Introducción a la Astronomía

1. Introducción a la Astronomía Dr. Miguel Angel Trinidad Hernández Dr. Heinz Andernach Depto. de Astronomía, UG

2. Temario I (M.A. Trinidad Hdz.) • Módulo 1. La astronomía y el universo - Los cielos - Historia de la astronomía - Leyes de la naturaleza - Radiación y energía • Módulo 2. Nuestro sistema planetario - Los planetas y satélites - Cometas y asteroides - Anillos y meteoritos - La formación del sistema solar

3. Temario II (H. Andernach) • Módulo 3. Estrellas y la evolución estelar - El Sol - Estudiando a las estrellas - El medio interestelar - Formación estelar - Evolución estelar - La muerte de las estrellas: supernovas, WD, NS, y BH • Módulo 4. Galaxias y cosmología - La Vía Láctea - Galaxias normales - Galaxias activas y cuasares - Cosmología

4. Evaluación Dos exámenes parciales: 35% cada uno Tareas y/o actividades: 30% Primera parte: Conjunto de problemas a resolver de los dos primeros módulos. Problema y/o pregunta al inicio de la clase. Exposiciones en clase

5. Astrofísica y Astronomía Existen muchas diferencias entre la astrofísica y otras ramas de la física: los experimentos controlados son prácticamente imposibles. • Esto significa: • Sí existen muchos efectos físicos diferentes operando simultáneamente en un sistema complejo, no podemos aislarlos uno por uno. • El conocimiento de fenómenos raros es limitado, p.ej. se sabe poco acerca de los brotes de rayos de gamma. • Es importante usar la mas mínima información disponible: muchos avances de han logrado con estudios en diferentes regiones del estro electromagnético. • Los argumentos estadísticos juegan un papel importante en el´área de la física experimental.

6. Una vista del universo profundo

7. Unidades de Distancia DistanciaTierra-Sol: 1 UA = 1.496 x 1013 cm Distancia a Jupiter: 5 UA Distancia a Plutón: 35 UA

8. Unidades de Distancia 1 año luz (a.l.): 3x1010 cm/s X 3x107 seg/año: 9.4605 x 1017 cm 1 parsec (pc): 3.0857x1018 cm = 3.2616 a.l. = 206265 UA A la distancia de un parsec, 1UA subtiende un ángulo de 1 segundo de arco. La distancia de la Tierra a una estrella que Tiene un paralaje de 1 segundo de arco. La estrella más cercana está a 4 años luz El centro de nuestra galaxia está a 25000 años luz

9. Conceptos Sobre la Esfera Celeste • Eje Polar: Eje alrededor del cual tiene su movimiento aparente la esfera celeste. Es paralelo al eje terrestre e intercepta a la esfera celeste en los polos N y S. • Polaris: es la estrella que nos indica la dirección del polo Norte celeste. Su elevación sobre el horizonte (altitud), nos da la latitud del lugar donde se encuentra el observador. • Paralelos Celestes: son los círculos paralelos al ecuador celeste. • Ecuador celeste: es el paralelo celeste de circulo máximo. • Meridiano celestes: son los círculos que interceptan los polos celestes. • El Meridiano: meridiano celeste que pasa por el cenit.

10. Conceptos Sobre la Esfera Celeste Eclíptica: trayectoria aparente del sol en su paso anual por las constelaciones. Este plano existe, debido a que la Tierra se mueve en un plano alrededor del Sol. Como todos los planetas se mueven cerca de dicho plano, ellos siempre se observan cerca de la eclíptica. Por esta razón, los planetas son fáciles de identificar si se conocen las constelaciones del zodiaco. Entre el plano de la eclíptica y el ecuador hay un ángulo de 23.5º, que es debido a la inclinación del eje terrestre respecto al plano Tierra-Sol. Constelaciones del Zodiaco: las 12 constelaciones interceptadas por la eclíptica.

11. Los Cielos Desde de la Tierra el cielo parece como un domo gigante arriba de nosotros. Tanto el zenithcomo el horizonte se definen localmente.

12. La Esfera Celeste Es imposible decir que tan lejos están las cosas o cual es la profundidad de la esfera celeste Las estrellas son ilustradas como puntos brillantes en una esfera cristalina

13. El Ecuador y Polo Celestes Nosotros proyectamos la Tierra en el cielo y su rotación se ve reflejada en él. El “diurno” (diario) del cielo es debido justamente a la rotación de la Tierra.

14. Salida y Puesta Algunas estrellas (en algunas latitudes) nunca se ocultan y se llaman circumpolares. El tamaño de la región circumpolar aumenta a medida que nos aproximamos a los polos. No se pueden ver estrellas en el hemisferio circumpolar opuesto. Las estrellas pueden salir del Este, Sureste o Noreste.

