Calendario juliano

El calendario juliano es el antecesor del calendario gregoriano 
y se basa en el movimiento del sol para medir el tiempo. 
Desde su implantación en el 46 a. C., se adoptó gradualmente en los países europeos y
sus colonias hasta la implantación de la reforma gregoriana, del Papa Gregorio XIII, en 1582. 
Sin embargo, en los países de religión ortodoxa se mantuvo hasta principios del siglo XX: 
en Bulgaria hasta1917, en Rusia hasta 1918, en Rumanía hasta 1919 y en Grecia hasta 1923. 
A pesar de que en sus países el calendario gregoriano es el oficial, 
hoy en día las iglesias ortodoxas (excepto la de Finlandia)siguen utilizando 
el calendario juliano 
(o modificaciones de él diferentes al calendario gregoriano)
 para el cálculo de la fecha de Pascua.

Calendario Gregoriano

Se denomina así al calendario establecido por el papa Gregorio XIII en el año 1582 y que fue sutituyendo poco a poco al calendario juliano.

La reforma gregoriana constaba de tres partes:

'Primero'. Se eliminaron 10 días del calendario, pasando del jueves 4 de octubre de 1582 al viernes 15 de octubre de 1582. El objetivo que se perseguía es que el equinoccio de primavera del hemisferio norte cayera el 21 de marzo. En el primer concilio ecuménico de la Iglesia, celebrado en el año 325 quedó establecido que la primavera comenzaba en esa fecha. Se había desplazado porque la duración media del año, según el calendario, difería un poco de la duración real del año.

Segundo. Modificaron la regla de los años bisiestos. Antes de 1582 los años bisiestos eran siempre los múltiplos de cuatro. Por ejemplo 1500, 1504, 1508, etc. Con la reforma, se quitan algunos. Concretamente, los años que sean múltiplos de 100 pero que no sean múltiplos de 400. Así, se han quitado los bisiestos de los años 1700, 1800 y 1900, pero no los de 1600 y 2000. Estos dos últimos son múltiplos de 400. La finalidad de estos cambios es que en cada periodo de 400 años haya sólo 97 bisiestos. De esta forma la duración media del año sería 365 + (97/400) días. Esto es 365,2425 días. Se aproxima más al año trópico real (365,2422 días) que el sistema anterior que tiene una duración media de 365,25 días.

Tercero. Se modificaron las fórmulas que sirven para calcular la fecha de la Pascua cristiana o Domingo de Resurección.

El calendario se adoptó inmediatamente en los territorios pontificios y en los que estaban controlados por Felipe II de España. En un periodo breve de tiempo lo adoptaron los restantes paises católicos. Los paises protestantes no lo adoptaron hasta unos cien años después. No se implantó en Gran Bretaña hasta 1752, en Rusia hasta 1918 y enTurquía hasta 1927. En la actualidad sólo una parte de la iglesia ortodoxa sigue usando el calendario juliano.

Debido a las diferentes fases de implantación del calendario a lo largo de la historia, surge la necesidad de un calendario común que permita referirse sin ambigüedad a un momento de la historia. El concepto de día juliano (no confundir con calendario juliano) resuelve este problema.

Sistema de coordenadas

Sistemas de coordenadas.  
      
