloj.

Para mantener cierta homogeneidad en la medida del tiempo y que la hora de nuestro reloj se corresponda más o menos con la posición del Sol, en todos los países, se establecieron los husos horarios. Cada país fija la hora del reloj según el Tiempo Local Medio de un meridiano determinado. Para hacer la conversión de Tiempo Universal a Tiempo Local Medio, hay que tener en cuenta la longitud geográfica del meridiano que fija nuestra hora(en medidas de tiempo), para sumársela si esta al Oeste o restársela si esta al Este.

Finalmente, la hora que marca nuestro reloj es la Hora Civil, que en horario de invierno va adelantada una hora respecto del que le correspondería en su huso horario, y dos en horario de verano.

Para la determinación de la hora a la que ocurren algunos fenómenos (como por ejemplo la hora del Orto del Sol en un punto determinado) hay que tener en cuenta también la distancia angular del lugar, respecto del meridiano base del huso horario correspondiente.

Tiempo Sidéreo

Se define Tiempo Sidéreo como el ángulo horario del Punto Aries. Es un tiempo basado también en la rotación terrestre, pero no en la posición aparente del Sol. El día sidéreo es el intervalo que transcurre entre dos pasos consecutivos de un punto fijo (una estrella muy lejana, el Punto Aries, etc.) por el meridiano del lugar. El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita hace que el Sol se desplace hacia el Este casi 1 grado cada día por lo que el día en Tiempo Solar es más largo que en Tiempo Sidéreo. Así, la duración de un día sidéreo es de 23h 56m 4,091s de Tiempo Solar Medio. La conversión de un intervalo de Tiempo Solar Medio en Tiempo Sidéreo se realiza con la expresion: I(T.S.M.)= 0.99727 I(T.S.).

Otras medidas del Tiempo

El Tiempo Solar Medio corrige las irregularidades del movimiento aparente del Sol, pero no es un tiempo perfectamente uniforme debido a que esta basado en la rotación de la Tierra, y esta no es constante. Para eliminar las pequeñísimas irregularidades en este movimiento, se introduce el Tiempo de las Efemérides (T.E.), que representa una medida del tiempo absolutamente uniforme, y en el cual se basan las fórmulas de la Mecánica Celeste. La desviación entre el T.E. y el T.U. solo puede determinarse exactamente a posteriori, mediante observaciones astronómicas. La diferencia entre ambos no suele superar el minuto de tiempo.

Paralelamente existen definiciones basadas en fenómenos físicos para fijar la duración del segundo. En la XIII Conferencia de Pesos y Medidas (1967) se definió el segundo como la duración temporal de 9.192.631.770 oscilaciones del átomo de Cesio 133 en su estado fundamental. El tiempo basado en esta medida se llamaTiempo Atómico Internacional (T.A.I.). Esta es la definición más utilizada en la actualidad, habiendo sustituido al Tiempo de las Efemérides.