15. La Trayectoria del Sol La altitud del polo depende de la altitud en la que nos encontremos. El Sol nunca podrá sobrepasarla. La altitud del Sol depende de la estación del año.

16. Coordenadas Celestes Para ubicar las estrellas en algún punto del cielo, se debe especificar que tan elevada está y en que dirección (altitud y azimuth). O de otra manera, se puede proyectar su latitud (declinación) y longitud en el cielo, pero debido a que la Tierra rota, nosotros tendremos que usar la ascensión recta, la cual se mantiene fija para las estrellas.

17. El Plano de la Eclíptica La proyección de la trayectoria del Sol sobre la esfera celeste, o equivalentemente la proyección del plano de la órbita de la Tierra, se llama la eclíptica. La eclíptica tiene una inclinación del 23º sobre el ecuador.

18. El Plano de la Eclíptica En otras palabras, como la órbita de la Tierra es casi circular, se define un plano en el espacio llamado plano de la eclíptica. La Tierra gira alrededor del Sol en sentido contrario a las manecillas del reloj. Su rotación también es en esta dirección.

19. Carta del Cielo Notar como el Sol parece ir al norte y al sur a medida que el año avanza. El punto cero de Ascensión Recta ocurre cuando la primavera cruza el ecuador (equinoccio vernal). Los solsticios ocurren por su paso máximo al norte o hacia el sur.

20. Las Estrellas Estacionales Las constelaciones a lo largo de la eclíptica se llaman el Zodiaco. Ninguna es visible durante todo el año debido a que la Tierra está orbitando al Sol, por lo cual las constelaciones del Zodiaco van cambiando conforme transcurre el año. Las constelaciones por si mismas son agrupaciones arbitrarias de estrellas en el cielo. Las estrellas que se ven en la noche durante el verano están en el día durante el invierno.

21. Constelaciones ¿Cuáles constelaciones están en este campo del cielo?

22. Constelaciones Orión y Tauro

23. Constelaciones

24. Las “Estrellas” de la Mañana y de la Noche Podemos observar a Mercurio y a Venus en el cielo por las mañanas. Cuando se elevan sobre el horizonte, los dejamos de ver. Pero si vuelven a bajar los observaremos otra vez por la noche. Esto es debido a que tienen orbitas internas a la de la Tierra. Esto quiere decir que solamente pueden ser vistos a determinados ángulos máximos del Sol.

25. Movimiento Retrógrado Los planetas exteriores a la Tierra tienen movimientos extraños (como de regreso) respecto a las estrellas: movimientos retrógrados. Esto es debido al hecho de que la Tierra se mueve alrededor del Sol mas rápido que estos planetas, lo cual hace que la Tierra se les adelante periódicamente. Durante este tiempo, estos planetas parecen moverse hacia “atrás”, como si se regresaran en el cielo. Esto es un gran dolor de cabeza para los que tratan de explicar los movimientos aparentes de los planetas. La forma de S es debido al hecho de que los planos orbitales no están completamente alineados.

26. Inclinación del Eje de la Tierra Si nos movemos de arriba hacia abajo sobre la órbita de la Tierra, tendremos una perspectiva diferente del movimiento de la Tierra. Entonces notamos que con respecto a la perpendicular al plano de la eclíptica (apuntando hacia el norte), el eje de la Tierra está inclinado un ángulo de 23.5º Equivalentemente podemos decir, que el ecuador de la Tierra tiene una inclinación de 23.5º respecto al plano de la eclíptica. El ángulo de inclinación se ajusta de tal modo que el eje de la Tierra mantiene la misma orientación con respecto a las estrellas cuando la Tierra gira alrededor del Sol.

27. Inclinación del Eje de la Tierra Cuando el polo norte está inclinado directamente hacia el Sol, el Sol está en el punto mas alto del cielo (en el hemisferio norte). A este punto se le llama solsticio de verano. En el caso contrario, cuando el polo norte está inclinado justo enla dirección opuesta del Sol, el Sol está en el punto mas bajo del cielo. A este punto se le llama solsticio de invierno. Como ya se ha mencionado, los puntos intermedios son los aquinoccios vernal y otoñal.

28. Precesión del Polo de la Tierra La Tierra no es una esfera perfecta, mas bien es un oblato. Su diámetro ecuatorial es 43 km mas grande que su diámetro polar. Esto es debido a la fuerza de gravedad de que ejercen el Sol y la Luna sobre la Tierra. Como resultado de esto, el eje de rotación de la Tierra precesa, es decir, presenta un ligero movimiento cónico alrededor de su eje orbital. La precesión de la Tierra es un efecto muy pequeño, al eje de rotación le toma 26000 años hacer un circulo

29. Precesión La precesión de la Tierra puede observarse fácilmente estando en el polo norte de la Tierra, donde el polo norte celeste está en el cenit.

