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Coordenadas celestes  

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Recapitulación: círculos y puntos fundamentales

Recapitulando los conceptos vistos hasta ahora, podemos plasmar en la Figura 1 un resumen de lo más importante.

Figura 1.

En primer lugar tenemos los círculos más importantes que se presentan a un observador terrestre. Por un lado el horizonte, que divide la bóveda celeste en dos mitades, una mitad visible que es la que se sitúa por encima del horizonte, y otra invisible que es la que nos tapa la Tierra. Por otro lado, se tiene el ecuador celeste, que según se ha visto es la proyección del ecuador de la Tierra sobre el cielo. Por otro lado está el cenit, que es el punto más alto del cielo y que todo observador tiene exactamente encima de él. Por otro lado está el nadir, que es el punto situado a nuestros pies en dirección diametralmente opuesta. PN es el polo norte celeste alrededor del cual giran todas las estrellas, y PS es el polo sur celeste, que siempre queda oculto para cualquier observador del hemisferio norte (por encima del ecuador).

Conviene definir ahora los puntos cardinales Norte, Sur, Este y Oeste. El Este y el Oeste son los puntos de intersección del ecuador celeste con el horizonte. Concretamente el Este es el punto por donde sale cualquier astro situado en el ecuador, y el Oeste por donde se pone. El Norte y el Sur son también dos puntos alineados pero situados perpendicularmente a la línea que une el Este y el Oeste. El Norte está también situado sobre el horizonte y está situado exactamente debajo del polo norte celeste, mientras que el Sur está en el otro lado del horizonte, exactamente por encima del polo sur celeste. Hay otra línea que es importante y es el denominado meridiano. El meridiano, es la línea que divide a la bóveda celeste en dos mitades, y que pasa respectivamente por el Norte, el cenit y el Sur. Del dibujo puede verse de forma inmediata que cualquier astro que salga sobre el horizonte, alcanza su punto más alto en la bóveda celeste cuando cruza el meridiano.

Por último, hay dos círculos paralelos al ecuador dibujados en la Figura 1, uno por encima del cual las estrellas son circumpolares, es decir, que nunca se ponen, mientras que el otro, completamente dibujado por una línea a trazos, es el círculo por debajo del cual todas las estrellas son siempre invisibles.

Un aspecto muy importante que hay que comprender y que se desprende de la Figura 1, es que debido al efecto de la rotación de la Tierra, todas las estrellas visibles siguen, en el cielo, trayectorias paralelas al ecuador celeste.

 

Coordenadas acimutales

Las coordenadas celestes son en general un instrumento imprescindible para poder situar cualquier objeto en el cielo, y de hecho, es la única manera de transmitir dicha información. Es como buscar un accidente geográfico en un mapa. Podemos saber de antemano dónde se encuentra e ir a buscarlo directamente, pero si dicho accidente no tiene nombre o no aparece en el mapa, la única manera de situarlo es a través de sus coordenadas geográficas. El conocimiento de las coordenadas celestes es también imprescindible para entender como funciona un telescopio, y sobre todo para aprender a manejarlo correctamente.

El sistema de coordenadas más intuitivo es el denominado sistema de coordenadas azimutal y que se explicará a partir de la Figura 2.

Figura 2.

Las coordenadas acimutales utilizan como referencia el cenit y el horizonte y son muy intuitivas. En la Figura 2 se representa en A una estrella sobre la bóveda celeste. Supongamos que hacemos pasar un círculo por el cenit y por la estrella situada en A. Dicho círculo cortará el horizonte en un punto como se ve en la figura. A continuación podemos medir el ángulo Z1 que forma el Sur con ese mismo punto de corte, y que se mide a lo largo del horizonte. A dicho punto se le denomina acimut, y se mide en el sentido del movimiento de las agujas del reloj. Tal y como está definido, el acimut del Oeste es 90º, el del Norte es de 180º, y el del este es de 270º. Para acabar de determinar la posición de la estrella A en el cielo medimos el ángulo, también en grados, que forma la estrella con el horizonte, medida otra vez sobre el círculo que pasa por la estrella y el cenit, es decir, que se parte en ángulo recto desde el horizonte hasta llegar a la estrella. Dicho ángulo se aparece como H1 en la Figura 2 y se denomina elevación. La elevación de cualquier punto del horizonte es de 0º, y la del cenit es, evidentemente, de 90º.

