Entrada
nº 19 del blog: ensayocosmologico.blogspot.com
bayodjose@gmail.com
Tema 3-5 POSIBLE MÉTODO DE IDENTIFICACIÓN DE ESTRELLAS-CARTAS
ESTELARES-MEDIDAS DE DISTANCIAS: TIERRA-SOL-LUNA
¿Cómo
podrían actuar estos astrónomos para identificar Las Estrellas?:
La
forma de proceder podría ser la siguiente:
Parámetros a definir:
-Ángulos
respecto a estrellas de referencia; -Posición en la Rosa de Los Vientos (Norte-sur-este-oeste); -Brillo -O cualquier
otra particularidad que pudiera ayudar a su identificación.
Y a ser posible sus distancias a la tierra, tema que trataré
más adelante
Por
ejemplo: Estrella “A”: La podemos
llamar: ⺠-SE-(EP-OM)-3;
Significaría
que la estrella “A“ estaría a âº
(grados) SE(Sur-Este), respecto a EP
de OM(Estrella Polar de Osa Menor)-de brillo 3 (según una escala predeterminada).
Y
a la Estrella “B”: bº-SO-(EP-OM)-5
Que
significaría que la estrella “A“ estaría a bº
(grados) SO(Sur-Oeste) respecto a EP de OM(Estrella Polar de Osa Menor), de brillo 5.
Fig.3-11
Con
el transcurrir del tiempo estas medidas serían más y más perfectas, calculando
los ángulos de Declinación, Inclinación y Caída de Las Constelaciones, es
decir, los ángulos que un supuesto plano medio que contenía el dibujo de La
Constelación, formaban con el triedro de Referencia de origen el centro de La
Tierra.
Con
los conocimientos que hasta ahora se tenían, ya se podían hacer algunas
mediciones bastante aproximadas de algunas distancias y tamaños. Por ejemplo de
La Luna. Ésta, por su proximidad a la tierra y su facilidad de observación a
simple vista, ya fue muy conocida desde tiempos ancestrales.
Veamos
una posible manera de hacerlo, entre las varias que se utilizaron desde la
antigüedad.
Distancia
de la luna a la tirra. Fig.
3-12
En
ella podemos ver dos observadores, uno en el punto “A” y otro en el “B” cuyas
posiciones estaban perfectamente definidas en cuanto a latitud, longitud, fecha
y hora. Ambos podían, con ayuda de sextantes, cuadrantes etc. medir los ángulos
“a” y “b”. Con ello sabríamos ya el ángulo “c”, pues los tres ángulos de un
triángulo suman 180º. Con un simple cálculo trigonométrico, podíamos ya deducir
fácilmente la distancia buscada. Esto, también lo podía hacer un solo observador, realizando ambas
mediciones. Para ello debía medir el ángulo en “A”, luego desplazarse da A a
“B” y medir a los 28 días siguientes el ángulo en “B”. Tras 28 días (aprox.) la
luna ocuparía la misma posición en “B” que ocupaba antes en “A”.
Conocida
la distancia, fácilmente podíamos calcular el diámetro., simplemente midiendo
el ángulo “a” abarcado por su diámetro, en luna llena. La distancia,
multiplicada por este ángulo (medido en radianes), nos daba el diámetro
buscado. mn = d = “a” x AB
Nota:
1 radián es el ángulo abarcado por un “arco = radio” de una circunferencia.
Como la circunferencia mide 2πR = 360º
1 radian = 2πR/R = 2π radianes. Luego 1 radián = (360/2π) = 57,3º
Fig
3-13
Eclipse
de luna.
Es
la interposición de la tierra entre la luna y el sol. En él, se observa la sombra de la luna sobre el sol.
En
el año 150 aprox. a.d.c. Aristarco de Nicea, se aproximó mucho en el cálculo
del diámetro de la luna, observando un eclipse de Luna. En él, se podía
observar la sombra de la tierra sobre la luna, lo que le permitió medir la
relación entre los radios de ambos astros, que
era de 3,7
(Diámetro
tirra/ Diámetro luna) = D/d = 3,7 Dado que conocía el diámetro de laa tierra
calculado por Arestoghenes, fácilmente dedujo el d la luna.
d
= (D/3,7) = (12.840/3,7) = 3.470 Km aprox.
Fig.
3-14
Ya
en la antigüedad Aristharco de Samos, en el 300 a.d.c. intentó calcular estas
medidas, también basándose en los eclipses, pero desconocía el radio de la
tierra, lo que le impedía lograr su cometido.
La
distancia AB (de la tierra a la luna), medida en distintas fases,
variaba, luego no era constante, por tanto la órbita no podía ser circular. En
realidad era elíptica y fue definida con gran exactitud a lo largo de muchas
mediciones. Se rompía el mito, de que todas las órbitas debían de ser círculos
perfectos, a imagen de la perfección de Dios. (El círculo se consideraba una
figura perfecta)
Veámosla
en la Fig. 3-15
Con
todas estas medidas ya podíamos intentar calcular la distancia s de la tierra y
la luna al sol. El mismo Hiparco de Nicea lo intentó, aprovechando una
determinada circunstancia, en la cual, la luna en cuarto menguante o creciente,
se veía exactamnte en su mitad. Suponía, sin falta de lógica, que en esta
posición, el sol incidía y se reflejaba con un ángulo recto = 90º. Midiendo el
ángulo que la tierra formaba con el sol (cosa nada fácil) y sabiendo la
distancia de la luna a la tierra, podíamos deducir, por triangulación las
distancias del sol a la luna y a la tierra. Veámoslo en la
figura 3-16
Una
vez conocida la distancia de la tierra al sol, fácilmente se podía calcular el
diámetro del sol. Simplemente midiendo el ángulo abarcado por éste desde la
tierra y con un simple ecuación trigonométrica:
“Diámetro=
Distancia x ángulo (radianes)
Veámoslo
en la fig 3-17
NOTAS FINALES
DEL TEMA 3:
Los
dibujos expuestos en este tema (y en todos), solo intentan dar una idea de cómo
se podían calcular los datos que aparecen en él. Parecen simples y esa es la
intención, pero estos cálculos y observaciones son y fueron, mucho más
complicados en la realidad y nunca exactos. En realidad, nada es exacto en la
física. Habría que considerar una serie de efectos físicos, desconocidos
entonces, para poder perfeccionar las medidas del universo tratadas hasta ahora.
Algunos de ellos los iremos viendo a lo largo del libro.
Fin
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