30. Precesión del Polo de la Tierra Diferentes posiciones del eje polar de la Tierra debido a la precesión. Por ejemplo, ahora y 14000 años después. Debido a la precesión del eje polar de la Tierra, la orientación del ecuador celeste también cambiará, ya que necesariamente tendrá que ser perpendicular al eje polar.

31. El Calendario El año sideral se define como el tiempo que le toma al Sol regresar a la misma posición respecto a las estrellas. El año sideral es igual a 365.25 días + 9 minutos + 10 segundos El año tropical es el tiempo que le toma al Sol regresar a la misma posición relativo al eje de la Tierra, p.ej. de solsticio de verano a solsticio de verano. Debido a la precesión, el año tropical es 20 minutos y 14 segundos mas corto que el año sideral, y es igual a 365.25 días - 11 minutos - 14 segundos Ninguno de estos años es un numero entero en días. En el calendario Romano inicial (~300 A.C), el año era de 365 días, así que se quedaba corto por un día cada cuatro años. Como resultado de esto, la fecha de los equinoccios y solsticios se adelantaba en el calendario.

32. El Calendario En el calendario original Romano el equinoccio vernal era el 24 de Marzo. En el año 45 A.C. Se movió para finales de Mayo, así que el primer emperador Romano Julio Cesar le restó 63 días del calendario de modo que el equinoccio regresara a su fecha tradicional. Para mantener fija la fecha del equinoccio, Caesar decretó que cada cuatro años se le tendría que agregar un día extra al calendario, al final del año (Febrero). Un año con un día mas agregado se le llama año bisiesto, y a este calendario se le conoce como Calendario Juliano. Entonces, el calendario fue ampliado por 11 minutos y 14 segundos por año. Aún cuando esta cantidad es muy pequeña puede incrementarse mucho con el tiempo y el inicio del equinoccio vernal debe de corregirse en el calendario cerca de 1 día cada 128 años.

33. El Calendario Para el año 325 D.C., el equinoccio vernal tenia que moverse tres días para ajustarlo al 21 de Marzo. En esa época el emperador Romano Constantino I convocó al Consejo de Nicaea para establecer las fechas de las Fiestas de Navidad. En particular, la Semana Santa se baso en la fecha del equinoccio vernal. El equinoccio vernal continuó moviendose en el calendario Para 1582 el equinoccio vernal tenia que moverse otros diez días. Por consejo de los astrónomos, el Papa Gregorio estableció un nuevo sistema para el calendario, el cual sumaba un tiempo extra de 11 minutos y 14 segundos. En el calendario Juliano, los años de cada siglo tendrían que ser siempre años bisiestos, mientras que en el nuevo calendario esto ya no sucede mas, excepto en los años divisibles por 400.

34. El Calendario Este arreglo se conoce como el Calendario Gregoriano. Ya que no hay un ajuste perfecto con el año tropical, futuras correcciones serán necesarias. Gregorio también le agrego 10 días al calendario para hacer que el equinoccio vernal se alineara con las fechas establecidas por el consejo de Nicaea. Estos diez días se “perdieron” cuando se decretó que el 5 de Octubre de 1582 fuera el 15 de Octubre de 1582. Ahora, el equinoccio vernal siempre ocurre el 21 de marzo o cerca de esta fecha. A pesar de su mérito científico, el Calendario Gregoriano tuvo mucha desconfianza en el norte de Europa. Así que no fue hasta 1752 que el Calendario Gregoriano fue finalmente aceptado por Inglaterra y por sus colonias. Pero la mayoría de los paises de Europa del este no adoptaron el Calendario Gregoriano hasta a inicios del siglo 20.

35. Las Estaciones del Año

36. Sistemas de Coordenadas La localización en la bóveda celeste de objetos astronómicos exige establecer un adecuado sistema de referencia. En el sistema de coordenadas esféricas, bastan tres parámetros, ρ, θ y φ, para determinar exactamente la posición de un punto del espacio, en donde ρ representa la distancia al origen de coordenadas, y θ y φ son los ángulos que indican la dirección del punto respecto al origen.

37. Sistemas de Coordenadas Tanto en las coordenadas geográficas como en las astronómicas, la distancia al origen resulta superflua; en el caso de las coordenadas geográficas porque los puntos a posicionar se encuentran sobre la superficie del planeta, y en el caso de las coordenadas astronómicas porque, en principio, no se conoce con adecuada exactitud los objetos a posicionar en la observación de la bóveda celeste. Por esta razón basta en general con dos parámetros, representativos de longitudes de arco, para indicar la dirección de la posición de los objetos. Estos parámetros o coordenadas son siempre medidos sobre círculos máximos perpendiculares de la esfera celeste y se conocen como coordenada ascendente o longitudinal y coordenada declinante o latitudinal.