Como ya se ha mencionado en el párrafo anterior, se trata de un sistema de coordenadas muy intuitivo, pero tiene dos inconvenientes fundamentales. El primero se pone de manifiesto en la propia Figura 2. Debido al movimiento aparente de la estrella en el cielo, al cabo de un cierto tiempo, la estrella pasará del punto A al B. En el punto B el astro tendrá las nuevas coordenadas Z2 y H2. Y como puede verse en la propia figura, ello supone un cambio de coordenadas, tanto del acimut como de la elevación, es decir, que a diferencia de las coordenadas geográficas, que son siempre las mismas para un determinado punto sobre la Tierra, las coordenadas acimutales cambian constantemente con el tiempo. No solamente esto, sino que además las coordenadas acimutales, como están ligadas al horizonte y al cenit del observador, también dependen de la posición de éste sobre la superficie de la Tierra. O en otras palabras, en un mismo instante de tiempo, las coordenadas acimutales de la Luna, por ejemplo, no serán las mismas dependiendo de si es observada desde Barcelona o desde Nairobi, ya que sabemos que la visión de la bóveda celeste no es la misma desde Barcelona que desde Nairobi. Para evitar este problema, se recurre a las coordenadas ecuatoriales, que no son tan intuitivas, pero son siempre las mismas para cualquier punto fijo de la bóveda celeste sin importar el momento ni el lugar de observación.

 

Coordenadas ecuatoriales

En el sistema de coordenadas ecuatoriales se toma como referencia el ecuador celeste y el polo norte celeste. La Figura 3 se utiliza como apoyo a la definición que sigue a continuación.

Figura 3.

Supongamos que la Figura 3 muestra la bóveda celeste tal y como es visible desde cualquier latitud intermedia entre el polo norte y el ecuador. Ya sabemos que todas las estrellas, debido al movimiento de rotación de la Tierra, siguen trayectorias en el cielo que son paralelas al ecuador celeste. Supongamos que tenemos una estrella que sigue la trayectoria indicada en la Figura 3. Y hagamos también la suposición de que sobre el ecuador celeste tenemos un punto fijo g, que en principio es arbitrario pero que servirá de referencia. Como dicho punto está fijo sobre el ecuador, también girará como el resto de las estrellas una vez al día. Sea una estrella cualquiera como la representada en el punto A, de la cual se indica su trayectoria sobre el cielo. De manera similar a como se hacía en el caso de coordenadas azimutales, donde se dibujaba un círculo que pasaba por el cenit y la estrella, ahora podemos trazar un círculo que pase por el polo norte celeste y la estrella. Este círculo, cortará al ecuador celeste en r1. Ahora podemos medir el ángulo que forma el punto fijo g1 y r1 visto desde nuestro punto de observación. Para acabar de determinar la posición de la estrella, ahora puede determinarse el ángulo que forma el punto r1, medido sobre el círculo que hemos trazado y que pasa por el polo celeste y la estrella, con la propia estrella en d1. Es inmediato ver que estos dos ángulos nos darán la posición de la estrella. Al ángulo formado por r1 y g1 se le denomina ascensión recta, y se mide en sentido contrario al movimiento de las agujas del reloj. Por tanto en realidad la ascensión recta de nuestra estrella debería ser 360º menos el ángulo que hemos medido. En cuanto al ángulo formado por r1 y la propia estrella a través del círculo que hemos trazado, se le denomina declinación, que se considera positiva medida desde el ecuador hasta el polo norte celeste, y negativa desde el ecuador hasta el polo sur celeste. Por ejemplo, el polo norte celeste está a una declinación de +90º, mientras que el polo sur a -90º.

Podemos ver que este sistema de coordenadas es semejante en muchos aspectos al sistema de paralelos y meridianos utilizados en el sistema de coordenadas geográficas, y además tiene dos ventajas fundamentales. La primera y muy importante es que las coordenadas ecuatoriales de una estrella son siempre las mismas independientemente del momento en que estemos determinando la posición. Como puede verse en la Figura 3, al cabo de un cierto tiempo, la estrella, en su camino por el cielo, habrá pasado de la posición A a la B, pero el punto fijo g sobre el ecuador también (moviéndose de la posición g1 a la g2), por lo que su ascensión recta será en definitiva la misma. Por supuesto su distancia al ecuador no habrá cambiado, por lo que la declinación también permanecerá igual. La segunda propiedad importante es que tampoco cambian las coordenadas al cambiar de lugar de observación sobre la Tierra, ya que como estamos midiendo distancias a los polos celestes y sobre el ecuador celeste, estas magnitudes permanecen invariables.

Ahora sólo queda fijar el punto de referencia sobre el ecuador. Como punto de referencia se utiliza uno de los dos puntos por donde corta la eclíptica con el ecuador celeste, en concreto el punto de cruce en el que el Sol pasa de tener una declinación negativa a una positiva. A ese punto se le suele denominar punto de Aries o punto del equinoccio vernal. Una particularidad en la medición de la ascensión recta y declinación son las unidades. La declinación se expresa siempre en grados, y la ascensión recta (muchas veces abreviada como A.R.), se puede expresar también en grados, o más comúnmente en horas minutos y segundos. El procedimiento es bastante simple: en lugar de considerar que una circunferencia abarca 360º, esta se divide en 24 porciones que se denominan horas, y cada porción se divide a su vez en 60 minutos y 60 segundos respectivamente. Por ejemplo, una hora de ascensión recta equivale a 15º. Unas coordenadas válidas serían por ejemplo:

A.R. = 15h 36m 17s

Dec. = +05º 44' 16"

 

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