AFELIOS, PERIHELIOS, POSICIONES ESTACIONARIAS, PERIGEOS Y APOGEOS

Afelio es el punto más alejado de la órbita de un planeta alrededor del Sol. Es el opuesto al perihelio, el punto más cercano al Sol.

Las posiciones estacionarias tienen que ver con las leyes de Kepler, con las que se ha resuelto el problema del curioso movimiento aparente de los planetas, denominado retrogradación. Cuando se observa el movimiento de un planeta en la bóveda celeste, noche tras noche, se ve que se desplaza en sentido Oeste-Este. Sin embargo, dicho movimiento se detiene con frecuencia (punto 3) y el planeta invierte su movimiento en sentido Este-Oeste (3 a 5), de forma que desanda parte del camino recorrido (se dice que el planeta retrograda o que se mueve en sentido retrógrado), para posteriormente detener este movimiento (punto 5) y reanudarlo en sentido Oeste-Este (5 a 7). Se trata de un simple efecto de perspectiva debido a las posiciones relativas de la Tierra y de los planetas contra el fondo estrellado. En los puntos 3 y 5 se dice que el planeta está en posición estacionaria.

Se denomina perigeo al punto de la órbita elíptica que recorre un cuerpo natural o artificial alrededor de la Tierra, en el cual dicho cuerpo se halla más cerca del centro de la misma. El punto opuesto, el más lejano al centro de la Tierra, se llama apogeo.

LAS FASES LUNARES

La Luna en su giro alrededor de la Tierra presenta diferentes aspectos visuales según sea su posición con respecto al Sol. Cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol, tiene orientada hacia la Tierra su cara no iluminada (Novilunio o Luna nueva). Una semana más tarde la Luna ha dado 1/4 de vuelta y presenta media cara iluminada (Cuarto Creciente). Otra semana más y la Luna ocupa una posición alineada con el Sol y la Tierra, por lo cual desde la Tierra se aprecia toda la cara iluminada (Plenilunio o Luna llena). Una semana más tarde se produce el cuarto menguante. Transcurridas unas cuatro semanas estamos otra vez en Novilunio. La zona que limita la luz y la sombra se denomina terminador.

En un eclipse lunar, el Sol, la Tierra y la Luna se alinean durante la fase de luna llena. Al estar alineados, el cono de sombra proyectado por la Tierra incide directamente sobre el disco lunar, oscureciéndolo. En el caso de un eclipse lunar se puede observar un gradual oscurecimiento de la misma a lo largo de un período de varias horas, el cual puede llegar a afectar a una parte del disco lunar (eclipse parcial, L1, o eclipse penumbral, L3), afectar a la totalidad del disco (eclipse total, L2).

La Luna puede permanecer eclipsada durante 1 hora y 45 minutos como máximo, después la Luna sale de la sombra con un pequeño creciente luminoso, va ensanchándose a la izquierda del limbo, hasta que la sombra abandona el disco y la penumbra es enseguida sobrepasada. El eclipse ha terminado y puede durar unas 6 horas (desde A a F).

En la figura de abajo la órbita I muestra un caso límite en el que no hay eclipse; la Luna es tangente a la penumbra.

Tenemos una línea que indica el medio del eclipse: la Luna Llena se produce en el momento en que la Luna está en la línea del "instante de Luna Llena". La órbita III ofrece un eclipse parcial de Luna (por la sombra). A es el principio del eclipse y D es el fin del eclipse. B es el comienzo del eclipse por la sombra (es el primer contacto por la sombra) y C es el fin del eclipse por la sombra (es el último contacto por la sombra). Aquí el instante de Luna Llena precede al medio del eclipse. La órbita IV reproduce un eclipse total de Luna (total por la sombra, pero precedido y seguido por un eclipse, también total, por la penumbra). Las posiciones ABCDEF caracterizan las fases del eclipse. La totalidad tiene lugar entre las posiciones C y D. El medio del eclipse y el instante de la Luna Llena están muy próximos. La órbita II representa un eclipse parcial por la penumbra, fenómeno que llama poco la atención y pueden aún pasar inadvertidos si su magnitud es débil.