 Los sistemas utilizados habitualmente para indicar la posición de un astro sobre 
la esfera celeste son: las coordenadas horizontales, horarias, ecuatoriales, eclípticas y 
galácticas. En el primero de los sistemas, la referencia se toma con respecto a la 
Tierra. Es la más intuitiva, pero el valor de las coordenadas cambia continuamente a lo 
largo de la observación y depende de la posición del observador en la Tierra. Los dos 
sistemas de coordenadas siguientes se refieren a la esfera celeste y son los utilizados 
para fijar la posición de los astros de modo que cualquier observador, en cualquier 
punto de la Tierra, pueda utilizarlas fácilmente dado que el sistema de coordenadas se 
va a desplazar con el fondo estrellado. El sistema de coordenadas eclípticas es especialmente adecuado para describir las posiciones de los planetas y el Sistema Solar 
en general. Por último, el sistema de coordenadas galácticas resulta útil para describir 
las posiciones de objetos muy lejanos fuera de nuestra galaxia. 
 Coordenadas horizontales.
 Proporcionan, en principio, el modo más fácil para situar un astro en la esfera 
celeste, aunque presentan el inconveniente  de estar ligadas a la posición del 
observador. Son: A = acimut y a = altura. El plano fundamental de referencia en 
estas coordenadas es el horizonte del observador y el eje fundamental es el que pasa 
por el cenit y el nadir. Los círculos máximos que unen estos puntos son los verticales y 
los círculos secundarios paralelos al horizonte del observador son los almicantarant. 
El acimut, A , de un astro  es el arco del horizonte celeste comprendido entre 
el punto cardinal Sur y el punto  donde el  vertical que pasa por el astro corta al 
horizonte, tomado de este a oeste de 0
o
 a 360
o
. 
 La altura, a , del astro  es el arco del vertical que pasa por el astro. Se cuenta 
a partir del horizonte de 0
o
 a 90
o
, positivamente hacia el cenit y negativamente hacia el 
nadir. Al ángulo complementario se le llama distancia cenital, c. De acuerdo con estas 
definiciones, la altura del polo celeste (aproximadamente la de la estrella polar) es 
numéricamente igual, a la latitud astronómica del lugar de observación
Coordenadas horarias.
 Son: H = ángulo horario y δ = declinación. El plano fundamental de referencia 
es el ecuador celeste, que define como eje fundamental el eje polar que pasa por los 
polos celestes norte, N y sur, S.  Los círculos máximos que unen estos puntos son los 
meridianos celestes, también llamados círculos horarios, y los círculos no máximos 
paralelos al ecuador celeste, los paralelos celestes. 
 El ángulo horario,  H , de un astro es el ángulo, medido sobre el ecuador, 
desde el meridiano del observador  hacia el oeste y hasta el meridiano que pasa por la 
posición del astro. 
 La declinación, δ, es el ángulo, medido sobre el círculo horario, que pasa por 
la posición de la estrella, a partir del ecuador celeste. Puede valer entre 0
o
 y 90
o
, 
positivamente hacia el polo N y negativamente hacia el polo S. El ángulo 
complementario de la declinación es la distancia polar, P. 
 La declinación de un astro es una cantidad constante. Sin embargo, a 
consecuencia del movimiento diurno, el  astro recorre su paralelo celeste con 
movimiento uniforme. El ángulo horario, H, varía con el tiempo, siendo 0
o
 cuando la 
estrella cruza el meridiano del observador alcanzando su altura máxima. 
Sistema de coordenadas horarias 
Coordenadas ecuatoriales.
 Son:  δ= declinación y  α= ascensión recta. Al igual que en el sistema de 
coordenadas horarias, el plano fundamental de referencia es el ecuador celeste y el eje 
fundamental es el eje N-S.   
 La  declinación ya se ha definido y la   ascensión recta se mide sobre el 
ecuador celeste, de 0 a 24 horas a partir de un punto fijo y hacia el este. El punto fijo, γ, 
es el punto Aries o punto Vernal: uno de los puntos de corte entre el ecuador celeste 
y la eclíptica como se denomina a la trayectoria aparente que describe el Sol en su 
movimiento sobre el fondo del cielo a lo largo del año. 
 En este sistema de referencia, las dos coordenadas que definen la posición del astro permanecen fijas, por lo que constituyen un sistema de referencia que, en primera 
aproximación, no depende del tiempo. Por este motivo, estas son las coordenadas que 
figuran en los catálogos de objetos astronómicos.
 Coordenadas eclípticas.
 Son:  λ= longitud eclíptica y  β= latitud eclíptica.  El plano fundamental de 
referencia es el plano de la eclíptica y el eje fundamental es el que une los polos N y S 
de la eclíptica que se denotan con las letras K y K´, respectivamente. 
  La longitud eclíptica, λ, se mide sobre la eclíptica, a partir del punto Aries, γ, 
en dirección hacia el este y hasta el meridiano  del objeto. 
 La latitud eclíptica, β, se mide sobre el meridiano del objeto, positiva hacia el 
polo norte de la eclíptica y negativa hacia el polo sur. 
             Este sistema de coordenadas es adecuado para estudiar la posición del Sol y 
para describir los movimientos planetarios. 
 Coordenadas galácticas. 
Son: l 
II 
= longitud galáctica y bII 
= latitud galáctica. El plano fundamental de 
referencia es el ecuador galáctico, que forma un ángulo de 62,6
o
 con respecto al 
ecuador celeste y el eje fundamental es el que une los polos N y S galácticos, que se 
designan con las letras G y G´, respectivamente. Figura 1.8. Sistema de coordenadas eclípticas 
 La longitud galáctica,  l 
II
, es el ángulo, medido sobre el ecuador galáctico, 
desde un punto de referencia, L, hasta el círculo máximo que pasa por el objeto en 
sentido de ascensión recta creciente. Se mide de 0
o
 a 360
o
. La latitud galáctica, bII
, se 
mide desde el ecuador galáctico sobre el círculo máximo que pasa por el objeto, de 0
o 
a 
90
o
, positivo hacia G y negativo hacia G´. 
 De acuerdo con la Unión Astronómica Internacional, el punto de referencia, L, 
indica la dirección del centro galáctico y forma un ángulo sobre el ecuador galáctico de 
123º con respecto al círculo máximo que pasa por los polos celestes y galácticos. 
 Estas coordenadas resultan útiles para estudiar las posiciones de objetos en la 
galaxia y de otras galaxias. 

Movimiento diurno

El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, desentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte.

Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Éstas se mueven acordes al tiempo sidéreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.

Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba de un movimiento real de las estrellas. Desde Copérnicosabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemáica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.

Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.

El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrógrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y antihorario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en dirección Norte).

Los únicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los demás, y las estrellas con ellos parecen girar en círculos concéntricos alrededor de aquéllos. El polo norte celeste está situado sobre el punto cardinal nortea una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vería la Estrella Polar en el cenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte está sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40º, el polo celeste se encuentra a una altura de 40º sobre el horizonte.