38. Sistemas de Coordenadas En el caso de las coordenadas geográficas, miden con bastante exactitud la localización de cualquier punto de la superficie del planeta, independientemente de los movimientos de la Tierra y de la posición del observador, pero, sin embargo, no ocurre lo mismo en las coordenadas astronómicas, en donde habría que distinguir entre sistemas de coordenadas astronómicas locales, cuyas medidas dependen de la posición del observador y sistemas de coordenadas astronómicas no locales, en donde se pretende que la posición del observador no tengan influencia en la medición de la dirección de un astro.

39. Sistemas de Coordenadas Las coordenadas geográficas utilizan un círculo fundamental, el ecuador terrestre, y un eje fundamental, el eje norte-sur de rotación del planeta. Fijando un meridiano como referencia (el de Greenwich) pueden ya medirse las dos coordenadas geográficas, longitud, de 0º a 180º Oeste y de 0º a 180º Este del meridiano de Greenwich, y la titud, de 0º a +90 latitud norte, y de 0º a -90º latitud sur.

40. Sistemas de Coordenadas Astronómicos Un sistema de coordenadas astronómicas es, simplemente, un plano p, que llamaremos plano fundamental del sistema, y un eje perpendicular e, eje fundamental del sistema de coordenadas. El círculo donde hipotéticamente el plano fundamental p corta a la esfera celeste es el ecuador celeste respecto al plano p, ecp. Y los puntos, Np y Sp, en donde el eje fundamental corta a la esfera celeste se denominan polos celestes respecto al eje fundamental p. Las coordenadas de cada punto de la esfera se miden sobre círculos paralelos al plano fundamental (coordenada ascendente, ap) y sobre círculos máximos perpendiculares al plano fundamental y que se cortan en los polos del eje fundamental (coordenada declinante, dp). Para efectuar su medición se fijan orígenes respectivos en dp0 y ap0. Finalmente, es preciso fijar un sentido, un orden, para la medición de ambas coordenadas.

41. Sistemas de Coordenadas Con todo esto, podemos tener ya un sistema de coordenadas astronómicas. Sin embargo, no se resuelve con esto el problema de la variabilidad de la situación de nuestro planeta debido a sus movimientos propios.

42. Sistemas de Coordenadas Lo que caracteriza a los diferentes sistemas de coordenadas astronómicas es la elección del plano fundamental y, consiguientemente, de su eje perpendicular, el eje fundamental por donde pasan los círculos máximos meridianos sobre los que se mide la coordenada declinante y que a su vez, delimitan perpendicularmente la medición de la coordenada ascendente. La coordenada ascendente se mide sobre el círculo fundamental del sistema de referencia. Así, el plano fundamental puede ser cualquiera de los planos característicos, generalmente de simetría, de las estructuras u objetos masivos que observamos o bien el plano observable desde el lugar en donde nos encontramos: - Plano ecuatorial de la Tierra. - Plano de la eclíptica. - Plano de simetría de la Vía Láctea. - Plano del horizonte visible en el lugar de observación.

43. Sistemas de Coordenadas Con cada plano fundamental queda inmediatamente definido el eje fundamental, es decir, su eje perpendicular, y, por consiguiente, los polos referidos al eje fundamental. Con lo cual, también sabemos ya sobre qué arcos han de medirse las coordenadas correspondientes, tanto declinante como ascendente. El siguiente paso consiste en definir el origen y sentido de la medición de ambas coordenadas astronómicas, para lo cual habrá que elegir: Para la coordenada ascendente: un meridiano origen para el inicio de la medida y su sentido de medición, que puede ser Np-astro-Ns, o bien el contrario, Ns-Astro-Np. Para la coordenada declinante: generalmente el origen es el círculo que define el ecuador celeste respecto de p, Ecp, en un sentido que puede ser hacia Np, con medida positiva de 0º a 90º, o bien hacia Sp, con medida negativa de 0º a -90º.

44. Sistemas de Coordenadas Estos son los característicos:

45. Sistema de Coordenadas Horizontal Existe otro criterio de medida de la coordenada ascendente (Azimut) consistente en tomar como origen de la medición el punto norte en lugar del punto sur. Es decir:

46. Sistema de Coordenadas Horizontal - Medida de la altura: de 0º a 90º, hacia el zenit del observador. - Medida del azimut: de 0º a 360º, en el sentido de las agujas del reloj.

47. Sistema de Coordenadas Galácticas - Medida de la latitud galáctica: de 0º a +90º hacia el norte galáctico y de 0º a -90º hacia el polo sur galáctico. - Medida de la longitud galáctica, desde el punto c, situado en dirección al centro de la Vía Láctea (en la constelación de sagitario) en el sentido contrario a las agujas del reloj. Para medir la longitud galáctica se acostumbran a usar dos datos básicos: la longitud galáctica del nodo ascendente galáctico y la ascensión recta del nodo ascendente galáctico.