Si el plano de la órbita lunar coincidiese con la Eclíptica, en cada oposición o plenilunio, habría un eclipse de Luna. Pero hay que recordar que el plano de la órbita lunar está inclinado 5º 8' respecto de la Eclíptica y, por tanto el cono de sombra pasará unas veces por debajo y otras por encima de la Luna, luego no habrá eclipse de Luna. Cuando haya una oposición y la Luna se encuentre en el nodo (momento en que la latitud de la Luna vale cero) o próximo al mismo, entonces habrá un eclipse de Luna.

En las primeras fases del eclipse, la Luna se va oscureciendo paulatinamente hasta que queda sumergida en su totalidad en la zona de sombra, entonces, no desaparece, sino que queda iluminada con tonos rojizos. En cada ocasión, los tonos se presentan de diferente forma, variando desde un color cercano al marrón, hasta un tono practicamente amarillento. Este efecto es causado por los rayos del Sol al atravesar la atmósfera de la Tierra, refractándose en la misma y dirigiéndose hacia la zona de sombra de la Luna. Las diferencias de color entre unos eclipses y otros se ve afectada por la concentración de ozono y la presencia de polvo en suspensión en nuestra atmósfera (partículas de agua y partículas contamiantes). Cuando hay muchas partículas contaminantes en suspensión, la coloración de la Luna en el momento de máximo eclipse se torna muy oscura, cercana al marrón, sirviendo como un método indirecto para la medición de la contaminación atmosférica global.


LOS ECLIPSES SOLARES

Hay eclipse solar en un lugar de la Tierra, cuando la Luna oculta al Sol, desde ese punto de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva (Sol y Luna en conjunción).

Existen tres tipos de eclipse solar:

• Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.


• Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 h todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km


• Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.
  

Si la Luna está a una distancia angular menor de 15º 21' del nodo habrá un eclipse parcial de Sol. En este tipo de eclipse la Luna no llega a tocar ningún lugar de la superficie terrestre y se producen en latitudes altas (norte o sur) y corresponden a los primeros o últimos eventos de un ciclo de saros.

Todo eclipse parcial se desarrolla en dos contactos: El primer contacto es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, marcando el inicio del fenómeno. Tras el avance paulatino de la Luna, se llega al medio del eclipse, movimiento en el que se cubre una mayor fracción del disco solar. A partir de este momento la Luna comienza a retirarse hasta llegar al último contacto, fin del eclipse parcial.

Si la Luna Nueva se encuentra entre 11º 50' y 9º 55' del nodo, la umbra alcanzará la Tierra, dando lugar a un eclipse solar anular, aquí la Luna se halla en el apogeo y la Tierra en el perihelio, luego la umbra se queda a 39.400 km del centro de la Tierra y genera una umbra negativa o anti-umbra. La imagen de la Luna aparece menor que la del Sol mostrándose siluetas sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse tiene cuatro contactos. Hay una primera fase parcial en la que se producirá el primer contacto, o instante en el que se tocan por primera vez ambos discos. Poco a poco, durante una hora y media, el disco solar se va ocultando hasta que se produce el segundo contacto: es cuando el disco lunar entra completamente en la superficie solar. Se inicia la fase central o anularidad, culminando con el medio del evento. Posteriormente se invierten los procesos con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto o finalización del eclipse. Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la penumbra, ve el fenómeno como parcial.

Cuando la Luna Nueva está a menos de 9º 55' del nodo y en el perigeo, mientras que la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra produciendo un eclipse total de Sol. Los conos de sombra producen un barrido sobre la superficie de la Tierra denominado trayectoria de totalidad, desde el cual el fenómeno se contempla como total, fuera de la umbra el evento se contempla como parcial. Los eclipses totales también constan de cuatro contactos. En el primer contacto ambos discos se tocan pero antes de llegar al segundo contacto, la iluminación del ambiente cambia drásticamente y los parámetros atmosféricos cambian. En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamante, un fulgor que, por efecto de irradiación, tiene lugar en el punto donde desaparece la fotosfera.

De repente aparece la corona solar, es decir, aparecen en el firmamento los planetas y las estrellas más brillantes. La totalidad dura poco y con el tercer contacto sucede de manera análoga pero en orden inverso.


LLUVIAS DE ESTRELLAS

Las lluvias de estrellas son partículas sólidas provenientes del espacio relacionadas siempre con los restos que dejan los cometas al acercarse al sol, más grandes que un átomo pero mucho más pequeñas que los asteroides y que se queman en la atmósfera terrestre y se los denominan meteoroides, que entran en la atmósfera y se consumen antes de caer al suelo. Algunos logran sobrevivir al paso por la atmósfera terrestre y si llegan a la superficie de la Tierra, se les denomina meteoritos.

La lluvia de "estrellas" ocurre cuando la órbita de la Tierra cruza por los restos de partículas dejadas al paso de la órbita de un cometa. En ciertas épocas del año, estas estrellas fugaces parecen aumentar en número y salir de una región especifica del cielo llamada radiante, y asociada a una constelación de la cual se le da el nombre y a esto le llamamos lluvia de "estrellas" (Perséidas, Oriónidas, Leónidas, Gemínidas, etc.).

Un meteoroide es un fragmento de materia, de tamaño y forma variable que situado en el espacio interplanetario puede ser atraído por el campo gravitatorio de la Tierra y caer sobre nuestro planeta. Debido al rozamiento con la atmósfera se produce una fuerte elevación de temperatura que origina un fenómeno luminoso, visible, conocido como meteoro o estrella fugaz. Cuando un meteoro alcanza un alto brillo (magnitud -4 o más) se denomina bólido. Por último, cuando un meteoroide logra alcanzar la superficie terrestre se denomina meteorito.

Para los meteoros visibles con una magnitud comprendida entre 1 y 6 tienen un peso entre 2 miligramos y 2 gramos. Pero hay fragmentos mucho más pequeños que causan meteoros indetectables a simple vista, constituyendo la cantidad total de materia meteórica que cae sobre la Tierra en un día, entre 1.000 y 10.000 toneladas.

Los meteoros pueden presentarse esporádicamente en cualquier punto de la bóveda celeste, o bien formando las denominadas lluvias de meteoros o lluvias de estrellas. Cualquier noche despejada es apropiada para la observación de meteoros esporádicos, pero son más frecuentes en la segunda mitad de la noche. Durante una lluvia de meteoros, la frecuencia de meteoros suele ser mayor. En algunas se han llegado a contar 2.000 meteoros/hora. Si durante una lluvia de meteoros se representan los trazos meteóricos en un mapa estelar, se observa que todos ellos parecen proceder de un punto, a ese punto se le denomina radiante. Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación de la cual está situado el radiante, por ejemplo las leónidas, cuyo radiante se sitúa en Leo, las táuridas (en Tauro), las oriónidas (en Orión), las perseidas (en Perseo), etc...

TIEMPO UNIVERSAL COORDINADO (TU)

Todos los tiempos están facilitados en TU, o Tiempo Universal. Para adecuarlo al horario local de cada población, habrá que sumar o restar tantas horas como diferencia tenga la localidad con respecto al U.T.C. (Tiempo Universal Coordinado) que le corresponda. El Tiempo Universal Coordinado, o UTC, también conocido como tiempo civil, es la zona horaria de referencia respecto a la cual se calculan todas las otras zonas del mundo. Es el sucesor del GMT ( Greenwich Mean Time: tiempo promedio del Observatorio de Greenwich, en Londres) aunque todavía coloquialmente algunas veces se le denomina así. La nueva denominación fue acuñada para eliminar la inclusión de una localización específica en un estándar internacional, así como para basar la medida del tiempo en los estándares atómicos, más que en los celestes.

Algunos ejemplos:

- España, aunque geográficamente está situada en el huso horario correspondiente a GMT 0, en cambio, se adopta como hora oficial la correspondiente a Centro Europa, o sea, GMT +1, con lo que a las horas indicadas en las tablas habrá que sumar 1 hora más. Además, durante el verano, se adelanta el horario oficial en 1 hora más, con lo que durante este período será necesario sumar 2 horas.

- Perú, está situada geográficamente sobre el huso horario GMT -5 y es el horario adoptado, con lo que no habrá que sumar ni restar ninguna hora.

Interesante:
La hora en el mundo (aquí podrás ver el huso horario en el que se encuentra cada zona y el tiempo normalmente adoptado).

La hora UTC en los países de habla hispana (extraído de Wikipedia)