Entre las estrellas más próximas al polo norte, la más fácilmente visible es la Estrella Polar, que se encuentra a un grado de éste, y describiendo un círculo alrededor de él. El radio de dicho círculo es unas dos veces el diámetro angular nuestra Luna.

Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un círculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningún momento, por lo que son siempre visibles.

El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen sólo parte de un círculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.

En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento.

Esfera celeste

La esfera celeste es una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica con el globo terrestre, en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes; así es como el ángulo formado por dos direcciones será representado por unarco de circulo mayor sobre esa esfera.

Teóricamente se considera que el de la Tierra es el Eje del mundo (el de rotación de la esfera celeste), y que el ojo del observador es coincidente con el centro de la Tierra. Es un modelo que constituye uno de los conceptos fundamentales de la astronomía, especialmente para poder representar las observaciones celestes.

La observación celeste

La esfera celeste es una construcción mental que creamos cuando miramos al cielo. Esta surge por la información que recibe de nuestros ojos. El tamaño y la separación de los ojos nos permite percibir el volumen de los objetos, pero sólo hasta cierta distancia (visión estereoscópica). Posterior a esa, todos los objetos que se perciban darán la impresión de encontrarse situados a la misma distancia, puesto que serán proyectados mentalmente sobre un mismo plano.

Cuando utilizamos el sentido común, se modifica esa percepción. Si miramos al cielo y observamos objetos que se encuentran muy lejos de nosotros, el cerebro actúa de la misma manera: los proyecta sobre un mismo plano. Al desplazar la vista en todas direcciones, percibimos el cielo cómo si fuese una inmensa cúpula limitada por el horizonte, con nosotros situados en el centro. Tal percepción, fue lo que impulsó a los antiguos filósofos a considerar que la Tierra era el centro del Universo.

Telescopios

 Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω "ver") al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio¹ ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.

Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— el ser humano pudo, por fin, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.

Invento

Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes alemán, pero recientes investigaciones del informático Nick Pellingdivulgadas en la revista británica History Today,² atribuyen la autoría a un gerundense llamado Juan Roget en 1590, cuyo invento habría sido copiado (según esta investigación) por Zacharias Janssen, quien el día 17 de octubre (dos semanas después de que lo patentara Lippershey) intentó patentarlo. Poco antes, el día 14, Jacob Metius también había intentado patentarlo. Fueron estos hechos los que despertaron las suspicacias de Nick Pelling quien, basándose en las pesquisas de José María Simón de Guilleuma (1886-1965), sugiere que el legítimo inventor fue Juan Roget.

En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien nació mucho tiempo después.

Galileo Galilei, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpitergirando en torno a ese planeta.

Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue propuesto primero por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Júpiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo.

Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora que sostiene además un espejo secundario. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la aberración cromática característica de los telescopios refractores.

Características

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El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:

• Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
• Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
• Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
• Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
• Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
• Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
• Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
• Aumentos: la cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
• Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
• Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.

Montura altazimutal

Una montura de telescopio sencilla es la montura altitud-azimut o altazimutal. Es similar a la de un teodolito. Una parte gira en azimut (en el plano horizontal), y otro eje sobre esta parte giratoria permite además variar la inclinación del telescopio para cambiar la altitud (en el plano vertical). Una montura Dobson es un tipo de montura altazimutal que es muy popular dado que resulta sencilla y barata de construir.

Montura ecuatorial

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Telescopio ecuatorial de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata.

El principal problema de usar una montura altazimutal es que ambos ejes tienen que ajustarse continuamente para compensar la rotación de la Tierra. Incluso haciendo esto controlado por computadora, la imagen gira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de la estrella con el polo celeste (declinación). Este efecto (conocido como rotación de campo) hace que una montura altazimutal resulte poco práctica para realizar fotografías de larga exposición con pequeños telescopios.

La mejor solución para telescopios astronómicos pequeños consiste en inclinar la montura altazimutal de forma que el eje de azimut resulte paralelo al eje de rotación de la Tierra; a esta se la denomina una montura ecuatorial.

Existen varios tipos de montura ecuatorial, entre los que se pueden destacar la alemana y la de horquilla.

Otras monturas

Los grandes telescopios modernos usan monturas altazimutales controladas por ordenador que, para exposiciones de larga duración, o bien hacen girar los instrumentos, o tienen rotadores de imagen de tasa variable en una imagen de la pupila del telescopio.

Hay monturas incluso más sencillas que la altazimutal, generalmente para instrumentos especializados. Algunos son: de tránsito meridiano (sólo altitud); fijo con un espejo plano móvil para la observación solar; de rótula (obsoleto e inútil para astronomía).

[editar]Telescopios famosos

El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discoverydurante la misión STS-82.

• El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.
• El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fue construido en elDesierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.

• El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.
• Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de 100 metros de diámetro, sustituido por el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, de 42 metros.
• El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo desilicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir.
• El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.
• El refractor de 91 cm del Observatorio Yerkes en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo.
• El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol