navegacion astronomica (nautica)

pág. 1

TESIS DE NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

GRUPO IV CUB.B

Fideicomiso de Formación y Capacitación para el Personal de la Marina Mercante Nacional

Escuela náutica mercante de Mazatlán

Mazatlán, Sinaloa. México

pág. 2

TESIS DE INVESTIGACIÓN PRESENTADA COMO REQUISITO PARA APROBAR

LA MATERIA NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

Director:

Cap. Alt. Pedro Franco Ortiz

Sub director:

Cap. Alt. Manuel Vargas Cernas

Director de carrera:

Cap. Alt. Driesdel A. J. Betancourt Gutiérrez

Catedrático:

Cap. Alt. Francisco González Dadda

Línea de Investigación:

Adquirir principios fundamentales de la navegación astronómica, desarrollando la

habilidad de realizar cálculos y observaciones astronómicas, para determinar la

situación del buque en una navegación.

Grupo:

IV Semestre de cubierta “B”

Fideicomiso de Formación y Capacitación para el Personal de la Marina Mercante Nacional

Escuela náutica mercante de Mazatlán

Mazatlán, Sinaloa. México

2016

pág. 3

ESCUELA NÁUTICA MERCANTE DE MAZATLÁN

CAP. ALT. ANTONIO GÓMEZ MAQUEO

VADE MARE AD GLORIAM

pág. 4

Agradecimientos

Con especial dedicación al todo el cuerpo directivo, administrativo y docente que se involucra

en que la formación de los estudiantes sea lo más completa posible. Pero principalmente, al C.

Cap. Alt. Francisco González Dadda por compartir sus conocimientos y experiencias con cada

uno de nosotros, y preocuparse en que llevemos sólidos conocimientos para enfrentar las

adversidades que nos esperarán al abordar los buques. Donde sin duda sabremos valorar cada

uno de esos momentos de paciencia invertidos en todos y cada uno de los alumnos del

IV semestre de cubierta “B”.

Cabe destacar que sin su ayuda no nos hubiese sido posible cultivar nuestros conocimientos en

el área que sin duda nos será de gran utilidad cuando seamos quienes representen a nuestra

alma mater surcando los mares y sorteando sus tempestades.

No cabe ninguna duda que siempre hemos logrado sentir el apoyo de nuestros directivos en el

avance de nuestra carrera. Por lo cual, expresamos nuestro más sincero agradecimiento al Cap.

Alt. Pedro Franco Ortiz por estar siempre al frente de nuestra escuela y alentarnos a ser siempre

mejores.

pág. 5

Contenido

1. CAPÍTULO 1: SISTEMA SOLAR .............................................................................................................. 1

Definiciones ............................................................................................................................................. 1

Astronomía: ......................................................................................................................................... 1

La esfera celeste ...................................................................................................................................... 2

Movimiento relativo y aparente Cuerpos celestes están en constante movimiento. No hay posición

fija en el espacio desde el cual se puede observar ............................................................................. 2

1503. Las distancias astronómicas ...................................................................................................... 3

1504. Magnitud ................................................................................................................................... 4

EL UNIVERSO ........................................................................................................................................... 5

1505. El Sistema Solar ............................................................................................................................. 5

1506. movimientos de los cuerpos del Sistema Solar ......................................................................... 5

1507. El Sol .......................................................................................................................................... 6

1508. Planetas ..................................................................................................................................... 7

1509. La Tierra ..................................................................................................................................... 8

1510. Planetas inferiores ..................................................................................................................... 9

1511. Superior Planetas .................................................................................................................... 11

1512. La Luna..................................................................................................................................... 12

1513. Cometas y meteoritos ............................................................................................................. 14

1514. Estrellas ................................................................................................................................... 15

1515. Galaxias ................................................................................................................................... 17

MOVIMIENTO APARENTE ...................................................................................................................... 18

1517. Movimiento aparente debido a la revolución de la Tierra ......................................................... 21

1518. Movimiento aparente debido al movimiento de otros cuerpos celestes ................................... 22

1519. La eclíptica ................................................................................................................................... 22

1520. El zodiaco ................................................................................................................................. 27

1521. El tiempo y el calendario ......................................................................................................... 29

1522. Eclipses .................................................................................................................................... 30

1523. latitud y longitud ..................................................................................................................... 33

2. ESFERA CELESTE ................................................................................................................................ 34

Definición: ............................................................................................................................................. 34

COORDENADAS CELESTES ..................................................................................................................... 34

pág. 6

SISTEMA DE COORDENADAS ................................................................................................................. 37

El diágrama del tiempo ......................................................................................................................... 39

COORDENADAS HORIZONTALES ........................................................................................................... 39

Sistema de Coordenadas de horizonte ................................................................................................. 39

COMBINACION DE SISTEMAS DE COORDENADAS ................................................................................ 43

TRIÁNGULO DE NAVEGACIÓN ............................................................................................................... 50

SOLUCIÓN DEL TRIÁNGULO DE POSICIÓN ............................................................................................ 51

3. EL SEXTANTE ...................................................................................................................................... 53

ERRORES DEL SEXTANTE ....................................................................................................................... 53

TIPOS DE HORIZONTES .......................................................................................................................... 55

USO Y COMPONENTES .......................................................................................................................... 56

Observaciones horizontales y verticales. .............................................................................................. 58

Señales del sol ....................................................................................................................................... 60

Señales de la luna .................................................................................................................................. 60

Señales de planetas ............................................................................................................................... 60

4. EL TIEMPO ......................................................................................................................................... 62

HORA VERDADERA ................................................................................................................................ 62

ECUACIÓN DEL TIEMPO ......................................................................................................................... 63

Conversión de tiempo a arco ................................................................................................................ 65

HUSOS HORARIOS Y CAMBIO DE HORAS .............................................................................................. 66

ERRORES DEL CRONOMETRO ................................................................................................................ 68

5.-ALMANAQUE NAUTICO ......................................................................................................................... 71

Interpretación y uso del almanaque náutico ....................................................................................... 71

6. IDENTIFICACION DE ESTRELLAS ............................................................................................................. 75

7. Ortos Ocasos y Crepúsculos .................................................................................................................. 86

Tablas pre-calculadas ........................................................................................................................ 94

Cálculo electrónico ............................................................................................................................ 94

CAPÍTULO 9: DETERMINACION DE LA POSICION DEL BUQUE. .................................................................. 96

MÉTODO: ........................................................................................................................................... 96

Posición asumida ............................................................................................................................... 96

Traslado de líneas de posición .......................................................................................................... 98

CAPÍTULO 10: CALCULO DE LA LATITUD. .................................................................................................. 99

Paso del So por el Meridiano ............................................................................................................ 99

pág. 7

CALCULO DE LA LATITUD POR EL PASO DEL SOL POR LA MERIDIANA ............................................ 102

Latitud por cincunmeridiana ........................................................................................................... 105

Latitud por extra meridiana ............................................................................................................ 110

Latitud por Polaris ........................................................................................................................... 110

CAPÍTULO 11: CALCULO DE ERRORES DEL COMPAS. .............................................................................. 112

Cálculo del azimut por fórmulas ..................................................................................................... 112

Determinación del azimut por tablas .............................................................................................. 112

Determinación de azimut por polar ................................................................................................ 118

Amplitud .......................................................................................................................................... 120

Capítulo 1: Sistema Solar NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 1

1. CAPÍTULO 1: SISTEMA SOLAR

Definiciones

Astronomía: La ciencia de la astronomía estudia las posiciones y movimientos de los cuerpos celestes y trata

de comprender y explicar sus propiedades físicas. La navegación astronómica se ocupa de sus

coordenadas, tiempo y movimientos. Los símbolos comúnmente reconocidos en la astronomía

de navegación son dados a continuación.


pág. 2

La esfera celeste

Mirando al cielo en una noche oscura, imagine que celeste cuerpos están situados en la

superficie interior de un vasto, Tierra centrada esfera (Figura 1501). Este modelo es útil ya que

sólo estamos interesados en las posiciones relativas y movimientos de los cuerpos celestes en

esta superficie imaginaria.

Entender el concepto de la esfera celeste, más importante la reducción de la vista cuando se

habla de Capítulo 20.

Movimiento relativo y aparente Cuerpos celestes están en constante

movimiento. No hay posición fija en el espacio desde el cual se

puede observar

Movimiento absoluto. Dado que todo movimiento es relativo, la posición del observador debe

tenerse en cuenta cuando se habla de planetario movimiento. Desde la Tierra vemos

movimientos aparentes de cuerpos celestes en la esfera celeste. Al considerar cómo planetas

siguen sus órbitas alrededor del Sol, se asume un observador hipotético en algún punto distante

en el espacio. Cuando discutir el aumento o la configuración de un cuerpo en un horizonte local,

debemos situar al observador en un punto particular en la Tierra debido a la configuración del

sol por un observador puede ser el Sol naciente para otro.


pág. 3

Movimiento en la esfera celeste resulta de los movimientos en el espacio, tanto del cuerpo

celeste y la Tierra. Sin instrumentos especiales, movimientos hacia y lejos de la La Tierra no se

puede discernir.

1503. Las distancias astronómicas Podemos considerar la esfera celeste como tener un radio infinito, porque las distancias entre

los cuerpos celestes son tan vasto. Para ver un ejemplo en escala, si la Tierra estuviera

representado por una bola de una pulgada de diámetro, la Luna sería una bola un cuarto de

pulgada de diámetro a una distancia de 30 pulgadas, el Sol sería una bola de nueve pies de

diámetro en distancia de casi una quinta parte de una milla, y Plutón sería un medio bola una

pulgada de diámetro a una distancia de aproximadamente siete milla.

La estrella más cercana sería una quinta parte de la distancia real a la Luna. Debido al tamaño

de las distancias celestes, es inconveniente para medir en unidades comunes, tales como la

milla o kilómetro. La distancia media a nuestro más cercano vecino, la Luna, es 238,855 millas.

Por conveniencia esta distancia se expresa a veces en unidades de la radio ecuatorial de la

Tierra: 60.27 radios terrestres.

Las distancias entre los planetas se expresan normalmente en términos de la unidad

astronómica (UA), la distancia media entre la Tierra y el Sol Esto es aproximadamente 92,


pág. 4

960,000 millas. Así, la distancia media de la Tierra desde el Sol es 1 UA. La distancia media de

Plutón, el más externo conocido planeta de nuestro sistema solar, es 39,5 a.u. Expresado en

unidades astronómicas, la distancia media entre la Tierra y el

Luna es 0,00257 a.u. Las distancias a las estrellas requieren otro salto en unidades. LA unidad

que se utiliza comúnmente es thelight años, la luz de distancia viaja en un año. Dado que la

velocidad de la luz es de unos 1,86 × 105 millas por segundo y hay alrededor de 3,16 × 107

segundos por año, la duración de un año luz es aproximadamente 5.88 × 1.012 millas. Las

estrellas más cercanas, Alpha Centauri y su vecino

Próxima, son 4.3 años-luz de distancia. Relativamente pocas estrellas son menos de 100 años

luz de distancia. Las galaxias más cercanas, la Nubes de Magallanes, son 150.000 a 200.000

años luz fuera. Las galaxias más distantes observadas por los astrónomos son miles de millones

de años luz de distancia.

1504. Magnitud El brillo relativo de los cuerpos celestes se indica por una escala de stellarmagnitudes.

Inicialmente, los astrónomos divididos las estrellas en 6 grupos de acuerdo con el brillo. Los 20

más brillantes fueron clasificados como de primera magnitud, y la más tenue eran de la sexta

magnitud. En los tiempos modernos, cuando se hizo conveniente definir con mayor precisión los

límites de magnitud, una estrella de primera magnitud se consideró 100 veces más brillante que

una de sexta magnitud. Dado que la quinta raíz del 100 es 2,512, este número se considera el

relación de magnitud. Una estrella de primera magnitud es 2,512 veces más brillante como una

segunda estrella de magnitud, que es 2.512 veces más brillante como una tercera estrella de

magnitud ,. Una segunda magnitud es 2.512 × 2.512 = 6.310 veces más brillante que una cuarta

magnitud estrella. Una estrella de primera magnitud es 2,51220 veces más brillante que una

estrella de la magnitud 21, la más tenue que puede ser visto a través de un telescopio de 200

pulgadas.

Brillo normalmente se tabulan con una precisión de 0,1 magnitud, sobre el cambio más pequeño

que se puede detectara simple vista por un observador entrenado. Todas las estrellas

demagnitud 1,50 o más brillante son popularmente llamados "primeramagnitud "estrellas.

Aquellos entre 1,51 y 2,50 son llamados Estrellas "segunda magnitud", las que existen entre

2.51 y 3.50 son llamadas estrellas "tercera magnitud", etc. Sirio, la estrella más brillante ,tiene

una magnitud de -1,6. La única otra estrella con un negativo magnitud es Canopus, -0,9. A mayor

brillantez de Venus tiene una magnitud de alrededor de -4,4. Marte, Júpiter y Saturno son a


pág. 5

veces de magnitud negativa. La Luna llena tiene una magnitud de aproximadamente -12,6, pero

varía un poco. Los magnitud del Sol es de aproximadamente -26.7.

EL UNIVERSO

1505. El Sistema Solar

El sol , el objeto celeste más visible en el cielo, es el órgano central del sistema solar. Asociado

a ello se encuentran asteroides, cometas y meteoritos. Algunos planetas tienen lunas.

1506. movimientos de los cuerpos del Sistema Solar

Los astrónomos distinguen entre dos principales movimientos de los cuerpos celestes. La

rotación es un movimiento de giro alrededor de un eje dentro del cuerpo, mientras que la

revolución es la movimiento de un cuerpo en su órbita alrededor de otro cuerpo. El cuerpo

alrededor de la cual gira un objeto celeste que se conoce como la principal del cuerpo. Para los

satélites, el principal es un planeta.

Para los planetas y otros cuerpos del sistema solar, el principal es el Sol El sistema solar entero

se mantiene unido por la fuerza gravitatoria del Sol Todo el sistema gira en torno al centro de la

Vía Láctea (artículo 1515), y la Vía Láctea está en movimiento relativo a sus galaxias vecinas.

Las jerarquías de los movimientos en el universo son causados por la fuerza de la gravedad.

Como resultado de la gravedad, los cuerpos se atraen entre ellos en proporción a sus masas ya

la inversa cuadrado de las distancias entre ellos. Esta fuerza hace que los planetas giren

alrededor del Sol en casi circular, elíptica órbitas.

En la órbita de cada planeta, el punto más cercano al Sol es llamado theperihelion. El punto más

alejado del Sol es llamado theaphelion. La línea que une afelio se llama theline de ápsides. En

la órbita de la Luna, el punto más cercano a la Tierra se llama perigeo, y que punto más alejado

de la Tierra se llama theapogee. Muestra de la órbita de la Tierra (con excentricidad exagerada),

y la órbita de la Luna alrededor de la Tierra.


pág. 6

1507. El Sol

El Sol domina nuestro sistema solar. Su masa es casi un mil veces mayor que la de todos los

otros cuerpos del sistema solar combinado. Su diámetro es de aproximadamente 865.000 millas.

Dado que es una estrella, genera su propia energía a través de una reacción termonuclear,

proporcionando así el calor y la luz por todo el sistema solar.

La distancia de la Tierra al Sol varía de 91 300 000 en el perihelio a 94.500.000 millas en el

afelio. Cuando la Tierra está en el perihelio, que siempre se produce al principio en enero, el Sol

parece más grande, 32,6 'de arco de diámetro.

Seis meses más tarde en el afelio, diámetro aparente del Sol es un mínimo de 31,5 '. Las

observaciones de la superficie del Sol (llamada la fotosfera) revelan pequeñas áreas oscuras

llamadas manchas solares. Estos son áreas de campos magnéticos intensos en los que el gas

relativamente frío (a 7000 ° F.) aparece oscura en contraste con el gas más caliente circundante

(10 000 ° F.). Las manchas solares varían en tamaño desde quizá 50.000 millas de diámetro a

los lugares más pequeños que pueden ser detectados (unos pocos cientos de millas de

diámetro). Por lo general, aparecer en grupos. Ver Figura 1507. manchas solares grandes

pueden ser visto sin telescopio si los ojos están protegidos.

Alrededor de la fotosfera es una muy outercoronaof, gas caliente pero tenue. Esto sólo se puede

ver durante un eclipse del Sol, cuando los bloques de la Luna a la luz de la fotosfera.


pág. 7

El Sol emite continuamente partículas cargadas, que

forman el viento. A medida que el viento solar barridos

pasado la Tierra, estas partículas interactúan con la de

la Tierra magnética campo. Si el viento solar es

particularmente fuerte, la interacción puede producir

tormentas magnéticas que afectan adversamente a

señales en la tierra. En esos momentos, las auroras son

particularmente brillante y generalizada.

El Sol se mueve aproximadamente en la dirección de

Vega a cerca de 12 millas por segundo, o cerca de dos

tercios como más rápido que la Tierra se mueve en su

órbita alrededor del Sol.

1508. Planetas Los principales cuerpos que orbitan el

Sol se llaman planetas. Nueve

principales son conocidos: Mercurio,

Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,

Urano, Neptuno y Plutón. De éstos, sólo

cuatro se utilizan comúnmente para la

celeste utilizado para la navegación

astronómica: Venus, Marte, Júpiter y

Saturno. A excepción de Plutón, las

órbitas del planeta se encuentran los

casi en mismo plan que la órbita

terrestre. por lo tanto, como se ve desde

la tierra de los planetas están

confinados a una franja de la esfera

celeste, cerca de la eclíptica, que es la

interceptación del plano medio de la órbita terrestre alrededor del Sol con la esfera celeste. Los


pág. 8

dos planetas con órbitas más pequeñas que la de la tierra se llaman planetas inferiores, y los

que tienen órbitas más grandes que la de la tierra se llaman planetas superiores. Los cuatro

planetas más cercanos al sol a veces se llaman los planetas interiores y los otros de los planetas

exteriores, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, son mucho más grandes que los otros que a veces

se clasifican como principales planetas Urano es apenas visible a simple vista neptuno y Plutón

no es visible sin telescopio. Los planetas pueden ser identificados en el cielo, porque, a

diferencia de las estrellas, no centelleo. Las estrellas están tan distantes que son fuentes

puntuales de luz. Por lo tanto el flujo de luz de una estrella se dispersa fácilmente en la

atmósfera, provocando el efecto de parpadeo. Los planetas visibles a simple vista, sin embargo,

son lo suficientemente cerca como para presentar los discos perceptibles. La corriente más

amplia de la luz de un planeta no es fácilmente interrumpido. Las órbitas de muchos miles de

planetas pequeños mineros o asteroides se encuentran principalmente entre las órbitas de

Marte y Júpiter. Estos son demasiado débil para ser visto a simple vista. Al igual que otros

planetas, la Tierra gira sobre su eje y gira en su órbita alrededor del sol. Estos movimientos son

la fuente principal de los movimientos aparentes diarias de otros cuerpos celestes.

La rotación de la tierra también causa una desviación de las corrientes de agua y aire a la

derecha en el hemisferio norte ya la izquierda en el hemisferio sur. Debido a la rotación de la

tierra, las mareas altas en el rezago mar abierto tras el paso por el meridiano de la Luna. Para

la mayoría de fines de navegación, la tierra puede considerarse una esfera. Sin embargo, al

igual que los otros planetas, la Tierra es de aproximadamente un esferoide achatado, o elipsoide

de revolución, aplanada en los polos y abultada en el ecuador. Por lo tanto el diámetro polar es

menor que el diámetro ecuatorial y los meridianos son ligeramente elíptica, en lugar de circular.

Las dimensiones de la tierra se calculan a partir de vez en cuando, como mediciones adicionales

y más precisos estén disponibles. Dado que la Tierra no es exactamente un elipsoide, los

resultados difieren ligeramente cuando las mediciones igualmente precisos y extensos se

realizan en diferentes partes de la superficie.

1509. La Tierra

Al igual que otros planetas, el Earthrotateson su eje andrevolvesin su órbita alrededor del Sol

Estos movimientos son la fuente principal de los movimientos aparentes diarias de otros cuerpos

celestes. La rotación de la Tierra también provoca una deflexión de las corrientes de agua y aire


pág. 9

a la derecha en el Hemisferio norte ya la izquierda en el Sur Hemisferio. Debido a la rotación de

la Tierra, las mareas altas en el rezago mar abierto tras el paso por el meridiano de la Luna.

Para la mayoría de los fines de navegación, la Tierra puede ser considerarse una esfera. Sin

embargo, al igual que los otros planetas, la Tierra es aproximadamente anoblate esferoide,

orellipsoid de revolución, achatada en los polos y abultada en el ecuador.

Véase la Figura 1509. Por lo tanto, el diámetro

polar es menor que el diámetro ecuatorial y los

meridianos son ligeramente elíptica, en lugar de

circular. Las dimensiones de la Tierra se vuelven

a calcular de vez en cuando, como adicional y

más mediciones precisas estén disponibles.

Dado que la Tierra es no exactamente un

elipsoide, los resultados difieren ligeramente

cuando igualmente mediciones precisas y

extensas se hacen en diferentespartes de la

superficie.

1510. Planetas inferiores

Desde Mercurio y Venus están dentro de la órbita de la tierra, que siempre aparecen en el barrio

del sol. Durante un período de semanas o meses, parecen oscilar adelante y atrás de un lado

del sol a la otra. Se ven bien en el cielo oriental antes del amanecer o en el cielo occidental

antes del amanecer o en el cielo occidental después del atardecer. Para períodos breves que

desaparecen en el sol. Cuando el mercurio o Venus parece más distante del sol en el cielo de

la tarde, es en su mayor elongación oriental. Después de desaparecer en el crepúsculo de la

mañana, se moverá detrás del sol para la conjunción superior. Después de esto aparecerá en

el cielo de la tarde, en dirección a la elongación del Este. Mercurio nunca se ve más de alrededor

de 28 ° del sol. Por esta razón, no se usa comúnmente para la navegación. Cerca de máxima

elongación que aparece cerca del horizonte occidental después de la puesta del sol, o el

horizonte oriental antes del amanecer. En estos momentos se asemeja a una estrella de primera

magnitud y, a veces se presenta como un objeto nuevo o extraño en el cielo.


pág. 10

variar de aproximadamente 30 a 50 días. Alrededor de la conjunción inferior, Mercurio

desaparece durante aproximadamente 5 días; cerca de la conjunción superior, desaparece

durante unos 35 días. Observado con una telescopio, Mercurio se ve que pasar por fases

similares a los de la Luna.

Venus puede llegar a una distancia de 47 ° del Sol, lo que le permite dominar el cielo de la

mañana o por la noche. A máxima brillantez, alrededor de cinco semanas antes y después

conjunción inferior, tiene una magnitud de aproximadamente -4,4 y es más brillante que

cualquier otro objeto en el cielo, excepto el Sol y la Luna. En estos momentos se puede ver

durante el día y A veces se observa una línea celestial de posición. Ello aparece como una

estrella de la mañana o de la tarde aproximadamente 263 días consecutivos. Cerca de la

conjunción inferior de Venus desaparece durante 8 días; conjuntamente alrededor superiores

que desaparece durante 50 días. Cuando se transita el Sol, Venus puede ser visto por el ojo

desnudo como un pequeño punto sobre el tamaño de una grupo de manchas solares. A través

de los prismáticos fuertes o un telescopio, Venus se puede ver que pasar por un completo

conjunto de fases.


pág. 11

1511. Superior Planetas

Como planetas fuera de la órbita de la Tierra, el superior planetas no se limitan a la proximidad

del Sol como se ve desde la Tierra. Pueden pasar por detrás del Sol (conjunción), pero no

pueden pasar entre el Sol y la Tierra. En su lugar vemos a moverse lejos del Sol hasta son

opuesto al Sol en el cielo (la oposición). Cuando un planeta superior está cerca de la conjunción,

que sale y se pone, aproximadamente con el Sol y por lo tanto se pierde en el resplandor del

sol.

Poco a poco se hace visible en el cielo de la madrugada antes del amanecer. Día a día, que

sale y se pone antes, cada vez más visible a través de las últimas horas de la noche hasta el

amanecer. Acercarse a la oposición, el planeta se elevará en el final de la tarde, hasta que por

la oposición, se levantará cuando se pone el sol, ser visibles durante toda la noche, y establecer

cuando el Amanecer.

Observado contra el fondo de estrellas, los planetas normalmente moverse hacia el este, en lo

que es el movimiento calleddirect.

Acercarse a la oposición, sin embargo, un planeta se ralentizará, pausa (en un punto fijo), y

comenzar a moverse hacia el oeste (movimiento retrógrado), hasta que se alcanza el siguiente

estacionaria apuntar y reanuda su movimiento directo. Esto no es debido a que la planeta se

mueve extrañamente en el espacio. Esta relativa, observado

Resultados de movimiento debido a que la Tierra se mueve más rápidamente está cogiendo con

y que pasa por el planeta superior lento movimiento.

Los planetas superiores son más brillantes y más cercano a la Tierra de la oposición. El intervalo

entre las oposiciones es conocido como periodo thesynodic. Este período es el más largo para

el planeta más cercano, Marte, y se hace cada vez más corto para Los planetas exteriores. A

diferencia de Mercurio y Venus, los planetas superiores no pasan por un ciclo completo de fases.

Ellos están siempre llenos o muy menguante. Marte por lo general se puede identificar por su

color naranja. Puede llegar a ser tan brillante como -2,8 magnitud, pero es más frecuente entre

-1,0 y -2,0 en la oposición. Las oposiciones se producen a intervalos de aproximadamente 780

días. El planeta es visible durante unos 330 días a cada lado de la oposición. Cerca de

conjunción que se pierde de vista durante unos 120 días. Sus dos satélites sólo pueden ser

vistos en un gran telescopio. Júpiter, el mayor de los planetas conocidos, normalmente eclipsa


pág. 12

a Marte, alcanzando regularmente magnitud -2.0 o más brillante en la oposición. Las

oposiciones se producen a intervalos de aproximadamente 400 días, con el planeta siendo

visible durante aproximadamente 180 días antes y después oposición. El planeta desaparece

durante unos 32 días en conjunción. Cuatro satélites (de un total de 16 que actualmente se

conoce) son lo suficientemente brillante para ser visto con binoculares. Sus movimientos

alrededor de Júpiter se pueden observar en el transcurso de varias horas. Saturno, el más

exterior de los planetas de navegación, viene a la oposición a intervalos de alrededor de 380

días. Es visible durante unos 175 días antes y después de la oposición, y

Desaparece durante unos 25 días cerca de conjunción. En la oposición se vuelve tan brillante

como magnitud 0,8 a -0,2. A través de los buenos, binoculares de alta potencia, Saturno aparece

como alargada debido a su sistema de anillos. Se necesita un telescopio para examinar los

anillos en ningún detalle. Saturno está ahora sabe que tiene al menos 18 satélites, ninguno de

los cuales son visibles a simple vista. Urano, Neptuno y Plutón son demasiado débiles para ser

utilizado para la navegación; Urano, a eso de magnitud 5,5, es apenas visible a simple vista.

1512. La Luna

La Luna es el único satélite de interés navegación directa. Gira en torno a la Tierra una vez en

cerca de 27,3 días, medida con respecto a las estrellas. Esto se llama el mes sideral. Debido a

que la Luna gira sobre su eje con el mismo período con el que gira alrededor de la Tierra, del

mismo lado de la Luna siempre se volvió hacia la Tierra. El ciclo de las fases depende de la

revolución de la Luna con respecto al Sol Este mes sinódico es de aproximadamente 29,53 días,

pero puede variar de este promedio hasta en una cuarta parte de un día durante un mes

determinado.


pág. 13

Cuando la Luna está en conjunción con el Sol (Luna nueva), que sale y se pone con el Sol y se

pierde en el resplandor del sol. La Luna está siempre en movimiento hacia el este a unos 12,2

° por día, por lo que en algún momento después de la conjunción (tan sólo 16 horas, o hasta

dos días), el creciente lunar fina se puede observar después del atardecer, la baja en el oeste.

Para el próximo par de semanas, la Luna será cera, cada vez más plenamente iluminada. Día

a día, la Luna se levantará (y ajuste) más tarde, llegando a ser cada vez más visible en el cielo

de la tarde, hasta que (cerca de 7 días después de la Luna nueva) que alcanza el primer

trimestre, cuando la Luna se eleva cerca del mediodía y se pone cerca de la medianoche.

Durante la próxima semana la Luna se levantará después y más tarde en la tarde hasta la Luna

llena, cuando se eleva sobre la puesta de sol y domina el cielo durante la noche. Durante el

próximo par de semanas la Luna se desvanecerá, subiendo más y más tarde en la noche. Por

último trimestre (una semana después de la Luna llena), la Luna se eleva cerca de la

medianoche y se pone al mediodía. Como se acerca la Luna nueva, la Luna se convierte en una

media luna creciente delgada, y se ve sólo en el cielo de la madrugada. En algún momento

antes conjunción (16 horas a 2 días antes de la conjunción) la media luna delgada desaparecerá

en el resplandor del crepúsculo de la mañana. A plena Luna, el Sol y la Luna están en lados

opuestos de la eclíptica. Por lo tanto, en el invierno la Luna llena se levanta temprano, cruza el


pág. 14

meridiano celeste alto en el cielo, y establece tarde; como el Sol lo hace en el verano. En el

verano la Luna llena se eleva en la parte sureste del cielo (Hemisferio Norte), sigue siendo

relativamente bajo en el cielo, y fija en el horizonte suroeste después de un corto período de

tiempo sobre el horizonte. En el momento del equinoccio de otoño, la parte de la eclíptica

opuesto al Sol es más casi paralelo al horizonte. Desde el movimiento hacia el este de la Luna

es aproximadamente a lo largo de la eclíptica, el retraso en el momento del levantamiento de la

Luna llena de la noche a la noche es menor que en otras épocas del año. La luna llena más

cercana al equinoccio de otoño se llama Luna de cosecha; la Luna llena de un mes más tarde

se llama Luna del Cazador. Vea la Figura 1.512.

1513. Cometas y meteoritos Aunque los cometas son conocidos como grandes espectáculos de la naturaleza, muy pocos

son visibles sin telescopio. Aquellos que se convierten muy visible lo hacen porque desarrollan

largas colas brillantes. Los cometas son enjambres de relativamente pequeños cuerpos sólidos

se mantienen unidas por la gravedad. Alrededor del núcleo, una cabeza gaseoso o estado de

coma y la cola puede formar como el cometa se acerca al Sol La cola se dirige lejos del Sol, por

lo que sigue a la cabeza, mientras que el cometa se acerca al Sol, y precede a la cabeza,

mientras que el cometa se aleja. La masa total de un cometa es muy pequeña, y la cola es tan

delgada que las estrellas se puede ver fácilmente a través de ella. En 1910, la Tierra pasa a

través de la cola del cometa Halley y sin efecto notable. En comparación con las órbitas bien

ordenadas de los planetas, los cometas son erráticos e inconsistentes. Algunos viajan de este

a oeste y un poco de oeste a este, en órbitas muy excéntricas inclinadas

cualquier ángulo de la eclíptica. Los períodos de revolución gama de alrededor de 3 años a

miles de años. Algunos cometas pueden acelerar de distancia del Sistema Solar después de

obtener la velocidad a su paso por Júpiter o Saturno. Los cometas de período corto hace tiempo

perdieron los gases necesarios para formar una cola. Cometas de periodo largo, como el cometa

Halley, son más propensos a desarrollar colas. La visibilidad de un cometa depende mucho de

lo cerca que se aproxima a la Tierra. En 1910, se extendió el cometa Halley a través del cielo

(Figura 1.513). Sin embargo, cuando volvió en 1986, la Tierra no estaba bien situado para

obtener una buena vista, y era apenas visible a simple vista. Los meteoros, popularmente

llamados estrellas fugaces, son diminutos, los cuerpos sólidos demasiado pequeño para ser

visto hasta que se caliente hasta la incandescencia por la fricción del aire al pasar por la

atmósfera de la Tierra. Un meteoro particularmente brillante se llama una bola de fuego. Uno

que explota se llama un bólido. Un meteoro que sobrevive a su viaje a través de la atmósfera y


pág. 15

cae como una partícula sólida se llama un meteorito. Existen Un gran número de meteoros. Un

promedio estimado de unos 1.000.000 meteoros lo suficientemente grandes como para ser visto

entrar en la atmósfera de la Tierra cada hora, y muchas veces este número, sin duda, entrar,

pero son demasiado pequeños para atraer la atención. El polvo cósmico que crean cae a la

tierra en una lluvia constante. Las lluvias de meteoros ocurren en ciertas épocas del año cuando

la Tierra pasa a través de enjambres de meteoros, los restos dispersos de los cometas que se

han roto para arriba. En estos momentos el número de meteoros observados es muchas veces

el número usual. Un débil resplandor observa a veces se extiende hacia arriba

aproximadamente a lo largo de la eclíptica antes del amanecer y después del atardecer se ha

atribuido a la reflexión de la luz del sol a partir de cantidades de este material. Este resplandor

se llama luz zodiacal. Un débil resplandor en ese punto de la eclíptica 180 ° del Sol se llama la

gegenschein o mostrador resplandor.

1514. Estrellas Las estrellas son soles distantes, en muchos aspectos se asemejan a los nuestros. Al igual que

el Sol, las estrellas masivas son bolas de gas que generan su propia energía mediante

reacciones termonucleares. Aunque las estrellas difieren en tamaño y temperatura, estas

diferencias son evidentes sólo a través de análisis por los astrónomos. Algunas diferencias de

color son perceptibles a simple vista. Aunque la mayoría de estrellas aparecen blancos, algunos

(los de menor temperatura) tienen un tono rojizo. En Orion, azul y rojo Rigel Betelgeuse, situados

en lados opuestos de la correa, constituyen un contraste notable. Las estrellas no están

distribuidas de manera uniforme en todo el cielo. Configuraciones en huelga, conocidas como

constelaciones, tomó nota de los pueblos antiguos, que les suministran con nombres y mitos.

Los astrónomos actuales utilizan constelaciones-88 en total- para identificar áreas del cielo. Bajo

condiciones de visión ideales, la estrella más tenue que puede ser visto a simple vista es de la

sexta magnitud. En todo el cielo hay cerca de 6.000 estrellas de este


pág. 16

magnitud o más brillante. La mitad de ellos están por debajo del horizonte en cualquier momento.

Debido a la mayor absorción de la luz cerca del horizonte, donde el camino de un rayo viaja por

una distancia mayor a través de la atmósfera, tal vez no más de 2.500 estrellas son visibles a

simple vista en cualquier momento. Sin embargo, el navegante promedio rara vez se utiliza más

de quizá 20 o 30 de las estrellas más brillantes. Estrellas que muestran un cambio notable de

magnitud se llaman estrellas variables. Una estrella que de repente se convierte en varias

magnitudes más brillante y luego poco a poco se desvanece se llama una nova. Un

particularmente brillante nova se llama una supernova. Dos estrellas que parecen estar muy

próximos entre sí se llaman una estrella doble. Si más de dos estrellas están incluidas en el

grupo, se llama una estrella múltiple. Un grupo de unas pocas docenas a varios cientos de

estrellas que se mueven a través del espacio en conjunto se llama un cúmulo abierto. Las

Pléyades son un ejemplo de un cúmulo abierto. También hay grupos de simetría esférica de


pág. 17

cientos de miles de estrellas conocidas como cúmulos globulares. Los cúmulos globulares son

muy lejanos para ser visto a simple vista. Un parche nublado de la materia en los cielos se llama

nebulosa. Si está dentro de la galaxia de la cual el Sol es parte, se llama una nebulosa galáctica;

si está fuera, se le llama una nebulosa extra galáctica. El movimiento de una estrella a través

del espacio se puede clasificar por sus componentes vectoriales. Ese componente en la línea

de visión se llama movimiento radial, mientras que el componente a través de la línea de visión,

causando una estrella para cambiar su posición aparente con respecto al fondo de estrellas más

distantes, se llama movimiento propio.

1515. Galaxias Una galaxia es una vasta colección de racimos de estrellas y nubes de gas. En una galaxia de

las estrellas tienden a congregarse en grupos llamados nubes de estrellas dispuestas en los

brazos espirales largas. La naturaleza espiral se cree debido a la revolución de las estrellas

alrededor del centro de la galaxia, las estrellas interiores giran más rápidamente que los

exteriores (Figura 1515). La Tierra se encuentra en la Vía Láctea, un disco girando lentamente

a más de 100.000 años luz de diámetro. Todas las estrellas brillantes en el cielo están en la Vía

Láctea. Sin embargo, las partes más densas de la galaxia se ven como el gran ancho de banda,

que brilla en el cielo de la noche de verano. Cuando miramos hacia la constelación de Sagitario,

estamos mirando hacia el

centro de la Vía Láctea, a 30.000 años luz de distancia.

A pesar de su tamaño y de luminancia, casi todos los

demás galaxias están demasiado lejos como para ser

vistas con el sin ayuda ojo. Una excepción en el

hemisferio norte es la

Gran Galaxia (a veces llamada la Gran Nebulosa) en

Andrómeda, que aparece como un débil resplandor. en

el hemisferio sur, la Gran y Pequeña de Magallanes

Nubes (el nombre de Fernando de Magallanes) son los

vecinos más cercanos conocidos de la Vía Láctea. Ellos son aproximadamente 1.700.000 años

luz de distancia. Las Nubes de Magallanes se puede ver como manchas brillantes considerables

en el cielo del sur.


pág. 18

MOVIMIENTO APARENTE 1516. Movimiento aparente debido a la rotación de la Tierra Movimiento aparente causada por

la rotación de la Tierra es mucho mayor que cualquier otro movimiento observado de celeste

cuerpos. Es este movimiento que causa los cuerpos celestes a aparecerá en aumento a lo largo

de la mitad oriental del horizonte, subir a altitud máxima al cruzar el meridiano, y establecieron

a lo largo del horizonte occidental, aproximadamente en el mismo punto con respecto al debido

al oeste como el punto de aumento fue debido al este. Esta aparente movimiento a lo largo de

la ruta diaria, círculo ordiurnal, del cuerpo es aproximadamente paralelo al plano del ecuador.

Ello sería exactamente lo que si la rotación de la Tierra fuera el único el movimiento y el eje de

rotación de la Tierra fueron estacionaria en el espacio.

El efecto aparente debido a la rotación de la Tierra varía con la latitud del observador. En el

ecuador, donde el plano ecuatorial es vertical (desde el eje de rotación de la

Tierra es paralelo al plano del horizonte), aparecen cuerpos salir y ponerse en posición vertical.

Cada cuerpo celeste está por encima del horizonte de aproximadamente la mitad del tiempo. La

esfera celeste como visto por un observador en el ecuador se llama la esfera derecha, muestra

en la Figura 1516a.

Para un observador en uno de los polos, los cuerpos que tienen declinación constante ni

aumento ni establecer (despreciando precesión de los equinoccios y los cambios en la

refracción), pero la vuelta al cielo, siempre a la misma altura, por lo que se viaje completo

alrededor del horizonte cada día. Al Norte Polo el movimiento es hacia la derecha, y en el Polo

Sur es sinistrórsum. Aproximadamente la mitad de las estrellas son siempre sobre el horizonte

y la otra mitad no lo son. El paralelo esfera en los polos se ilustra en la Figura 1516b.

Entre estos dos extremos, el movimiento aparente es un combinación de los dos. En esta esfera

oblicua, ilustrado en la figura 1516c, cuerpos celestes circumpolares se mantienen por encima

el horizonte durante todo el 24 horas, rodeando la elevada polo celeste cada día. Las estrellas

de la Osa Mayor (Big Osa Mayor) y Casiopea son circumpolar para muchos observadores en

los Estados Unidos.

Una parte aproximadamente igual de la esfera celeste permanece por debajo del horizonte

durante todo el día. Por ejemplo, Crux no es visible para la mayoría de los observadores de los

Estados Unidos. Otros cuerpos suben oblicuamente a lo largo del horizonte oriental, subir a la

altitud máxima en el meridiano celeste, y establecer a lo largo del horizonte occidental. La

longitud de tiempo por encima de el horizonte y la altitud a paso por el meridiano varían con


pág. 19

tanto la latitud del observador y la declinación del cuerpo. En los círculos polares de la Tierra

hasta el Sol se convierta circumpolar. Esta es la tierra del sol de medianoche, donde el Sol no

se pone durante parte del verano y no sube durante parte del invierno.

El aumento de la oblicuidad en latitudes más altas, explica qué días y las noches son siempre

de la misma longitud en el trópicos, y el cambio de longitud del día se hace mayor a medida que

aumenta la latitud, y por qué el crepúsculo dura más en una mayor latitudes. El crepúsculo de

la tarde comienza al atardecer y por la mañana crepúsculo termina al amanecer. El límite más

oscuro del crepúsculo se produce cuando el centro del Sol es un número declarado de grados

por debajo del horizonte celeste. Tres tipos de crepúsculo son


pág. 20

definida: civil, la náutica y astronomía. Ver Tabla 1516. Las condiciones en el límite más oscuro

son relativas y varían considerablemente en diferentes condiciones atmosféricas. En la Figura

1516d, se muestra la banda crepúsculo, con los límites más oscuros de los diversos tipos

indicados. La línea del ecuador celeste casi vertical es para un observador en la latitud 20 ° N.


pág. 21

La línea del ecuador celeste casi horizontal es para un observador en la latitud 60 ° N. La línea

discontinua en cada caso es el círculo diurno del Sol cuando su declinación es de 15 ° N. La

duración relativa de cualquier especie de crepúsculo en los dos latitudes se indica por la porción

del círculo diurna entre el horizonte y el límite más oscuro, aunque no es directamente

proporcional a la longitud relativa de la línea de muestra desde la proyección es ortográfica. La

duración del crepúsculo en la latitud más alta es mayor, proporcionalmente, lo que se muestra.

Tenga en cuenta que la oscuridad completa no se produce en la latitud 60 ° N cuando la

declinación del Sol es 15 ° N.

1517. Movimiento aparente debido a la revolución de la Tierra Si fuera posible para detener la rotación de la Tierra para que la esfera celeste parece inmóvil,

los efectos de la revolución de la Tierra se volverían más notable. En un año el Sol parecería

hacer un viaje completo alrededor de la Tierra, de oeste a este. Por lo tanto, parece moverse

hacia el este un poco menos de 1 ° por día. Este movimiento se puede observar al ver el cambio

de posición del Sol entre las estrellas. Pero ya que ambos Sol y las estrellas en general no son

visibles al mismo tiempo, una mejor manera es observar las constelaciones al mismo tiempo

cada noche. En cualquier noche una estrella sube casi cuatro minutos más temprano que en la

noche anterior. Por lo tanto, la esfera celeste parece desplazarse hacia el oeste a cerca de 1 °

cada noche, por lo que las diferentes constelaciones están asociados con las diferentes

estaciones del año. Movimientos aparentes de los planetas y la Luna se deben a una

combinación de sus movimientos y los de la Tierra. Si se detiene la rotación de la Tierra, el

movimiento aparente combinado debido a las revoluciones de la Tierra y otros cuerpos sería

similar a la que ocurre si no se detuvieron tanto la rotación y la revolución de la Tierra. Estrellas

aparecerían casi estacionario en el cielo sino que someterse a un pequeño ciclo anual de cambio

debido a la aberración. El movimiento de la Tierra en su órbita es lo suficientemente rápido como

para hacer que la luz de las estrellas que parecen cambiar ligeramente en la dirección del

movimiento de la Tierra. Esto es similar al efecto que uno experimenta al caminar en la lluvia

que parece provenir de anticipación verticalmente en caída debido al propio movimiento hacia

delante del observador. La dirección aparente del rayo de luz de la estrella es la diferencia

vectorial del movimiento de la luz y el movimiento de la Tierra, similar a la del viento aparente

en un buque en movimiento. Este efecto es más evidente para un cuerpo perpendicular a la

línea de desplazamiento de la Tierra en su órbita, para el que alcanza un valor máximo de 20,5

". El efecto de la aberración se puede observar comparando las coordenadas (ángulo de

declinación y hora sideral) de varias estrellas durante todo el año. Se observa un cambio en

algunos órganos como el año progresa, pero al final del año los valores han regresado casi a lo


pág. 22

que eran al principio. La razón por la que no devuelven exactamente se debe a la adecuada el

movimiento y la precesión de los equinoccios. También se debe a la nutación, una irregularidad

en el movimiento de la Tierra debido al efecto perturbador de otros cuerpos celestes,

principalmente la Luna. movimiento Polar es un ligero bamboleo de la Tierra alrededor de su eje

de rotación ya veces errante de los polos. Este movimiento, que no exceda de 40 pies de

distancia de la posición media, produce una ligera variación de latitud y longitud de lugares en

la Tierra.

1518. Movimiento aparente debido al movimiento de otros cuerpos celestes

Incluso si fuera posible para detener tanto la rotación y la revolución de la Tierra, los cuerpos

celestes no aparecerían estacionaria en la esfera celeste. La Luna sería una vuelta alrededor

de la Tierra cada mes sideral, en ascenso en el oeste y el establecimiento en el este. Los

planetas inferiores parecen moverse hacia el oeste hacia el este, y en relación con el Sol,

permaneciendo dentro del zodiaco. Planetas superiores aparecerían para hacer una vuelta

alrededor de la Tierra, de oeste a este, cada período sideral. Dado que el Sol (y la Tierra con él)

y todas las demás estrellas están en movimiento relativo entre sí movimientos aparentes, lentos

daría lugar a ligeros cambios en las posiciones de las estrellas respecto a la otra. Este

movimiento espacio está, de hecho, observado por el telescopio. El componente de dicho

movimiento a través de la línea de visión, llamado movimiento propio, produce un cambio en la

posición aparente de la estrella. El máximo que se ha observado es el de la estrella de Barnard,

que se está moviendo a la velocidad de 10,3 segundos por año. Esta es una estrella décimo de

magnitud, no visible a simple vista. De las 57 estrellas que aparecen en las páginas diarias de

los almanaques, Rigil Kentaurus tiene el mayor movimiento propio, alrededor de 3,7 segundos

por año. Arcturus, con 2,3 segundos por año, tiene el mayor movimiento propio de las estrellas

de navegación en el hemisferio norte. En unos pocos miles de años el movimiento propio será

suficiente para alterar materialmente algunas configuraciones familiares de estrellas, sobre todo

de la Osa Mayor.

1519. La eclíptica La eclíptica es el camino que el Sol parece tener entre las estrellas debido a la revolución anual

de la Tierra en su órbita. Se considera un gran círculo de la esfera celeste, inclinada en un

ángulo de aproximadamente 23 ° 26 'al ecuador celeste, pero experimentando un ligero cambio

continuo. Este ángulo se llama la oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación es debido al hecho

de que el eje de rotación de la Tierra no es perpendicular a su órbita. Es esta inclinación que

hace que el Sol parece moverse hacia el norte y hacia el sur durante el año, dando a la Tierra


pág. 23

sus estaciones y el cambio de las longitudes de los períodos de luz del día. Consulte la Figura

1519a. La Tierra está en el perihelio temprana

figura 1519a. El movimiento aparente del Sol en la eclíptica.

En enero y en el afelio 6 meses después. En o alrededor del junio 21, a unos 10 o 11 días antes

de alcanzar el afelio, la parte norte del eje de la Tierra está inclinado hacia el Sol. Las regiones

polares del norte tienen luz solar continua; las Hemisferio Norte está teniendo su verano con

mucho, días cálidos y noches cortas; el Hemisferio Sur es teniendo invierno con días cortos y

noches largas y frías; y el región del polo sur está en oscuridad continua. Este es el solsticio de

verano. Tres meses más tarde, alrededor del 23 de septiembre la Tierra se ha movido una cuarta

parte del camino alrededor del Sol, pero su eje de rotación todavía señala en aproximadamente

la misma dirección en el espacio. El Sol brilla por igual en ambos hemisferios, y los días y las

noches tienen la misma longitud sobre El mundo entero. El sol se pone en el Polo Norte y el

aumento en el Polo Sur. El hemisferio norte es que tiene su otoño, y el hemisferio sur la

primavera. Este es el equinoccio de otoño. En otros tres meses, en o alrededor del 22 de

diciembre, el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol y las condiciones son lo contrario de esos

seis meses anteriores; el hemisferio norte está teniendo su invierno, y el hemisferio sur es


pág. 24

verano. Este es el solsticio de invierno. Tres meses más tarde, cuando ambos hemisferios vez

reciben la misma cantidad de sol, el Hemisferio Norte está teniendo la primavera y el Sur Otoño

del hemisferio, a la inversa de las condiciones de seis meses antes de. Este es el equinoccio de

primavera. La palabra "equinoccio", que significa "igualdad de noches," es aplica, ya que se

produce en el momento en días y noches son de aproximadamente la misma longitud en toda

la Tierra. Los palabra "solsticio", que significa "Sol se detiene", se aplica porque el Sol se detiene

su aparente hacia el norte o hacia el sur movimiento y momentáneamente "se detiene" antes de

que comience en el dirección contraria. Esta acción, algo análoga a la "Stand" de la marea, se

refiere al movimiento en dirección norte-sur dirección solamente, y no a la revolución aparente

diaria alrededor de la Tierra. Tenga en cuenta que no se produce cuando la Tierra es en el

perihelio o el afelio. Consulte la Figura 1519a. En el momento del equinoccio de primavera, el

Sol está directamente sobre el ecuador, cruzando desde el hemisferio sur a la Hemisferio norte.

Se eleva el este y se pone por el oeste, restante por encima del horizonte durante

aproximadamente 12 horas. Ello no es exactamente 12 horas debido a la refracción,

semidiámetro, y la altura del ojo del observador. Estos causan a estar por encima del horizonte

un poco más que en el horizonte. Tras el equinoccio de primavera, la declinación septentrional

aumenta, y el Sol sube más alto en el cielo cada día (al las latitudes de los Estados Unidos),

hasta el verano solsticio, cuando una declinación de alrededor de 23 ° 26 'al norte de la se

alcanza el ecuador celeste. El Sol y luego se retira gradualmente hacia el sur hasta que esté

nuevamente sobre el ecuador en el otoño equinoccio, en alrededor de 23 ° 26 'al sur del ecuador

celeste en el solsticio de invierno, y de nuevo sobre el ecuador celeste de nuevo en el próximo

equinoccio de primavera. La Tierra está más cerca del Sol durante el hemisferio norte invierno.

No es la distancia entre la Tierra y el sol que es responsable de la diferencia de temperatura

durante las diferentes estaciones del año, pero la altitud del Sol en el cielo y la longitud de tiempo

que se mantiene por encima del horizonte Durante el verano los rayos son más casi vertical, y

por lo tanto más concentrada, tal como se muestra en la Figura 1519b.


pág. 25

Dado que el Sol está sobre el horizonte más de la mitad

del tiempo, el calor se añade por absorción durante un

período más largo de lo que se está perdiendo por la

radiación. Esto explica el retraso de las estaciones. Tras

el día más largo, la Tierra sigue recibiendo más calor que

se disipa, pero a una proporción decreciente. Poco a

poco la proporción disminuye hasta que se alcance un

equilibrio, después de lo cual la Tierra se enfría, la

pérdida de más calor del que gana. Esto es análogo al

del día, cuando las temperaturas más altas ocurren

normalmente varias horas después de que el Sol alcanza

la máxima altitud a paso por el meridiano. Un retraso similar ocurre en otras estaciones del año.

Astronómicamente, las estaciones comienzan en los equinoccios y solsticios.

Meteorológicamente, difieren de un lugar a otro.

Dado que la Tierra viaja más rápido cuando más cercano al Sol, el hemisferio norte

(astronómico) el invierno es más corto que su verano por unos siete días. En todas partes entre

los paralelos 23 ° 26'N y unos 23 ° 26'S el Sol está directamente sobre la cabeza en algún

momento durante el año. Excepto en los extremos, esto ocurre dos veces: una vez que el Sol

parece moverse hacia el norte, y la segunda vez a medida que avanza hacia el sur. Esta es la

zona tórrida. El límite norte es el Trópico de Cáncer, y el límite sur es el Trópico de Capricornio.

Estos nombres provienen de las constelaciones que el Sol entró en los solsticios cuando los

nombres se aplicaron por primera vez hace más de 2.000 años. Hoy en día, el Sol se encuentra

en la siguiente constelación hacia el oeste debido a la precesión de los equinoccios. Los

paralelos de 23 ° 26 'de los polos, marcando los límites aproximados

del Sol circumpolar, se llaman círculos polares, el que está en el hemisferio norte es el Círculo

Polar Ártico y la que en el hemisferio sur del Círculo Polar Antártico. Las áreas dentro de los

círculos polares son el norte y zonas frías al sur. Las regiones entre las zonas frías y las zonas

tórridas son el norte y las zonas templadas del sur. La expresión "equinoccio vernal" y

expresiones asociadas se aplican tanto a los tiempos y lugares de ocurrencia de los diversos

fenómenos. Uso náutico, el equinoccio de primavera a veces se llama el primer punto de Aries

(símbolo), ya que, cuando se le dio el nombre, el Sol entró en la constelación de Aries, el

carnero, en este momento. Este punto es de interés para los navegantes, ya que es el origen


pág. 26

para medir el ángulo hora sideral. Las expresiones del equinoccio de marzo, del solsticio de

junio, equinoccio de septiembre y del solsticio de diciembre en ocasiones se aplicarán, según

proceda, porque los nombres más comunes están asociados con las estaciones del año en el

hemisferio norte y seis meses fuera del paso para el hemisferio sur. El eje de la Tierra está

experimentando un movimiento de precesión similar a la de un trompo con su eje inclinado. En

unos 25.800 años el eje completa un ciclo y vuelve a la posición desde la que se inició. Desde

el ecuador celeste es de 90 ° de los polos celestes, también se está moviendo. El resultado es

un movimiento hacia el oeste lenta de los equinoccios y solsticios, que ya les ha llevado a unos

30 °, o uno constelación, a lo largo de la eclíptica de las posiciones que ocupaban cuando

nombró hace más de 2.000 años. Desde el ángulo hora sideral se mide desde el equinoccio de

primavera, y la declinación del ecuador celeste, las coordenadas de los cuerpos celestes

estarían cambiando incluso si los propios cuerpos estaban estacionaria. Este movimiento hacia

el oeste de los equinoccios a lo largo de la eclíptica se llama precesión de los equinoccios. La

cantidad total, llamado precesión en general, es de unos 50 segundos de arco por año. Se puede

considerar dividido en dos componentes: la precesión en ascensión recta (unos 46,10 segundos

por año) medidos a lo largo del ecuador celeste, y la precesión en declinación

(aproximadamente 20,04 "por año), medido perpendicularmente al ecuador celeste La variación

anual de las coordenadas. de cualquier estrella dada, debido a la precesión solo, depende de

su posición en la esfera celeste, ya que estas coordenadas se miden con respecto al eje polar,

mientras que el movimiento de precesión es con respecto al eje eclíptica. Debido a la precesión

de los equinoccios, los polos celestes están describiendo círculos lentamente en el cielo. El polo

norte celeste se mueve más cerca de Polaris, que pasará a una distancia de unos 28 minutos

aproximadamente en el año 2102. A raíz de esto, la distancia polar se incrementará, y

eventualmente de otras estrellas, en su vuelta, se convertirá en la estrella polar. La precesión

del eje de la Tierra es el resultado de fuerzas gravitacionales ejercidas principalmente por el Sol

y la Luna en la protuberancia ecuatorial de la Tierra. La Tierra girando responde a estas fuerzas

a la manera de un giroscopio. La regresión de los nodos presenta ciertas irregularidades

conocidas como nutación en el movimiento de precesión.


pág. 27

1520. El zodiaco The zodiac city una banda circular del cielo que se extiende 8 ° en cada lado de la eclíptica. Los

planetas de navegación yla Luna se encuentran dentro de estos límites. El zodiaco se divide en

12 secciones de 30 ° cada uno, cada sección está dando el nombre y el símbolo ("signo") de

una constelación. Estos se muestran en


pág. 28

Figura 1520. Se asignaron los nombres de más de 2.000

Hace años, cuando el Sol entró en Aries en la primavera equinoccio, cáncer en el solsticio de

verano, Libra en el equinoccio de otoño, y Capricornio en el solsticio de invierno. Debido a la

precesión, los signos zodiacales se han desplazado con respecto a las constelaciones. Por lo

tanto en el momento de la vernal equinoccio, el Sol se dice que es en el "primer punto de Aries"

aunque está en la constelación de Piscis


pág. 29

1521. El tiempo y el calendario Tradicionalmente, la astronomía ha proporcionado la base para medición del tiempo, un tema

de primordial importancia para el navegante. El año se asocia con la revolución de la Tierra en

su órbita. El día es una rotación de la Tierra alrededor de su eje.

La duración de una rotación de la Tierra depende el punto de referencia externo utilizado. Una

rotación relativa de el Sol se llama un día solar. Sin embargo, la rotación relativa a la aparente

del Sol (el Sol real que aparece en el cielo) no proporciona el tiempo del tipo uniforme debido a

las variaciones en la tasa de revolución y rotación de la Tierra.

El error debido a la falta de velocidad uniforme de revolución se elimina por usando una media

dom ficticia Por lo tanto, el tiempo solar medio es casi igual al tiempo solar aparente promedio.

Porque la diferencia acumulada entre estos tiempos, llamado la ecuación del tiempo, está

cambiando continuamente, el período de la luz del día se está desplazando ligeramente,

además de su aumento o disminución de la longitud debido a los cambios de declinación.

Aparente y significa Soles rara vez cruzan el meridiano celeste en el Mismo tiempo. La primera

puesta de sol (en las latitudes de los Estados Unidos) se produce unas dos semanas antes del

solsticio de invierno, y la última salida del sol se produce unas dos semanas después del invierno

solsticio. Una discrepancia similar pero más pequeño aparente ocurre en el solsticio de verano.

Tiempo Universal es un caso particular de la medida conocido en el tiempo solar como media

general. Tiempo Universal es la tiempo medio solar en el meridiano de Greenwich, contados en

día de 24 horas solares promedio comenzando con 0 horas a doce de la noche. Tiempo

Universal y el tiempo sideral son rigurosamente relacionados por una fórmula de modo que si

uno es conocido el otro puede ser

encontrado. Tiempo Universal es el estándar en la aplicación de la astronomía a la navegación.

Si el equinoccio de primavera se utiliza como referencia, un se obtiene día sideral, ya partir de

ella, el tiempo sideral. Esta indica las posiciones aproximadas de las estrellas, y por esta razón

por la cual es la base de cartas estelares y buscadores de estrellas. Porque de la revolución de

la Tierra alrededor del Sol, un día sideral es cerca de 3 minutos 56 segundos más corto que un

día solar, y hay uno sideral más de días solares en un año. Un día solar medio es igual a

1.00273791 media de días siderales.


pág. 30

Debido a la precesión de los equinoccios, una rotación de la Tierra con respecto a las estrellas

no es lo mismo que una rotación con respecto al equinoccio de primavera. Un solar medio

promedios diarios 1.0027378118868 rotaciones de la Tierra con respecto a las estrellas.

En el análisis de la marea, la Luna se utiliza a veces como el de referencia, produciendo un

promedio de 24 días lunar 50 horas minutos (media unidades solares) de longitud, y el tiempo

lunar.

Puesto que cada tipo de día se divide arbitrariamente en 24 horas, cada hora con 60 minutos

de 60 segundos, la longitud de cada una de estas unidades difiere un poco en los diferentes

tipos de tiempo.

El tiempo también se clasifica de acuerdo a la terrestre meridiano utiliza como referencia.

se utiliza propia meridiano, zona horaria si un meridiano de referencia cercano se utiliza sobre

una diversidad de longitudes, y Greenwich o Universal Time, si se utiliza el meridiano de

Greenwich. El período de un equinoccio de primavera a la siguiente (el ciclo de las estaciones)

es conocido como el año trópico. Se encuentra a unos 365 días, 5 horas, 48 minutos, 45

segundos, Hough la longitud ha ido cambiando lentamente durante muchos siglos. Nuestro

calendario, el calendario gregoriano, se aproxima al año tropical con una combinación de años

comunes de 365 días y los años bisiestos de 366 días. Un año bisiesto es un año divisible por

cuatro, a menos que sea un año del siglo, que debe ser divisible por 400 para ser un año bisiesto.

Así, 1700, 1800 y 1900 no fueron años bisiestos, pero 2000 fue. Un error fundamental fue hecha

por John Hamilton Moore en llamar 1800 un año bisiesto, causando un error en las tablas en su

libro, El Navegante Práctico. Este error provocó la pérdida de al menos un barco y más tarde

fue descubierto por Nathanieln Bowditch mientras escribía la primera edición de El Nuevo

Navegador práctica estadounidense. Consulte el Capítulo 18 para una discusión en profundidad

de los tiempos.

1522. Eclipses Si la órbita de la Luna coincide con el plano de la eclíptica, la Luna pasa por delante del Sol en

cada Luna nueva, causando un eclipse solar. En luna llena, la Luna pasaría a través de la

sombra de la Tierra, causando un eclipse lunar. Debido a la órbita de la Luna está inclinada

la Luna nueva y por encima o por debajo de la sombra de la Tierra de la Luna llena. Sin embargo,


pág. 31

hay dos puntos en los que el plano de la órbita de la Luna cruza la eclíptica. Estos son los nodos

de la órbita de la Luna. Si la Luna pasa uno de estos puntos, al mismo tiempo que el Sol, un

eclipse solar tiene lugar. Esto se muestra en la Figura 1522. El Sol y la Luna son de casi el

mismo tamaño aparente de un observador en la Tierra. Si la Luna está en el perigeo, el diámetro

aparente de la Luna es mayor que la del Sol, y su sombra llega a la Tierra como un casi redondo

dot sólo unas pocas millas de diámetro. El punto se mueve rápidamente a través de la Tierra,

de oeste a este, ya que la Luna sigue en su órbita. Dentro del punto, el Sol está completamente

oculta a la vista, y un eclipse total de Sol se produce. Para una distancia considerable alrededor

de la sombra, que forma parte de la superficie del Sol se oscurece, y se produce un eclipse

parcial. En la línea de recorrido de la sombra de un eclipse parcial ocurre cuando el disco

redondo de la Luna parece moverse lentamente a través de la superficie del Sol, ocultando una

parte cada vez mayor de que, hasta que se produzca el eclipse total. Debido a el borde irregular

de la montañosa Luna, la luz no se corta de manera uniforme. Pero varias porciones iluminadas

últimos aparecen a través de los valles o pases entre los picos de las montañas. Estos se llaman

Perlas de Baily. Un eclipse total es un fenómeno espectacular. Como la última luz del Sol se

corta, la corona solar, o envoltura de gas iluminada delgada alrededor del Sol se hace visible.

Jirones de gases más densos pueden aparecer como protuberancias solares. La única luz que

llega al observador es que difunde por la atmósfera que rodea a la sombra. A medida que la

Luna parece continuar en el otro lado de la cara del Sol, el Sol finalmente emerge desde el otro

lado, por primera vez como Perlas de Baily, y luego como una media luna cada vez mayor hasta

que ninguna parte de su superficie está oscurecido por la Luna. La duración de un eclipse total

depende de cómo casi la Luna cruza el centro del Sol, la ubicación de la sombra de la Tierra,

las velocidades orbitales relativas de la Luna y la Tierra, y (principalmente) los diámetros

aparentes relativas del Sol y Luna. La longitud máxima que puede ocurrir es un poco más de

siete minutos. Si la Luna se encuentra cerca del apogeo, su diámetro aparente es menor que la

del Sol, y su sombra no acaba de llegar a la Tierra. Más de un área pequeña de la Tierra

directamente en línea con la Luna y el Sol, la Luna aparece como un disco negro casi cubre la

superficie del Sol, pero con un delgado anillo del Sol alrededor de su borde. Este eclipse anular

se produce un littlenmore a menudo que un eclipse total. Si la sombra de la Luna pasa cerca de

la Tierra, pero no directamente en línea con ella, un eclipse parcial puede ocurrir sin un eclipse

total o anular. Un eclipse de Luna (o eclipse lunar) se produce cuando la Luna pasa a través de

la sombra de la Tierra, como se muestra en la Figura 1522. Dado que el diámetro de la Tierra

es de aproximadamente 31/2 veces el de la Luna, la sombra de la Tierra en el la distancia de la


pág. 32

Luna es mucho más grande que la de la Luna. Un eclipse total de Luna puede durar cerca de

13/4 horas, y una parte de la Luna puede estar en la sombra de la Tierra durante casi 4 horas.

Figura

1522. Los

eclipses de

Sol y de

Luna.

Durante un eclipse solar total, ninguna parte del Sol es visible porque la Luna está en la línea

de visión. Pero durante un lunar eclipsar un poco de luz no llegar a la Luna, difractada por la

atmósfera de la Tierra, y por tanto la eclipsada Luna llena es visible como un disco rojizo tenue.

Un eclipse lunar es visible sobre todo el hemisferio de la Tierra hacia la Luna. Cualquier persona

que puede ver la Luna se puede ver el eclipse. Durante un año puede haber hasta cinco eclipses

de sol, y siempre hay por lo menos dos. Ya está puede haber hasta tres eclipses de la Luna, o

ninguno. Los número total de eclipses durante un solo año no exceda siete, y puede ser tan

pocos como dos. Hay más solar que eclipses lunares, pero este último se puede ver más a

menudo porque de las zonas restringidas sobre los que los eclipses solares son visibles.

El Sol, la Tierra y la Luna están casi

alineados en la línea de nodos dos

veces al año eclipse de 346,6 días.

Este es menos de un año natural,

debido a la regresión de la nodos. En

un poco más de 18 años la línea de

nodos regresa a aproximadamente la

misma posición con respecto a el Sol,

la Tierra y la Luna. Durante un período

casi igual, llamado Saros, un ciclo de eclipses se produce. Durante el siguiente saros el ciclo se

repite con menor importancia diferencias.


pág. 33

1523. latitud y longitud La latitud y la longitud se utilizan para localizar coordenadas puestos en la tierra. Este artículo

aborda tres diferentes definiciones de estas coordenadas. Latitud astronómica es el ángulo

(ABQ, figura 1.523) entre una línea en la dirección de la gravedad (AB) en una estación y el

plano del ecuador (QQ '). Longitud Astronómico es el ángulo entre el plano del meridiano celeste

en una estación y el plano del meridiano celeste en Greenwich.

Estas coordenadas se encuentran habitualmente por medio de celeste observaciones. Si la

Tierra fuera perfectamente homogénea y redondo, estos puestos serían consistentes y

satisfactoria.

Sin embargo, a causa de la desviación de la vertical debido a distribución desigual de la masa

de la Tierra, líneas de igual latitud y longitud astronómica no son círculos, aunque las

irregularidades son pequeños. En los Estados Unidos el primer componente vertical (longitud

afecta a) puede ser un poco más de 18 ", y el componente meridional (que afecta latitud) tanto

como 25 ". Latitud geodésica es el ángulo (ACQ, figura 1.523) entre una normal a la esferoide

(AC) a una estación y el plano del ecuador geodésico (QQ '). Longitud geodésica es el ángulo

entre el plano definido por la normal a la esferoide y el eje de la Tierra y el plano de la geodésica

meridiano de Greenwich. Se obtienen estos valores cuando latitud astronómica y la longitud son

corregidos por desviación de la vertical. Estas coordenadas se utilizan para gráficos y se refieren

con frecuencia como latitud geográfica y longitud geográfica, aunque estos expresiones se

utilizan a veces para referirse a astronómica latitud.

Latitud geocéntrica es el ángulo (ADQ, figura 1.523) en el centro del elipsoide entre el plano de

su ecuador (QQ ') y una línea recta (AD) a un punto en la superficie de la tierra. Esto difiere de

la latitud geodésica porque el La Tierra es un esferoide en lugar de una esfera, y los meridianos

son elipses. Desde los paralelos de latitud se consideran ser círculos, longitud geodésica es

geocéntrica, y una por separado no se utiliza la expresión. La diferencia entre geocéntrica y

latitudes geodésicas es un máximo de aproximadamente 11,6 'en la latitud

Debido a la forma achatada del elipsoide, la longitud de un grado de latitud geodésica no es

igual en todas partes, pasando de alrededor de 59,7 millas náuticas en el ecuador de

aproximadamente 60,3 millas náuticas en los polos. El valor de 60 millas náuticas habitualmente

utilizados por el navegador es correcta

Capítulo 2: Esfera Celeste NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 34

2. ESFERA CELESTE

Definición:

La esfera celeste (celestial sphere) es una esfera imaginaria con un radio infinito con la tierra

como su centro. Los polos norte y el sur celestes se localizan por la extensión del eje de la tierra.

COORDENADAS CELESTES


pág. 35

El ecuador celeste (celestial equator) (a veces llamado equinoccial) se forma por la proyección

del plano del ecuador de la tierra hacia la esfera celeste.

Un meridiano celeste (celestial meridian) se forma por la intersección del plano de un meridiano

terrestre y la esfera celeste. Este es el arco de un círculo máximo a través de los polos de la

esfera celeste.

El zenit es el punto sobre la esfera celeste verticalmente sobre la cabeza del observador.

El nadir es el punto opuesto.

El zenit y el nadir son las extremidades de un diámetro de la esfera celeste a través del

observador y el centro común de la tierra y la esfera celeste.

upper branch es el arco de un meridiano celeste entre los polos si este contiene el zenit.

lower branch si este contiene el nadir.

Los meridianos celestes toman el nombre de sus duplicados en la esfera terrestre. Ejemplo: 56

w.

Un circulo horario (hour circle) es un circulo maximo a traves de los polos celestes y un punto

o cuerpo sobre la esfera celeste. Este es similar a un meridiano celeste, pero se mueve con la

esfera celeste conforme este rota alrededor de la tierra. Mientras un meridiano celeste

permanece fijo con respecto a la tierra.

La localizacion de un cuerpo sobre su circulo horario se define por la distancia angular del cuerpo

desde el ecuador celeste.

Esta distancia se llama declinación (declination), esta se mide al norte o al sur del ecuador

celeste en grados, desde cero grados hasta 90 grados, similar a la latitud de la tierra.

Un circulo paralelo al ecuador celeste se llama paralelo de declinación (parallel of declination),

desde que este conecta todos los puntos de igual declinacion. Es similar a un paralelo de latitud

de la tierra. El camino de un cuerpo celeste durante su revolucion aparente alrededor de la tierra

se llama circulo diurno (diurnal circle). Actualmente esto no es un circulo si un cuerpo cambia

su declinación. Debido a que la declinacion de todos los cuerpos de navegacion estan

continuamente cambiando, los cuerpos se describen planos, espirales esfericos conforme rotan


pág. 36

la tierra. De cualquier modo, debido a que el cambio es relativamante lento, un circulo diurno y

un paralelo de decliancion se consideran identicos.

Un punto sobre la esfera puede identificarse en la intersección de sus paralelos de declinación

y su círculo horario. El paralelo de declinación se identifica por la declinación.

Se usan dos métodos básicos para localizar el círculo horario. El primero, la distancia angular

al WESTE de la referencia de un círculo horario a través de un punto sobre la esfera celeste,

llamado equinoccio de primavera o primer punto de Aries, es llamado ángulo horario sideral

o sidéreo (sidereal hour angle SHA). Este ángulo, medido hacia el este desde el equinoccio

de primavera, se llama ascensión recta (right ascension) y se expresa en unidades de tiempo.

El segundo método de localización del círculo horario es indicar la distancia angular WESTE

de un meridiano celeste. Si el meridiano celeste de Greenwich se usa como referencia, la

distancia angular se llama ángulo horario de Greenwich (Greenwich hour angle GHA), y si se

usa el meridiano del observador, este se llamará ángulo horario local (local hour angle LHA).


pág. 37

Algunas veces es más conveniente medir el ángulo horario en cualquiera de las dos formas

EAST OR WESTE, como se mide la longitud sobre la tierra, en cuyo caso es llamado ángulo

meridiano (Meridian angle) (designado “t”).

Un punto sobre la esfera celeste puede localizarse usando las coordenadas de altitud y el

azimut basado sobre el horizonte como un círculo primario en vez del ecuador celeste.

SISTEMA DE COORDENADAS

En la esfera celeste la latitud se convierte en la declinación (declination), mientras que la

longitud se convierte en el angulo horario sideral o sidereo (sidereal hour angle), medido desde

el equinoccio de primavera (vernal equinox).

La declinación (declination) es la distancia angular NORTE o SUR del ecuador celesten (d). se

mide a lo largo de un circulo horario (hour circle), desde 0o en el ecuador hasta los 90o en los

polos celestes. Esta se etiqueta como N o S para indicar la direccion de la medicion. Todos los

puntos que tienen la misma declinacion se situan a lo largo del paralelo de declinación.


pág. 38

Distancia polar (polar distance “p”) es la distancia angular desde un polo celeste, o el arco

de un circulo horario (hour circle) entre el polo celeste y un punto sobre la esfera celeste. Este

se mide a lo largo de un circulo horario y puede variar desde 0o hasta los 180o.

Debido a que cada polo se puede usar como origen de la medicion. Usualmente se considera

como el complemento de la declinacion, por esta causa este puede ser 90o – d o 90o + d,

dependiendo sobre cual polo se mide.

Angulo horario local (local hour angle LHA): es la distancia angular WESTE del meridiano

celeste local, o el arco del ecuador celeste entre el upper branch del meridiano celeste local y

el circulo horario a traves de un punto sobre la esfera celest, medidio hacia el WESTE desde el

meridiano celeste local hasta los 360o. cuando se llama angulo de meridiano (t) y etiquetado E

o W para indicar la dirección de la medicion.

Angulo horario de Greenwich(Greenwich hour meridian GHA): Distancia angular del

meridiano celeste de Greenwich, el arco de ecuador celeste, o angulo en el polo celeste, entre

el upper branch del meridiano celeste de Greenwich y el círculo horario de un punto sobre la

esfera celeste, medido hacia el Oeste a partir del meridiano celeste de Greenwich hasta los

360º.

Conformme la tierra rota, cada cuerpo cruza cada branch del meridiano celeste una vez por día.

Este cruzamiento se conoce como transito de meridiano o culminación. Este puede ser

llamado tránsito upper para indicar que cruza este o tránsito lower para indicar este otro.


pág. 39

El diágrama del tiempo

Este ilustra la relacion entre los distintos ángulos y el ángulo de meridiano. El circulo es el

escuador celeste visto desde el polo sur,

con el upper branch del meridiano del

observador (PsM) en la parte superior. El

radio PsG es el meridiano de Greenwich;

Ps es el círculo horario del equinocio

de verano. El angulo horario del sol esta

al este del meridiano del observador; el

circulo horario de la luna esta al oeste del

meridiano del observador. Nota esto es

cuando LHA es menor a 180º, t=360º-

LHA y se etiqueta Este. El arco GM es la

longitud, el cual en este caso es oeste. La

relación mostrada aplica igualmente a los

acomodos de radio, excepto para

magnitudes relativas de cantidades

envueltas.

COORDENADAS HORIZONTALES Los horizontes son el segundo conjunto de coordenadas celestes con el cual el navegante esta

directamente concernado y es basado sobre el horizonte como circulo maximo primario.

Sistema de Coordenadas de horizonte Este sistema se basa sobre el horizonte celeste como circulo primario y una serie de circulos

verticales secundarios los cuales son circulos maximos a traves del zenit y el nadir del

observador y por lo tanto perpendicular a su horizonte

Así, el horizonte celeste es similar al ecuador, y los círculos máximos son similares a las

meridianas, pero con una diferencia importante. El horizonte celeste y círculos máximos son

dependientes en la posición del observador y por lo tanto se mueven con él como él cambia

posición, mientras los círculos máximos primarios y secundarios de ambos los sistemas

geográficos y celestes del ecuador son independientes del observador. El horizonte y sistemas


pág. 40

celestes del ecuador coinciden para un observador en el polo geográfico de la Tierra y son

mutuamente perpendiculares para un observador en el ecuador. En absoluto otros lugares el

dos son oblicuos.

El círculo vertical a través del norte y puntos del sur del horizonte atraviesa los polos del sistema

celeste del ecuador de coordenadas. Uno de estos polos (teniendo el mismo nombre como la

latitud) está por encima del horizonte y es designado el polo elevado. El otro, designado el polo

deprimido, está debajo del horizonte. Desde que este círculo máximo es un círculo máximo a

través de los polos celestes, e incluye el cenit del observador, es también una meridiana celeste.

En el sistema del horizonte es designado el círculo máximo principal. El círculo vertical a través

del este y puntos del oeste del horizonte, y por lo tanto perpendicular para la vertical principal

dan vueltas, es designado el círculo máximo de primera, o simplemente la primera vertical.


pág. 41


pág. 42

Como se muestra en la Figura 1527b, la altitud es la distancia angular por encima del horizonte.

Se mide a lo largo de un círculo vertical, de 0º en el horizonte a través de 90 ° en el cenit. Altitud

medida desde el horizonte visible puede ser superior a 90 ° debido a la depresión del horizonte,

como se muestra en la Figura 1526. La distancia angular debajo del horizonte, llamado altitud

negativa, se proporciona mediante la inclusión de ciertas altitudes negativas en algunas tablas

para su uso en la navegación astronómica. Todos los puntos que tienen la misma altitud

permanecen a lo largo de un paralelo de altitud. La Distancia Zenital (z) es la distancia angular

desde el zenit, o el arco de un círculo vertical entre el cenit y un punto de la esfera celeste. Se

mide a lo largo de un círculo vertical de 00 a 180º. Se considera generalmente como el

complemento de altitud. Para un cuerpo sobre el horizonte celeste que es igual a 90º - h y por

un cuerpo por debajo del horizonte celeste que es igual a 90º (- h) o 90 ° + h.

La dirección horizontal de un punto de la esfera celeste, o la demora de la posición geográfica,

se denomina azimut o ángulo de azimut dependiendo del método de medición. En ambos

métodos es un arco del horizonte (o paralelo de altitud), o un ángulo en el cenit. Es acimut (Zn)

si se mide en sentido horario a través de 360 °, comenzando en el punto norte en el horizonte,

y el ángulo de azimut (Z) si se mide en sentido horario o anti horario 180º, comenzando en la

parte norte del horizonte de latitud norte y el punto sur del horizonte de latitud sur. El sistema

eclíptico se basa en la eclíptica como el gran círculo primario, análoga a la línea ecuatorial. Los

puntos de 90 ° respecto a la eclíptica son los polos norte y sur de la eclíptica. La serie de grandes

círculos a través de estos polos, análogos a los meridianos, son círculos de latitud. Los círculos

paralelos al plano de la eclíptica, de forma análoga a los paralelos de la Tierra, son paralelos de

latitud o círculos de longitud. La distancia al norte o al sur de la eclíptica, análoga a la latitud

angular, es la latitud celeste. La longitud celeste se mide hacia el este a lo largo de la eclíptica

a través de 360 °, comenzando en el equinoccio vernal. Este sistema de coordenadas es de

interés principalmente para los astrónomos. Los cuatro sistemas de coordenadas celestes son

análogas entre sí y con el sistema terrestre, aunque cada uno tiene distinciones tales como las

diferencias en las direcciones, unidades y sus límites de medición. La tabla 1527 indica el

término análogo o términos en cada sistema.


pág. 43

COMBINACION DE SISTEMAS DE COORDENADAS

Desde un punto imaginario fuera de la esfera celeste y el ecuador celeste, a una distancia tal

que la vista sería ortográfica, el gran círculo que aparece como el límite exterior sería un

meridiano celeste. Otros meridianos celestes aparecerían como elipses. El ecuador celeste

aparecería como un diámetro de 90 ° de los polos y paralelos de declinación como líneas rectas

paralelas al ecuador. La vista sería similar a un mapa ortográfica de la Tierra. Una serie de

relaciones útiles se puede demostrar mediante la elaboración de un diagrama en el plano del

meridiano celeste mostrando esta vista ortográfica. Arcos de círculos pueden ser sustituidos por

las elipses sin destruir las relaciones básicas. Consulte la Figura 1528a. En el diagrama inferior

del círculo representa el meridiano celeste, QQ 'del ecuador celeste, y en los polos norte y sur

celeste, respectivamente. Si una estrella tiene una declinación de 30 ° N, un ángulo de 30 °

puede ser medida desde el ecuador celeste, tal como se muestra. Podría ser medido ya sea a

la derecha o a la izquierda, y habría sido hacia el polo sur si la declinación había sido sur. El

paralelo de declinación es una recta que pasa por este punto y en paralelo al ecuador celeste.

La estrella está en algún lugar de esta línea (en realidad un círculo visto en el borde).

Para localizar el circulo de hora dibujamos el diagrama superior de modo que Pn este

directamente arriba de Pn de la figura inferior (en la línea con el axis polar Pn-Ps) y el circulo

esta en el mismo diámetro como la figura inferior. Este plan de vista, mirando abajo sobre la

esfera celestial desde el tope. El circulo es el ecuador celestial. Desde que la vista esta sobre

el polo norte celestial, oeste en el sentido horario. El diámetro QQ’ es el meridiano celestial

mostrado como un circulo en el diagrama inferior. Si la mitad derecha se considera la rama

superior


pág. 44

Combinados, el punto A localizado en el diagrama inferior y proyectado hacia arriba a A´, como

es mostrado.Ya que el cuerpo del ejemplo tiene un azimut mayor a 180 grados, esta en el

occidente o parte frontal del diagrama.

Desde que el meridiano celeste aparece igualmente en ambos sistemas de horizonte y el

ecuador celeste, los dos diagramas pueden ser combinados, y correctamente orientados, un

cuerpo puede ser localizado por un par de coordenadas, y las coordenadas del otro sistema

pueden ser determinadas por medición.

Refiriéndose a la figura 1528c, en la cual las lineas negras representan el sistema del ecuador

celeste, y las lineas rojas el sistema del horizonte. por consiguiente, la zenith es mostrada en lo

alto y el punto norte del horizonte en la parte izquierda. el punto oeste en el horizonte esta en el

centro, y el punto este esta directamente atrás de este. En la figura la latitud es 37 grados N.

Por lo cual la zenith es establecida en lo alto del diagrama. El ecuador puede ser encontrado

midiendo un arco de 37 grados hacia el sur; a lo largo del meridiano celeste. Si la declinación

es 30 grados N y el LHA es 80 grados, el cuerpo puede ser localizado como es mostrado por

las lineas negras, y descrito arriba.


pág. 45

La altitud y el azimut pueden ser determinadas por el proceso en reversa lo descrito arriba.

Dibuja la linea hh’ hacia el cuerpo en paralelo al horizonte, NS. La altitud, 25 grados, es

encontrada por medición, como se muestra. Dibuja el arco del circulo hacia el cuerpo y la zenith.

De A’, la intersección de este arco con el horizonte, dibuja una linea vertical que intercepte el

circulo en A. El azimut, N 70 grados al oeste, es encontrado por medición, como se muestra. El

prefijo N es aplicado para que sea acorde con la latitud. El cuerpo es a la izquierda de ZNa, el

circulo vertical principal. El sufijo W aplica por el LHA, 80 grados, muestra que el cuerpo es al

oeste del meridiano.

Si la latitud y el azimud son proporcionados, el cuerpo es localizado por medio de las lineas

rojas. El paralelo dede la declinación es así dibujado paralelo a QQ’, el ecuador celeste, y la

declinación determinada or medición. El punto L’ es localizado dibujando el arco del circulo hacia

Pn, la estrella, y Ps. De L’ una linea es dibujada perpendicular a QQ’, localizando L. El ángulo

meridiano es así encontrado por medición. la declinación es conocida para ser norte por que el

cuerpo esta entre

El ecuador celeste y el polo norte celeste. El ángulo meridiano está al oeste, de acuerdo con el

azimut, y por lo tanto LHA es numéricamente la misma.

Desde QQ 'y PNP son perpendiculares y ZnA y NS también son perpendiculares, arco NPN es

igual al arco ZQ. Es decir, la altitud del polo elevado es igual a la declinación del cenit, que es

igual a la latitud. Esta relación es la base del método de determinación de latitud por una

observación de Polaris.

El diagrama en el plano del meridiano celeste es útil en la aproximación de un número de

relaciones. Figura 1528d considerado. La latitud del observador (NPN o ZQ) es de 45 ° N. La

declinación del sol está en el horizonte (NS), en la parte posterior del diagrama. Su altitud, h, es

de 0 °. Su ángulo de acimut, Z, es el arco NA, N63 ° E. Esta es prefijado N estar de acuerdo con

la latitud y el sufijo E a estar de acuerdo con el ángulo meridiano del sol al amanecer. Por lo

tanto, ZN = 063 °. La amplitud, A, es el arco ZA, E27 N °. El ángulo meridiano, t, es el arco QL,

110 ° E. El sufijo E se aplica porque el sol está al este del meridiano en aumento. El LHA es 360

° -110 ° = 250 °. A medida que el sol se mueve hacia arriba a lo largo de su paralelo de

declinación, it altitud aumenta. Alcanza la posición 2 a alrededor de 0600, cuando t = 90 ° E, y

Zn = 090 °. La altitud es Nh 'o Sh, 27 °.

Siempre en movimiento su paralelo de declinación, que llega a la posición 4 en el meridiano

celeste cerca del mediodía, cuando t y LHA son ambos 0 °, por definición.


pág. 46

En el meridiano celeste acimut de un cuerpo es 000 ° o 180 °. En este caso es de 180 °, porque

el cuerpo está al sur del cenit. La altitud máxima se produce al paso por el meridiano. En este

caso el arco S4 representa la altitud máxima, 65 °. La distancia cenital, z, es el arco Z4, 25 °.

Un cuerpo no está en el cenit al paso por el meridiano a menos que sea la magnitud de la

declinación y el nombre son los mismos que la latitud.

Continuando, el sol se mueve hacia abajo a lo largo del "frente" o el lado occidental del diagrama.

En la posición 3 está de nuevo en el primer vertical. La altitud es la misma que cuando

previamente en el primer vertical y el ángulo de acimut es numéricamente el mismo, pero

ahora mide hacia el oeste. El azimut es de 270 °. El sol alcanza la posición 2 seis horas

después del paso por el meridiano y se pone en la posición 1. En este punto, el ángulo

de acimut es numéricamente lo mismo que al salir el sol, pero el oeste, y Zn = 360 ° - 63

° = 297 °. La amplitud es W27 ° N.

Después de la puesta del sol el sol continúa a la baja, a lo largo de su paralelo de declinación,

hasta que alcanza la posición 5, en la rama inferior del meridiano celeste, cerca de la

medianoche. Su altitud negativa, arco N5, es ahora más grande, 25 °, y su azimut es 000 °. En

este punto se inicia una copia de seguridad a lo largo de la parte posterior del diagrama, llegando

en la posición 1 en la próxima salida del sol, para iniciar otro ciclo.


pág. 47

La mitad del ciclo es del cruce del círculo 90 ° horas a la rama superior del meridiano celeste y

de nuevo a la línea PNP. Cuando en la declinación y latitud tener el mismo, más de la mitad el

paralelo de declinación está por encima del horizonte, y el cuerpo está por encima del horizonte

de más de la mitad del tiempo, atravesando el círculo 90 horas ° por encima del horizonte. Se

levanta y establece en el mismo lado del primer vertical que el polo elevado. Si la declinación

es del mismo nombre, pero numéricamente más pequeño que la latitud, el cuerpo atraviesa la

primer vertical por encima del horizonte. Si la declinación y latitud tienen el mismo nombre y son

numéricamente iguales, el cuerpo está en el cenit en tránsito superior. Si la declinación es del

mismo nombre pero numéricamente mayor que la latitud, el cuerpo atraviesa la rama superior

del meridiano celeste entre el cenit y elevada pole y no cruza la primer vertical. Si la declinación

es el mismo nombre que el latitud y complementaria a la misma (d + L = 90 °), el cuerpo es en

el horizonte a un menor tránsito y no fija. Si la declinación es el mismo nombre que la latitud y

numéricamente mayor que el colatitud, el cuerpo está por encima del horizonte durante todo su

ciclo diario y tiene altitudes máximas y mínimas. Esto se muestra por la línea de puntos en negro

Figura 1528d.

Si la declinación es de 0 ° en cualquier latitud, el cuerpo está por encima el horizonte de la mitad

del tiempo, siguiendo el ecuador celeste QQ ', y sale y se pone en el primer vertical. Si la

declinación es del nombre contraria (una al norte y otra al sur del), el cuerpo está sobre el


pág. 48

horizonte de menos de la mitad del tiempo y cruces el círculo 90 ° hora por debajo del horizonte.

Se levanta y se pone en el lado opuesto del primer vertical desde el polo elevado.

Si la declinación es del nombre contraria y numéricamente más pequeña que la latitud, el cuerpo

atraviesa los primeros verticales por debajo del horizonte. Si la declinación es del nombre

contraria y numéricamente igual a la latitud, el cuerpo está en el nadir a menor tránsito. Si la

declinación es del nombre contraria y complementaria a la latitud, el cuerpo está en el horizonte

en el tránsito superior. Si la declinación es del nombre contraria y numéricamente mayor que el

Colatitude, el cuerpo hace no subir.

Todas estas relaciones, y las que siguen, puede ser derivada por medio de un diagrama en el

plano de la celeste meridiano. Ellos son modificados ligeramente por atmosférica refracción, la

altura de los ojos, semidiámetro, paralaje, cambios en declinación, y aparente velocidad del

cuerpo a lo largo de su círculo diurno.

Es costumbre para mantener la misma orientación en el sur latitud, como se muestra en la Figura

1528e. En esta ilustración la latitud es de 45 ° S, y la declinación del cuerpo es de 15 ° N.

Desde Ps es el polo elevado, se muestra por encima del sur horizonte, con las dos SP y ZQ

igual a la latitud, 45 °. El cuerpo se eleva en la posición 1, en el lado opuesto de la primer vertical

desde el polo elevado. Se mueve hacia arriba a lo largo de su paralelo de la declinación a la

posición 2, en la parte superior rama del meridiano celeste, teniendo al norte; y luego se mueve

hacia abajo a lo largo del "frente" del diagrama a la posición 1, donde se pone. Se mantiene por

encima del horizonte menos de la mitad del tiempo porque la declinación y latitud son de Nombre

contrario. El azimut en aumento es de arco NA, la amplitud ZA, y el ángulo de azimut SA. El

círculo altitud paso por el meridiano se muestra en hh '.

Un diagrama en el plano del meridiano celeste puede ser utilizado para demostrar el efecto de

un cambio en la latitud. A medida que la aumenta la latitud, el ecuador celeste se vuelve más

cerca paralelo al horizonte. El Colatitude se hace más pequeño aumentar el número de órganos

circumpolares y los que ni aumento ni fijar. También aumenta la diferencia de la longitud de los

días entre el verano y el invierno. En el postes cuerpos celestes giran alrededor del cielo,

paralelo al horizonte. En el ecuador de la hora círculo de 90 ° coincide con el horizonte. Cuerpos

salen y se ponen en posición vertical; y están por encima del horizonte mitad del tiempo. En

salida y puesta la amplitud es igual a la declinación. Al paso por el meridiano de la altitud es

igual a la declinación. Como su nombre cambia de latitud, la relación nombre del mismo contrario

a la declinación invierte. Esto explica el hecho de que un hemisferio tiene invierno, mientras que


pág. 49

la otra está teniendo verano.

El error surge de mostrar los círculos horarios y círculos verticales como arcos de círculos en

vez de aumentos de elipses con la declinación o altitud incrementada. Los resultados más

precisos pueden obtenerse con la medición del azimut sobre el paralelo de declinación en vez

del ecuador celeste. El círculo vertical mostrado es para un cuerpo que tiene un azimut de 060º

W. El arco de un círculo se muestra en negro, y la elipse en rojo. El arco negro se obtiene

midiendo alrededor del horizonte, localizando A' por medio de A, como se describió

anteriormente. La intersección de este arco con el círculo de altitud a 60º sitúa el cuerpo en M.

si se dibuja un semicírculo con el círculo de altitud como diámetro, y el ángulo de azimut medido

alrededor de este, a B, una perpendicular al círculo horario localiza el cuerpo en M', sobre la


pág. 50

elipse. con este método el circulo de altitud, más que en el horizonte, es en efecto rotado los

90º para la medición .Este refinamiento es poco usado debido a que los valores actuales se

encuentran normalmente mediante cálculos matemáticos, el diagrama sobre el plano de

meridianos siendo usados primeramente para expresar las relaciones.

Con la experiencia, uno pude visualizar el diagrama sobre el plano del meridiano celeste sin

hacer un dibujo actual. Los dispositivos con dos conjuntos de coordenadas esféricas, sobre

cualquiera de las proyecciones ortográficas o estereográficas, pivoteadas al centro, han sido

producidos comercialmente para proveer un diagrama mecánico sobre el plano del meridiano

celeste. De cualquier modo, ya que los principios del diagrama se usan para ilustrar ciertas

relaciones, tal como un dispositivo no es necesariamente parte del equipo del navegante.

TRIÁNGULO DE NAVEGACIÓN

El triángulo formado por arcos de círculos máximos de una esfera se llama un triángulo esférico.

Un triángulo esférico sobre la esfera

celeste se llama triángulo celeste. El

triángulo esférico que es de particular

importancia para los navegantes es

llamado triángulo de navegación,

formado por arcos de un meridiano

celeste, un círculo horario y un círculo

vertical. Sus vértices son el polo

elevado, el cenit y un punto sobre la

esfera celeste (generalmente un

cuerpo celeste). La contraparte

terrestre también se llama un

triángulo de navegación, está

formado por arcos de dos meridianos

y el círculo máximo conecta dos

lugares en la tierra, uno en cada meridiano. Los vértices son los dos lugares y un polo. En la

navegación ortodrómica estos lugares son el punto de partida y el destino. En navegación

astronómica son la posición asumida (AP) del observador y la posición geográfica (GP) del

cuerpo (el punto de tener el cuerpo en su cenit). El GP del sol a veces se llama punto subsolar

y el de la luna el punto sublunar, la de un satélite (natural o artificial) punto sub satelital y de


pág. 51

una estrella punto sub estelar o sub astral. Cuando se utiliza para resolver una observación

celeste, ya sea el celeste o terrestre puede ser llamado triángulo astronómico.

El triángulo de navegación se muestra en el siguiente diagrama sobre el plano del meridiano

celeste. La tierra está en su centro, O. la estrella se encuentra en M, dd' en su paralelo de

declinación, y hh' en su círculo de altitud.

En la figura, el arco QZ del meridiano celeste es la latitud del observador, y el pnZ, un lado del

triángulo, es la colatitud. El arco AM del circulo vertical es la altitud del cuerpo, y el lado ZM del

triángulo es la distancia zenital, o coaltitud. El arco LM del círculo horario es la declinación del

cuerpo, y el lado pnM del triángulo es la distancia polar, o codeclinacion.

El ángulo en el polo elevado, ZPnM, teniendo el círculo horario y el meridiano celeste como

lados, es el ángulo de meridiano, t. el ángulo en el zenit, pnZM, teniendo el círculo vertical y el

arco de meridiano celeste, el cual incluye el polo elevado como lados es el ángulo de azimut. El

ángulo en el cuerpo celeste, ZMPn, teniendo el circulo horario y el circulo vertical como lados

es el ángulo paraláctico (X) (a veces llamado ángulo de posición),el cual no se usa normalmente

por el navegante.

SOLUCIÓN DEL TRIÁNGULO DE POSICIÓN

El triángulo de navegación tiene distintas maneras de resolverse, directa o indirectamente. Las

más comunes son las siguientes:

Dada la latitud, la declinación, el ángulo de meridiano, para encontrar el ángulo azimutal

y la altitud.

Dada la latitud, altitud, ángulo azimutal, para encontrar la declinación y el ángulo de

meridiano. Este se usa para identificar un cuerpo celeste desconocido.

Dado el ángulo de meridiano, declinación, y altitud, para encontrar el ángulo azimutal.

Este puede ser usado para encontrar el azimut cuando la altitud es desconocida.

Dada la latitud de dos lugares sobre la tierra y la diferencia de longitud entre ellas, para

encontrar el curso inicial de círculo máximo y la distancia de círculo máximo. Este

envuelve las mismas partes del triángulo como en el primer método visto anteriormente,

pero el triángulo terrestre, y por lo tanto es definido de diferente forma.


pág. 52

Capítulo 3: El sextante NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 53

3. EL SEXTANTE

ERRORES DEL SEXTANTE

Errores del sextante no ajustables: producidos de fábrica o algún daño.

Error prismático: Error prismático, de los espejos índice y vidrio horizontes.

Error de la graduación: Cuando el limbo o el tambor micrométrico no viene bien graduado, los

minutos no vienen bien graduados y no están bien.

Error de centrado: cuando se impide el desplazamiento, sobre el arco porque este no está

bien liso y se traba e impide la fácil lectura.

Error del instrumento: son errores de ajuste no arreglables, vienen de fábrica.

Errores del sextante ajustables: Los que pueden ser manejados por el oficial.

Error de perpendicularidad: Este ocurre cuando el espejo índice no es perpendicular a la

estructura del sextante. Para comprobar, coloque el brazo del índice a unos 60° en el arco y

mantenga el sextante horizontal con el arco de distancia de usted con los brazos extendidos y

la mirada en el espejo del índice. El arco del sextante que parece continuar sin interrupción en

el espejo. Si hay un error, entonces los dos puntos de vista parecen estar rotas. Ajuste el espejo

hasta que la reflexión y la visión directa del arco parece ser continua.

Error Lateral o de lado: (Haga que se vean dos imágenes de la estrella, la directa y la reflejada,

gire el tambor micrométrico para separarlas. Compruebe su alineación vertical. Si no están

alineadas verticalmente, ajuste el tornillo del espejo de horizonte hasta que desaparezca el

error.) Este ocurre cuando el horizonte de vidrio /espejo no es perpendicular al plano

del instrumento. Para comprobar, en primer lugar poner a cero el brazo índice, luego observar

una estrella a través del sextante. A continuación, gire el tornillo de movimiento de ida y

vuelta para que la imagen reflejada pasa alternativamente por encima y por debajo de la vista

directa. En caso de cambiar de una posición a otra la imagen reflejada pasa directamente sobre

la imagen, irreflexiva, no existe error lado. Si se pasa a un lado, existe error lado. El usuario

puede almacenar el sextante en su lado y observar el horizonte para comprobar el sextante

durante el día. Si hay dos horizontes hay un error de lado, ajustar el horizonte de vidrio / espejo

hasta que las estrellas se funden en una sola imagen o los horizontes se funden en uno. Error


pág. 54

lateral es generalmente insignificante para las observaciones y puede ser ignorado o reducido

a un nivel que es más conveniente.

Error de colimación: Esto es cuando el telescopio o monocular no esparalelo al plano del

sextante. Para comprobar es necesario observar dos estrellas separadas 90° o más. Acercar

a las dos estrellas en coincidencia sea a la izquierda o la derecha del campo de visión. Mueva

el sextante un poco para que las estrellas se mueven hacia el otro lado del campo de visión. Si

se separan no hay error de colimación. Debido a que el telescopio no es paralelo al armazón.

Error de índice: (cuando las imágenes están superpuestas se debe girar el tornillo micrométrico

hasta que coincidan) Esto ocurre cuando el índice de espejos y el horizonte no son paralelas

entre sí cuando el brazo índice se fija en cero. Para comprobar, poner a cero el índice de brazo

y observar el horizonte. Si la imagen reflejada y directa del horizonte en línea no hay ningún

error de índice. Si uno está por encima de la otra ajustar el espejo del índice hasta los dos

horizontes se fusionen. Esto se puede hacer en la noche con una estrella o la luna. La principal

causa es la falta de paralelismo entre los espejos primarios y secundarios cuando la alidada

está en cero.

Las líneas de posición de las observaciones celestes deben ser comparadas a menudo con

buenas posiciones obtenidas por la electrónica o el pilotaje. Las fuentes comunes de error son:

El sextante no puede ser sacudido correctamente.

La tangencia no puede juzgarse con precisión.

Un falso horizonte puede haber sido utilizado.

Refracción subnormal (dip) podría estar presente.

La altura de los ojos puede ser equivocado.

El índice de corrección puede haber sido determinado de forma incorrecta.

El sextante puede estar fuera de ajuste. Un error puede haber hecho en el cálculo.

Error personal: causado por la fatiga o cualquier circunstancia.

Error angular: por causa del cambio de temperatura

Zipper Damage: daños de cremallera, los dientes del arco que viene mal elaborados, la

cremallera no está bien ajustada.

Error por el limbo: al no ser plano, puede causar una lectura deficiente al moverlo el operador.


pág. 55

TIPOS DE HORIZONTES

El horizonte es la línea que aparentemente separa el cielo y la tierra. Vista desde cualquier

ángulo esta línea siempre aparece a la altura de los ojos del espectador. Esta línea es en

realidad una circunferencia en la superficie de la Tierra centrada en el observador.

El horizonte astronómico u

horizonte racional. Los términos de

su definición consideran que la esfera

celeste no está centrada en el

observador sino en el centro de la

Tierra. Como el radio de la tierra es

despreciable frente a la magnitud de

la esfera celeste, este plano coincide

con el plano perpendicular al radio de

la Tierra que pasa por los ojos del observador.

Se definen otros tipos de horizontes atendiendo al punto de vista del observador:

Horizonte aparente: plano ideal tangente a la superficie de la Tierra en el punto de

observación.

Horizonte sensible u horizonte real: depende del paisaje local (montañas, edificios,

etc.)

Horizonte geométrico: superficie cónica con vértice en el observador y tangente a la

superficie terrestre.

Horizonte físico u horizonte óptico: determinado por la refracción atmosférica, que

permite ver por debajo del horizonte real.

Salvo el horizonte astronómico y el horizonte aparente, todos los demás son horizontes ópticos

pues están afectados por el fenómeno de la refracción.

El horizonte es un plano fundamental para algunas coordenadas celestes, por lo que de su

correcto establecimiento depende la precisión de las medidas logradas. Tal es el caso de las

https://es.wikipedia.org/wiki/Coordenadas_celestes


pág. 56

coordenadas horizontales geocéntricas, en las que hay que tomar alturas sobre el horizonte de

una estrella o de un planeta. Las medidas obtenidas in situ serán en principio referidas al

horizonte aparente, y habrá que corregirlas por la refracción atmosférica y por la paralaje

geocéntrica para obtener la altura referida al horizonte astronómico.

USO Y COMPONENTES El sextante ha llegado a ser el símbolo náutico universal más ampliamente reconocido. Es, en

esencia, un instrumento de observación astronómica basado en las leyes ópticas de la reflexión.

Su nombre, proviene del hecho que su limbo graduado abarca la sexta parte de la circunferencia.

Es un perfeccionamiento del octante que es otro instrumento de observación astronómica

basado en los mismos principios de reflexión, ideado por Hadley y Godfrey. Los usos del

sextante no se restringen a la navegación, y de hecho es utilizado también en topografía e

Incluso en astronomía. Notemos que distintos autores definen de forma muy diferente el mismo

instrumento. Ello depende de varios factores: el grado de precisión que se quiera obtener, el

uso que se le va a dar, etc. Los astrónomos, acostumbrados a medir hasta fracciones de

segundo, lo encuentran “poco preciso”; los marinos explican para qué lo utilizan y los topógrafos,

lo definen y nos dan su característica esencial.

Partes: Consta de;

Armadura o bastidor: normalmente metálico, en forma de sector, contiene un limbo graduado

de derecha a izquierda,

La graduación del limbo es doble de la del arco que comprende.

Alidada: de igual material que el bastidor, con forma de radio de sector, gira sobre del centro

del sector y se desplaza sobre el limbo. Lleva grabado un índice (o línea de fe) que puede llevar

acoplado un nonio para apreciar las fracciones

Espejo pequeño (o de horizonte) Va montado fijo sobre la armadura a la izquierda del sector.

Es perpendicular al plano del sextante, su superficie ha de ser paralela a la de la

Alidada cuando ésta marque 0º

https://es.wikipedia.org/wiki/Coordenadas_horizontales

https://es.wikipedia.org/wiki/Paralaje



pág. 57

Está dividido en 2 partes, la mitad próxima al bastidor está azogada y la otra mitad es

transparente. El soporte de este espejo lleva dos tornillos para ajustar su posición en caso

necesario.

Espejo grande (o espejo de índice) Va montado solidario sobre la alidada.

Su superficie de reflexión ha de coincidir con el eje de giro de la alidada. Es perpendicular al

plano del sector y longitudinalmente coincidente con el eje de giro de la alidada. El soporte de

este espejo lleva también unos tornillos de ajuste en su parte posterior

Anteojo: A la derecha del bastidor y a la altura del espejo chico va montado un anteojo. El

centro del anteojo está alineado con la divisoria espejo cristal del espejo horizonte. Algunos

sextantes tienen 2 o más anteojos intercambiables

Filtros: Delante de cada espejo hay un juego de filtros para reducir la luminosidad de los astros

cuando sea necesario para su observación

Mango: Está en la parte posterior del plano, sirve para asirlo cómodamente durante las

observaciones. Algunos sextantes llevan dentro del mango una pila para alimentar a una

bombilla que ilumina la graduación y facilitar así su lectura de noche. Funcionamiento y tipos de

sextantes: Con la alidada a cero, se comprueba que el tornillo de presión esté aflojado (o que

tengamos la palanca del tambor bien apretada) Se desplaza la alidada suavemente hacia

adelante hasta tener a coincidencia el objeto a observar Si el índice de la alidada coincide con

una graduación del limbo, la lectura es directa Si no, hay que medir la separación entre la

graduación de la derecha y la línea de fe. Eso se hace, o bien con el nonio solidario a la alidada,

o bien con un micrómetro de tambor.

Sextante de nonio

La graduación del limbo puede ser: de 20’ en 20’ (en los sextantes más antiguos) 3 divisiones

per grado de 15’ en 15’; 4 divisiones per grado de 10’ en 10’ (en los sextantes más modernos)

6 divisiones per grado. En estos sextantes los grados y las divisiones principales se miden en

la alidada y las fracciones en el nonio. Si el limbo está graduado de 20’ en 20’, el nonio tiene la

escala dividida en 20’ con marcas cada minuto y cada medio minuto y se aprecian 30”. Si el

limbo está graduado de 10’ en 10’, el nonio tiene la escala dividida en 30 divisiones

correspondientes a 10’ y puede apreciar hasta veinteavos de minuto Sextante de tambor Cada


pág. 58

vuelta del tambor son 60’ (es decir 1º) Los grados se miden directamente en el limbo a partir de

la línea de fe de la alidada Los minutos se miden en el tambor micrométrico Les fracciones de

minuto es leen en el nonio pequeño (hay nonios que dan 1/10 de ‘ y otros 1/6 de ‘) o se aprecian

directamente La lectura es más fácil en los sextantes de tambor que en los de nonio.

Observaciones horizontales y verticales.

Las posiciones de los astros y de los objetos sobre la Tierra vienen dados por ángulos. Hasta

las distancias en la superficie de la Tierra pueden expresarse en forma de ángulos.

El sextante, como hemos dicho, es un instrumento que mide ángulos. Los ángulos se miden en

grados, segundos y minutos. Una circunferencia completa tiene 360°. Un grado tiene 60

minutos. Los segundos de grado no se utilizan en la navegación, ya que el sextante no tiene

precisión suficiente para medirlos.

La milla náutica, equivalente a 1852 m, es una medida de convención que se estableció para

simplificar las conversiones entre ángulos y distancias. Una milla náutica corresponde a un arco

de un minuto de grado sobre la superficie terrestre. Así resulta muy sencillo convertir ángulos en

millas y viceversa. Los ángulos y las distancias son, por lo tanto, equivalentes.

Una excepción son los minutos de longitud, que equivalen a una milla sólo en las proximidades

del Ecuador terrestre. Otra equivalencia importante en la navegación es la de las horas y los

grados de longitud. Como la Tierra realiza un giro de 360° cada 24 horas, cada hora se

corresponde con 15° de longitud.

Supongamos ahora que en un momento determinado trazamos una recta uniendo el centro de

un astro con el centro de la Tierra. El punto donde esta recta toca la superficie de la Tierra se

llama posición geográfica del astro, o simplemente PG. Un observador colocado sobre la PG de

un astro verá este astro directamente en la vertical, sobre su cabeza.

Cuando el astro gira con la esfera celeste, su PG se mueve en la superficie de la Tierra. La PG

del Sol, por ejemplo, se mueve a una velocidad de aproximadamente 900 nudos, cerca de 1

milla náutica cada 4 segundos. Otros astros más cercanos a los polos se mueven más despacio.

Como los ecuadores terrestre y celeste estań en el mismo plano, la latitud de la PG es igual a

la declinación del astro. La longitud de la PG se llama ángulo horario en Greenwich o AHG, en

alusión a la correspondencia entre las horas y la longitud.


pág. 59

Podemos determinar, con ayuda del almanaque náutico, la posición geográfica (declinación) del

AHG de un astro. Para eso es de fundamental importancia que sepamos el momento exacto

que nos interesa. Cuatro segundos de error pueden significar hasta 1 milla de error en la posición

geográfica del astro. Esto da una idea de la importancia para la navegación de tener un reloj

que nos dé la hora precisa.

Otro punto importante es el cénit. El cénit es el punto de la esfera celeste situado en la vertical,

sobre la posición del navegante. La recta que une el cénit al centro de la Tierra toca la superficie

terrestre en la posición del navegante, que es la posición que pretendemos determinar.

La distancia del PG del astro al punto donde se encuentra el navegante se llama distancia cenital.

Esta distancia puede expresarse tanto en millas como en grados, ya que representa un arco

sobre la superficie esférica de la Tierra.

El ángulo horizontal que forma esta distancia con el norte verdadero se llama azimut (Az) del

astro. El azimut, entonces, es la dirección o rumbo en el que se encuentra la PG del astro. Los

astros están a gran distancia de la Tierra, de modo que los rayos de luz que provienen de ellos

e inciden sobre la PG y sobre el navegador son paralelos. La distancia cenital, medida en

grados, es igual al ángulo que el navegante observa entre el astro y la vertical.

Es difícil, sin embargo, medir este ángulo dada la dificultad de determinar con precisión la

dirección vertical. Es más fácil medir el ángulo que se forma entre la horizontal y el astro. Este

ángulo tan importante para la navegación se llama altura (H) del astro. La altura del astro se

toma con el sextante en la vertical, y se mide el ángulo entre el horizonte y el astro. La distancia

cenital es igual a 90° menos la altura del astro.

La distancia cenital y la PG del astro, a pesar de todo, no bastan para determinar nuestra posición.

Con esos valores, sabemos solamente que nuestra posición real está sobre el círculo cuyo

centro es la PG del astro y cuyo radio es la distancia cenital. Este círculo se llama círculo de

altura.

Cualquier observador posicionado sobre este círculo ve el astro a la misma altura, sólo que en

azimuts diferentes. Supongamos que un navegante que estuviera sobre el círculo observara el

astro a una altura de 65º. Como ya vimos, la distancia cenital es de 90°-H, o25°. Para determinar

la distancia cenital en millas, multiplicamos por 60, ya que cada grado equivale a 60 millas. Así,


pág. 60

la distancia cenital que también es el radio del círculo, es de 1500 millas náuticas.

Por más perdidos que estemos, siempre podremos estimar más o menos nuestra posición a

partir de la posición geográfica del astro (obtenida en el almanaque náutico) y de la distancia

cenital (calculada mediante la altura del astro medida con el sextante).

Señales del sol El sextante es vertical cuando el sol aparece en la parte inferior del arco. Esta es la posición

correcta para hacer la observación. El sol de refleja la imagen aparece en el centro del vidrio de

horizonte; una mitad aparece en la parte plateada y la otra mitad aparece en la parte clara.

Mueva el brazo del índice con el tambor o vernier hasta que el sol parece estar descansando

exactamente en el horizonte, tangente a la extremidad inferior. El observador novato necesita

práctica para determinar el exacto punto de tangencia. Principiantes a menudo yerran por

derribar la imagen demasiado lejos. Algunos navegadores Obtén sus observaciones más

exactas permitiendo el contacto del cuerpo el horizonte por su propio movimiento, llevar

ligeramente por debajo del horizonte si aumento y por encima si ajuste. En el momento en que

el horizonte es tangente al disco, el navegante toma nota del tiempo. La altitud del sextante es

la lectura del sextante.

Señales de la luna Al observar la luna, siga el mismo procedimiento que con el sol. Debido a las fases de la luna,

existen de la luna se observa más a menudo que del sol. Cuando el terminador (la línea entre

las áreas claras y oscuras) es casi vertical, tenga cuidado en la selección de la extremidad para

disparar. Monumentos de la luna se hacen mejor durante el día o parte del crepúsculo en que

la luna es menos luminosa. Por la noche, horizontes falsos pueden aparecer debajo de la luna

porque la luna ilumina el agua por debajo de ella

Señales de planetas Mientras que el sol y la luna relativamente grande son fáciles de encontrar en el sextante,

estrellas y los planetas pueden ser más difíciles de localizar porque el campo de visión es tan

estrecho. Uno de los tres métodos puede ayudar a localizar una estrella o planeta: método 1. El

tambor índice brazo y micrómetro en 00 y dirigir la línea de la vista en el cuerpo para ser

observado. Luego, manteniendo la imagen reflejada del cuerpo en la mitad espejada del vidrio

de horizonte, haga pivotar el brazo índice y gire el bastidor del sextante hacia abajo. Mantener

la imagen reflejada del cuerpo en el espejo hasta que el horizonte aparece en la parte clara del


pág. 61

vidrio de horizonte. Luego, realizar la observación. Cuando hay poco contraste entre el brillo del

cielo y el cuerpo, este procedimiento es difícil. Si el cuerpo está "perdido" mientras que está

siendo derribado, no puede ser recuperado.

Capítulo 4: El tiempo NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 62

4. EL TIEMPO

HORA VERDADERA

La rotación de la Tierra en su eje causa que el Sol y otros cuerpos celestes parezcan

moverse a través del cielo de este para oeste cada día. Si una persona localizada en el

ecuador de la Tierra midiese el espacio de tiempo entre dos tránsitos sucesivos en lo alto

de una estrella muy distante, él mediría el período de la rotación de la Tierra. Si él luego

hiciera una medida similar del Sol, el tiempo resultante sería acerca de 4 minutos más largo.

Esto es debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, lo cual continuamente cambia

el lugar aparente del Sol entre las estrellas. Así, durante el curso de un día el Sol parece

mudarse a un poco al este entre las estrellas, a fin de que la Tierra debe girar en su eje a

través de más que 360° para volver a poner el Sol sobre la cabeza.

Si el Sol está en la meridiana

del observador cuando la Tierra

está en el punto A en su órbita

alrededor del Sol, no estará en

la meridiana del observador

después de que la Tierra haya

girado a través de 360º porque

la Tierra habrá avanzado por su

órbita para apuntar B. Antes de

que el Sol esté otra vez en la

meridiana del observador, la

Tierra debe girar un poco más

sobre su eje.

El Sol estará en la meridiana del observador otra vez cuando la Tierra se haya mudado al

punto C en su órbita. Así, durante el curso de un día el Sol parece moverse hacia el este

con relación las estrellas. las posiciones aparentes de las estrellas son comúnmente

contadas con referencia a un punto imaginario designado el equinoccio vernal, la

intersección del ecuador celeste y la eclíptica. El período de la rotación de la Tierra medida


pág. 63

con relación al equinoccio vernal es llamado día sideral .la relación con respecto al Sol es

llamada día solar aparente.

Al medir el tiempo por la rotación de la Tierra, usando la posición actual del Sol, o el Sol

aparente, resulta el tiempo solar aparente. El uso del Sol aparente como una referencia de

tiempo resulta no constante por al menos tres razones. La primera, la revolución de la Tierra

en su órbita no es constante. En segundo lugar, el tiempo está medido a lo largo del ecuador

celeste y el camino del Sol verdadero no está a lo largo del ecuador celeste. Más bien, su

camino está a lo largo de la eclíptica, lo cual está inclinado en un ángulo de 23 ° 27’ con

relación al ecuador celeste. La tercera parte, la rotación de la Tierra en su eje no es

constante.

Para obtener una tasa constante de tiempo, reemplazamos el Sol aparente con un sol medio

ficticio. Este sol medio se mueve hacia el este a lo largo del ecuador celeste en un igual

velocidad uniforme para la velocidad promedia a lo largo de la eclíptica .el sol medio, por

consiguiente, provee una medida uniforme de tiempo que se aproxima el tiempo aparente

promedio. La velocidad del sol medio a lo largo del ecuador celeste es 15º por hora de

tiempo solar medio.

ECUACIÓN DEL TIEMPO

El tiempo medio solar, o el tiempo medio como actualmente es llamado, es algunas veces

por delante de y algunas veces detrás del tiempo solar aparente. Esta diferencia, que nunca

excede aproximadamente 16.4 minutos, es llamada ecuación del tiempo.

El navegante a menudo se ocupa de la ecuación de tiempo al determinar el tiempo de paso

del meridiano superior del Sol. El sol transita el meridiano superior del observador al medio

día aparente

local. De no ser

por la diferencia

entre el Sol

medio y

aparente, el Sol

estaría en la

meridiana del

observador cuando el sol medio indica las 1200 en hora local. El tiempo solar aparente des


pág. 64

paso del meridiano superior, sin embargo, es deducido de exactamente 1200 tiempo medio

solar. Esta diferencia de tiempo, la ecuación de tiempo en el tránsito de la meridiana, está

listado en las páginas de la mano derecha del almanaque náutico. El signo de la ecuación

del tiempo es negativa si el tiempo del paso del meridiano de Sol esta antes de 1200 y

positivo si está más tarde que 1200. Por consiguiente: El tiempo aparente= tiempo medio +

(la ecuación de tiempo).

Ejemplo: determinar el tiempo del paso del meridiano solar (medio día local aparente) en

junio 16, 1994. Solución: en el almanaque náutico en las páginas diarias a mano derecha

para junio de 1994. La ecuación del tiempo lista en la parte inferior a mano derecha de la

esquina de la hoja. Hay dos maneras para resolver el problema, dependiendo de la

exactitud requerida para el valor del paso del meridiano. El tiempo del paso del sol por el

meridiano esta dado al minuto próximo en la "mer. Pass" columna. Para junio 16,1994, este

valor es 1201. Para determinar el tiempo exacto del paso del meridiano, usa el valor dado

para la ecuación de tiempo. Este valor se lista inmediatamente a la izquierda de la columna

"del paso del meridiano" en las páginas diarias. Para junio 16,1994, el valor esta dado como

00m 37s. Usa la columna de "12h" debido al problema solicitado para el paso de meridiano

en el mediodía local aparente. El valor del paso del meridiano de la columna del "paso del

meridiano" indica que el paso del meridiano ocurre después de las 1200; por lo tanto,

agrega la corrección de 37 segundos a las 1200 para obtener el tiempo exacto del paso del

meridiano. El tiempo exacto para el paso del meridiano para junio, 16 de 1994 es de

12h00m37s.


pág. 65

Conversión de tiempo a arco

Un día representa una rotación completa de la Tierra. Cada día está dividido en 24 horas

de 60 minutos; Cada minuto tiene 60 segundos.

El tiempo de día es una indicación de la fase de rotación de la Tierra. Es decir, indica qué

tan mucho de un día ha transcurrido, o qué parte de una rotación ha sido completada. Así,

en las hora cero el día comienza. Una hora más tarde, la Tierra ha cambiado de dirección

a través de 1/24 de un día, o 1/24 de 360 °, o 360 ° ÷ 24 = 15 °, intervalos más Pequeños

también pueden ser indicados en unidades angulares; Desde que 1 hora o 60 minutos

equivalente a 15 ° de arco, 1 minuto de tiempo equivale a 15 ° ÷ 60 = 0.25 ° = 15 ’ de arco,

y 1 segundo de tiempo equivale a 15 ’ ÷ 60 = 0.25 ’ = 15” de arco.

Resumiendo:

Por lo tanto cualquier intervalo de tiempo puede expresarse como un equivalente a un tanto

de rotación, y viceversa. La inter conversión de estas unidades puede ser hecha con las

relaciones indicadas arriba.

Para convertir tiempo a arco:

I. Multiplica las horas por 15 para obtener grados de arco.

II. Divide los minutos de tiempo por cuatro para obtener grados.

III. Multiplica el resto del paso 2 por 15 para obtener minutos de arco.

IV. Divide los segundos de tiempo por cuatro para obtener minutos de arco.

V. Multiplica el resto por 15 para obtener segundos de arco.

VI. Suma los grados resultantes, minutos y segundos.

VII. Ejemplo: convertir 14h21m39s a arco.


pág. 66

Solución:

I. 14h*15=210º

II. 21m/4=005º (resto 1)

III. 1*15= 000º15’

IV. 39s/4=000º09’ (resto 3)

V. 3*15=000º00’45’’

VI. 14h21m39s =215º24’45’’

HUSOS HORARIOS Y CAMBIO DE HORAS

LA LÍNEA DEL TIEMPO

Desde que el tiempo crece más tarde hacia el este y más temprano hacia el oeste de un observador,

el tiempo y el lower branch son 12 horas más temprano o más tarde, dependiendo de la dirección

del viaje. Un viajero rodeando la Tierra lucra o pierde un día entero a merced de la dirección de viaje,

y sólo para un instante de tiempo, en precisamente el mediodía de Greenwich, es eso la misma fecha

alrededor de la tierra. Para prevenir la fecha de estar en error y para proveer un lugar de inicio para

cada día nuevo, una línea de fecha se compone por el acuerdo informal. Esta línea coincide con la

meridiana 180 sobre la mayor parte de su longitud. En cruzar esta línea, la fecha está alterada por

veinticuatro horas. Si una persona viaja hacia el este de longitud de este para la longitud del oeste,

el tiempo viene siendo más tarde, y cuando la línea de cambio de fecha es cruzada la fecha se

convierte en 1 día antes. En cualquier instante la fecha inmediatamente al oeste de la línea de cambio

de fecha (la longitud de este) soy yo el día más tarde que la fecha inmediatamente al este de la línea.

Al solucionar problemas celestes, convertimos la hora local a hora de Greenwich y luego convertimos

esto a la hora local en el lado contrario de la línea de cambio de fecha.

HUSOS HORARIOS Y LOS CAMBIOS DE HORA

En el mar, así como en tierra, los relojes de pulsera y los relojes están normalmente colocados en

alguna forma de tiempo de la zona (ZT). En mar la meridiana más próxima exactamente divisible a

las 15º es usualmente utilizado como la meridiana de tiempo o de la zona de meridiano. Así, dentro

de una zona de tiempo extendiendo 7.5 ° en cada lado de la meridiana de tiempo, el tiempo es lo

mismo, y el tiempo en zonas consecutivas difiere por exactamente una hora. El tiempo se varía como

conveniente, usualmente en una hora entera, al cruzar el límite entre zonas. Cada vez que la zona


pág. 67

es identificada por el número de longitud de su meridiana de la zona es divisible por 15º, el positivo

en longitud Oeste y negativa en longitud este. Este número y su signo, llamado zona de descripción

(ZD), Es el número de horas enteras que son acrecentadas o sustraídas del tiempo de la zona para

obtener Hora del Meridiano de Greenwich (la hora media de Greenwich). El sol medio es el punto de

referencia celeste para el tiempo de la zona. Convirtiendo a ZT a hora media de Greenwich, un ZT

positivo se agrega y uno negativo sustraído; Convirtiendo la hora media de Greenwich a ZT, un ZD

positivo es sustraído y uno negativo es sumado.


pág. 68

HUSOS HORARIOS

ERRORES DEL CRONOMETRO

El tiempo del cronómetro (C) es la hora indicada por un cronómetro. Ya que un

cronómetro está colocado aproximadamente para la hora media de Greenwich y no resetear

hasta que es reconstruido con partes nuevas y limpiado aproximadamente cada 3 años,

hay casi siempre un error del cronómetro (CE), ya sea rápido (F) o despacio (S). El

cambio en el error del cronómetro en 24 horas es llamado tasa de cronometro, o tasa diaria,

y llamado lucrando o perdiendo. Con una tasa consistente de un segundo al día para tres

años, el error del cronómetro totalizaría aproximadamente 18m. Desde que el error del

cronómetro está sujeto a cambiar, debería ser determinado de vez en cuando,

preferentemente diariamente en el mar. El error del cronómetro es encontrado por señal

de tiempo radiodifusora, en contraste con otro reloj de error sabido, o aplicándole tasa


pág. 69

del cronómetro a lecturas previas del mismo instrumento. Se graba para la mitad o todo el

próximo segundo. La tasa del cronómetro está registrada para el más cercano 0.1 segundo.

Ejemplo: a las 1200 GMT del 12 de mayo el cronometro lee 12h04m21s. A las 1600 GMT

del 18 de mayo el cronometro lee 4h04m25s.

Se requiere:

I. Error de cronómetro a las 1200 GMT del 12 de mayo.

II. Error de cronómetro a las 1600 GMT del 18 de mayo.

III. Tasa de cronómetro.

IV. Error de cronómetro GMT a las 0530 del 27 de mayo.

Soluciones:

I. GMT 12h00m00s---mayo--12

C 12h04m21s

CE (F)4m21s

II. GMT 16h00m00s---mayo--18

C 04h04m25s

CE (F)4m25s

III. GMT 18d16h

GMT 12d12h

diferencia 06d04h=6.2d

CE (F)4m21s 1200 mayo 12

CE (F)4m25s 1600 mayo 18

diferencia 4s (ganados)

tasa diaria 0.6s (gana)

IV. GMT 27d05h30m

GMT 18d16h00m

diferencia 08d13h30m (8.5d)

CE (F) 4m25s 1600 mayo 18


pág. 70

Corr. (+)0m05s diferencia*tasa

CE (F)4m30s 0530 mayo 27

Debido a que la hora media de Greenwich está en un tiempo de la base de 24 horas y el

cronómetro en una base de 12 horas, existe una ambigüedad de 12 horas. Esto es ignorado

en el descubrimiento error del cronómetro. Sin embargo, si el error del cronómetro es

aplicado al tiempo del cronómetro para encontrar la hora media de Greenwich, un error de

12 horas puede resultar. Esto puede resolverse mentalmente aplicando la descripción de la

zona para la hora local para obtener la hora media de Greenwich aproximada. Un diagrama

de tiempo puede servir para resolver dudas en lo que se refiere a aproximar la fecha de la

hora media de Greenwich. Si el Sol para el tipo de tiempo usado (medio o aparente) está

entre los lower branches de dos meridianas de tiempo (como la meridiana estándar para la

hora local, y el meridiano de Greenwich para la hora media de Greenwich), la fecha en el

lugar este más lejano está un día más tarde que en el lugar oeste más lejano.

Capítulo 5: Almanaque náutico NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 71

5.-ALMANAQUE NAUTICO 5.1 CONTENIDO

Un almanaque náutico es una publicación que contiene información astronómica

utilizada en náutica para navegación. Además de esta información básica puede

contener otra información útil para la navegación como puede ser sobre mareas y

puertos.

El almanaque náutico contiene predicciones sobre las posiciones de los astros en

el cielo durante un año natural. Esta posición varía continuamente por lo que un

almanaque determinado solamente es válido para un año específico. El navegante

adquiere el almanaque para un año concreto antes de que comience dicho año y

así dispone de la información necesaria para la navegación durante todo el año.

5.2 OBTENCION DE DATOS ASTRONOMICOS

El almanaque está organizado en forma de tablas que contienen información sobre las dos magnitudes principales que definen la posición de un astro en la bóveda celeste: la declinación y el ángulo horario referido a Greenwich. Puede además contener información sobre paralaje, semidiámetro observable, brillo, etc. cuando esta información es útil para la navegación. Esta información va tabulada a intervalos de tiempo que suelen ser de hora en hora y el navegante puede calcular la información para tiempos intermedios mediante interpolación lineal.

Además de esta información que varía anualmente el almanaque contiene tablas que ayudan en los cálculos como pueden ser tablas de refracción atmosférica, de posiciones de las estrellas, de interpolaciones, etc.

Es probable que la publicación en papel de almanaques náuticos tenga los días contados y esto por dos motivos principales:

1. El GPS y otros medios de navegación electrónicos hacen innecesaria las técnicas de navegación astronómica

2. Los ordenadores y calculadoras digitales permiten calcular localmente y sobre la marcha la posición de los astros.

Interpretación y uso del almanaque náutico

Cada publicación organiza la información de forma distinta, aunque parecida. Una vez se entiende la forma de extraer información de un almanaque concreto no debe haber problema en usar otro modelo distinto. Utilizaremos como ejemplo el gráfico superior, que representa dos páginas contiguas del almanaque anglo-americano. Esas dos páginas contienen la información correspondiente a tres días consecutivos, en este caso los días 10, 11 y 12 de mayo de 2002.

https://es.wikipedia.org/wiki/Marea

https://es.wikipedia.org/wiki/Puerto

https://es.wikipedia.org/wiki/Declinaci%C3%B3n_%28astronom%C3%ADa%29

https://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81ngulo_horario

https://es.wikipedia.org/wiki/Meridiano_de_Greenwich


https://es.wikipedia.org/wiki/Interpolaci%C3%B3n

https://es.wikipedia.org/wiki/Refracci%C3%B3n_atmosf%C3%A9rica

https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_%28n%C3%A1utica%29

https://es.wikipedia.org/wiki/GPS

https://es.wikipedia.org/wiki/Ordenador

https://es.wikipedia.org/wiki/Calculadora


pág. 72

La primera columna de la izquierda lista las veinticuatro horas del día para los tres días consecutivos y en las columnas siguientes se pueden leer los datos correspondientes a los distintos astros. La segunda columna lista, para cada hora, el ángulo horario referido a Greenwich (GHA) del primer punto de Aries. La segunda columna corresponde al planeta Venus y en el encabezamiento nos informa de que el brillo del planeta durante esos días será de -3.9. En la columna podemos ver el GHA y declinación para cada hora. Para calcular momentos intermedios utilizaríamos interpolación lineal. Para facilitar los cálculos al pie de cada columna se facilitan dos magnitudes llamadas v y d que representan la desviación horaria que tiene la velocidad a la que varían GHA y dec. respecto de la velocidad media utilizada en las tablas incluidas al final del almanaque. Lo mismo podemos decir de las sucesivas columnas para Marte, Júpiter y Saturno. (En el Almanaque español aparece una columna con ángulo Horario a Greenwich de Aries que permite calcular el ángulo Horario a Greenwich de las estrellas sumando a ese valor el de Angulo Sidereo de cada estrella, que se ofrece en una tabla móvil y también columnas de ángulos Horarios a Greenwich del Sol, Luna y planetas)

A continuación viene un listado de estrellas con sus respectivas coordenadas astronómicas.

En la segunda página vemos las coordenadas para el Sol de hora en hora y al pie de esa columna vemos el semidiámetro y la variación horaria de dec. d. Las cantidades puestas en la cabecera o pie de una columna quiere decirse que son aplicables durante los tres días incluidos en la página ya que varían despacio.

El caso de la Luna es especial ya que su movimiento es más rápido e irregular y es por esto que las cantidades v y d se listan para cada hora. Además se lista el paralaje horizontal, HP, para cada hora.

Las últimas columnas tienen información sobre las horas de crepúsculo, salida y puesta del Sol y Luna, ecuación del tiempo, etc. Esta información es útil para planificar las observaciones durante el crepúsculo cuando son visibles simultáneamente los astros y el horizonte.

5.3 CORRECCIONES

Posiciones aparentes de las estrellas: Dan el Angulo Sidéreo y la declinación para

el día 15 de cada mes de las estrellas observables; en hoja aparte dan estas mismas

coordenadas para las estrellas principales. Horas T U de paso por el meridiano de

Greenwich el primer día de cada mes, con 2 tablas de correcciones.

Tabla para corrección por retardo y longitud.

https://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81ngulo_horario

https://es.wikipedia.org/wiki/Planeta_Venus

https://es.wikipedia.org/wiki/Declinaci%C3%B3n_%28astronom%C3%ADa%29

https://es.wikipedia.org/wiki/Marte_%28planeta%29

https://es.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_%28planeta%29

https://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_%28planeta%29


pág. 73

Correcciones que. Aplicadas a la altura observada del Sol (limbo inferior) de un planeta o de una estrella, dan la altura verdadera.

Corrección por refracción, paralaje y semidiámetro a aplicar a la altura observada de la Luna.

Corrección que debe restarse a un intervalo de tiempo sidéreo para convertirlo

en tiempo medio y viceversa.

5.4 TABLAS ADICIONALES

Tablas de interpolación: Entrando en el Almanaque Náutico para uso de los

navegantes, en la página de la fecha correspondiente a Greenwich da para cada

HcG, el Horario en Greenwich de Sol, Luna, Aries y Planetas observables y la

Declinación de estos astros. Si la Hora Civil en Greenwich tiene minutos y segundos,

se interpola por estos minutos y segundos empleando las Tablas de Interpolación.

Cada página tiene 2 grandes columnas, una para cada minuto, y dentro de cada

columna hay otras 3 que dan las variaciones del Horario de Sol y Planetas, Aries y

Luna para cada segundo. A la derecha de la columna de Luna se encuentra la

columna de «Dif.» y Corrección, empleada para corregir la variación obtenida del

Horario de Luna y planetas, sirviendo, también, para interpolar la Declinación de

estos astros. Los valores de «Dif.» están tabulados de 3 en 3 décimas de minuto.

Estas Tablas realizan las siguientes interpolaciones:

Tablas para la resolución de los problemas de Navegación. Son tablas que facilitan la resolución de los triángulos esféricos de posición. Trabajan las fórmulas de formas más o menos originales y hacen más rápido su cálculo. Hoy se ha impuesto por su comodidad la calculadora científica y el ordenador con un software apropiado para la resolución de este tipo de problemas, en internet, tenéis de todo tipo, desde pago hasta gratis solo es necesario encontrarlos con un buscador y elegir a que os resulte más cómodo, por esto las tablas han quedado un tanto obsoletas.

La posición de los astros y las estrellas están tabulados para cada segundo a lo largo del año en el Almanaque Náutico. También es posible encontrar estos datos en programas de ordenador, los cuales tienen programadas la ecuación de tiempo para todos los astros y estrellas. Sin embargo, y volviendo a la introducción de este artículo, en navegación de altura nos tenemos que auxiliar de la trigonometría esférica. La preparación matemática y trigonométrica de cada persona evidentemente no es igual, para uno con formación técnica le será más fácil la comprensión conceptual que a uno con formación humanística

Las Tablas Náuticas son una herramienta fundamental para endulzarr lo agrio de la trigonometría esférica para aquellos que no la conocen y es una ayuda para todos. La mayor probabilidad en cometer un error resolviendo una formula mediante una calculadora es mayor que leyendo el resultado en una tabla de números:


pág. 74

Supongamos que queremos conocer el azimut del Sol en el momento del orto u ocaso por su formula:

Z = arc cos [(sen d – sen l * sen a) / (cos l * cos a)]

Donde :

d = Declinación del Sol en el momento del Orto / Ocaso l = Latitud del lugar a = Altura del Sol sobre el horizonte ( si es el Orto verdadero = 0º)

Para resolver la formula bastaría con introducir los datos en la calculadora y listo, o usar la tabla adjunta en la que la casilla en que se cruza la línea de declinación con la columna de latitud.

Tipos de Tablas

Algunas tablas como las norteamericanas Sight Reduction Tables Air Navigation, de fácil uso están calculadas para todas las posiciones posibles para un grupo de 7 estrellas que varían en función de la situación y de la época del año indicándose para cada caso las mas convenientes de observar para determinar nuestra posición. El calculo con estas tablas se limita a tres pasos:

1.- Consultar en la tabla para la posición de estima (Latitud y Angulo horario local de Aries) las estrellas mas recomendables para tomar su altura.

2.- En la misma tabla, consultando de igual modo pero ahora tomando los datos del Ángulo horario de Aries para el momento de la observación, se obtiene el Azimut y la altura de la o de las estrellas visadas.

3.- La diferencia entre la altura sextantal corregida o altura verdadera del del astro y la suministrada por la tabla así como el Azimut proporcionado, también, por la tabla y la posición de estima nos define el determinante.

Capítulo 6: Identificación de

estrellas

NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 75

6. IDENTIFICACION DE ESTRELLAS Un básico requerimiento para la navegación astronómica es una habilidad de

identificación de cuerpos observados. Esto no es muy difícil porque la relatividad

de algunas estrellas y planetas son comúnmente usados para navegación y varias

ayudas son asistidas para su identificación. Los programas de cálculos

astronómicos pueden identificar algunos cuerpos celestes observados, con DR

posición, azimut y altitud. En realidad algunos pueden tener conocimientos de

nombre de cuerpos observados. Una vez los datos, la computadora de

identificación de cuerpos.


estrellas


pág. 76

6.1 CONSTELACIONES

Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas figuras que

llamamos "constelaciones", y que sirven para localizar más fácilmente la posición de los

astros. En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que

toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término

también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de

estrellas con nombre. Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen señalan

que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el

nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la

inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos

iguales hacia el 450 a.C.

Se llaman constelaciones a los grupos de estrellas que desde la Tierra vemos con forma

determinada. Los nombres de las Constelaciones suelen ser mitológicos como Orion,

Perseo, Andrómeda…o nombres de animales u objetos, Osa mayor, León, Corona

Boreal…sugeridos por las formas que presentan y la fantasía de los primeros observadores.

Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conocían

los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el

poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su

Phaenomena. Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48

constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre. Muchas otras

culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no siempre, se corresponden

con las de Occidente. Sin embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las

occidentales, lo que induce a pensar en la posibilidad de un origen común.

A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron

mapas del hemisferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz Keyser, que participó en

la exploración de las Indias orientales en 1595 añadió nuevas constelaciones. Más tarde

fueron añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astrónomo alemán Johann

Bayer,que publicó el primer atlas celeste extenso.

Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos acordaron

finalmente una lista de 88. No obstante, los límites de las constelaciones siguieron siendo

tema de discusión hasta 1930, cuando la Unión Astronómica Internacional fijó dichos

límites.


estrellas


pág. 77

Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del

nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido

por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le

llama Beta Persei.

6.2 Nombres de Estrellas

La estrella más famosa y más fácil de identificar es la Estrella Polar o Estrella del

Norte. Su nombre es así porque siempre se encuentra en el polo norte de la

tierra, sin modificar su posición a los largo de la noche. Además en torno a ella

parecen girar todas las demás estrellas. Lógicamente no sirve para orientar el

norte. Para identificarla hay que mirar al cielo y es la que más brilla de todas las

estrellas. Con una brújula sería más sencillo ya que mirando hacia el norte, que

nos marca la brújula, encontraremos brillando a la estrella polar.

Otra forma es localizar la Osa Mayor también llamada El Carro, que forma un

trapecio de estrellas, como una cometa de 7 estrellas, y todas sus estrellas son

muy brillantes. La estrella polar se sitúa en el extremo de la cola de la osa mayor.

Las estrellas se denominan dentro de la constelación con letras griegas, si no

llegan con letras latinas y también con números. Siempre la letra ∝ es para la

Estrella de mayor magnitud aparente (la más brillante) de la Constelación, las

siguientes ß, ɣ ∂, etc. se suelen dar de mayor a menor magnitud, o también

teniendo en cuenta la posición de la estrella respecto a la más brillante, o sea la

que tiene la letra ∝. Las estrellas principales o de mayor magnitud, también se

conocen con nombre propio. Las mayoría son de origen árabe, como Altair (águila

volante), otros de origen griego y latino, como Arcturus y Regulus (pequeño rey);


estrellas


pág. 78

otras se nombran según el lugar de la constelación en la cual se encuentran, por

lo que a Aldebarán se le llamó “ojo del Toro”; Rigel, “pie izquierdo de Orión”.


estrellas


pág. 79


estrellas


pág. 80

6.3 IDENTIFICACION DE PLANETAS

No hay problema con la identificación del sol y la luna. Como sea, los planetas

pueden tener errores de estrellas. Una persona trabajando en la actualidad con la

noche y el cielo reconoce planetas si estos están cambiando de posición de

relatividad corregida de estrellas. Los planetas son identificados por su posición

relativa de cada uno, el sol, la luna y las estrellas. Ellos unidos con flechas de

límites del zodiaco, pero sin constantes con el movimiento relativo de las estrellas.

La magnitud y el color pueden ayudar. La información necesaria es encontrar en el

almanaque náutico. Las notas de planetas cercanos pueden identificar mediante

un diagrama, estrellas, diagrama del cielo o por computación.

Reconocimiento de astros

El problema de reconocimiento e identificación consiste en conocer el nombre del

Astro que observamos para tomar en el Almanaque Náutico sus coordenadas. Los

astros pueden ser reconocidos de varias formas: - Por enfilaciones. - Con la

Naviesfera. - Con identificadores. - Con tablas naúticas (XVI). - Trabajando el

triángulo de posición - Con la Publicación Especial Nº 4. - Con las Tablas de

identificación del Observatorio de Marina. - Programas Software Con enfilaciones,

naviesferas e identificadores, obtenemos directamente el nombre del Astro.

Empleando los otros métodos, calculamos aproximadamente las coordenadas

uranográficas ecuatoriales (AS y d) o, para planetas, las horarias (hG y d)

obteniendo en el Almanaque Náutico el nombre del Astro. No se explicarán todos

los métodos, nos centraremos en el reconocimiento de astros mediante las

enfilaciones de las estrellas conociendo las constelaciones; utilizando el

identificador H.O 2102-D; trabajando con el triángulo de posición mediante las

fórmulas sacadas de los teoremas, ya explicados anteriormente; también


estrellas


pág. 81

explicaremos el uso de las tablas náuticas XVI, construidas para calcular el

Azimut, como las “Sight Reduction Tables For Air Navigations”, y explicaremos

como se utilizan tres programas de software.

6.4 ENFILACION DE ESTRELLAS

La Estrella Polar es la estrella más cercana al eje de la tierra en su prolongación

Sur-Norte. Es por este motivo que nos indica el norte verdadero y de ahí su gran

importancia a la hora de orientarnos.

Todas las estrellas excepto la Estrella Polar son circumpolares, es decir, giran

alrededor del eje de la tierra teniendo su centro en la propia Estrella Polar. Al igual

que el Sol y el resto de planetas, las estrellas giran de este a oeste, tardando 24

horas en hacer un giro completo. Por este motivo, cuando observamos por la

noche esta estrella, podremos ver como todas las constelaciones van girando con

el paso de las horas a su alrededor, manteniéndose la Estrella Polar siempre en

su posición.

Estrellas obtenidas por enfilaciones de la Osa Mayor. Partiendo de las siete

estrellas principales que forma esta Constelación conocemos las siguientes

estrellas: -La Polar. Prolongando unas cinco veces la distancia Merak-Duhbe

obtenemos esta estrella de segunda magnitud. Es una estrella situada en el

Hemisferio Norte y de gran importancia para la navegación por su proximidad al

Polo Norte Celeste. Pertenece a la constelación de la Osa Menor, siendo la última

estrella de la cola de esta constelación. Cuando la Osa Mayor está por debajo del

horizonte se reconoce a partir de Casiopea, que forma una “W” cuando está más

baja que la Polar o una “M” cuando está más baja. Esta Constelación está

formada por cinco estrellas principales, estando situada la Polar en la bisectriz del

ángulo derecho cuando tiene forma de “M”, o del ángulo de la izquierda si tiene

forma de “W”.

-Arcturus y Spica. Prolongando la cola de la Osa Mayor siguiendo su curvatura, se

encuentra primero Arcturus y después Spica. Estas dos estrellas son de primera

magnitud.

-Regulus. Prolongando la enfilación de Megrez y Phekda de la Osa Mayor (las dos

estrellas que forman el lado del cuadrilátero próximo a la cola) se encuentra


estrellas


pág. 82

Regulus, estrella de primera magnitud.

-Castor y Polluz. Prolongando la diagonal del cuadrilátero Megrez-Merak, para por

Pollux, estrella de primera magnitud. Muy próxima a ella se encuentra una estrella

de segunda magnitud, Castor.

-Eltanin, Vega, Altair y Deneb. Prolongando la enfilación Phekda- Megrez pasa por

Eltanin, estrella de segunda magnitud, y su prolongación pasa cerca de Vega y

después de Altair , a un lado se encuentra Deneb. Estas tres estrellas de primera

magnitud forman un gran triángulo con un ángulo en Vega de unos 60º. -Antares.

Prolongando la enfilación Dubhe-Arcturus, pasa por Antares, estrella de primera

magnitud.

Estrellas obtenidas por enfilaciones de Orión. Partiendo de las siete estrellas

principales que forman esta Constelación, reconocemos las siguientes estrellas:

-Sirius. Prolongando la línea de las tres Marías hacia el Hemisferio Sur pasa cerca

de Sirius. Estrella de primera magnitud y la más brillante de la Esfera Celeste.

-Hamal. Prolongando la línea de las tres Marías hacia el Hemisferio Norte pasa

cerca de Hamal, estrella de segunda magnitud.

-Aldebaran. La prolongación de Sirius-Alnilam (central de las tres Marías) pasa por

Aldebaran, estrella de primera magnitud.-Elnath y Capella. Prolongando la

enfilación Sirius-Betelgeuse pasa cerca de Elnath, estrella de segunda magnitud y

a continuación de Capella, de primera magnitud.

-Procyon. Prolongando la enfilación Bellatrix-Betelgeuse pasa cerca de Procyon,

estrella de primera magnitud.

-Alhena y Castor. Prolongando la línea Rigel-Betelgeuse pasa, primero próximo a

Alhema y a continuación por Castor, ambas de segunda magnitud.

-Wezen y Adara. Prolongando la unión Betelgeuse-Sirius pasa por Wezen y cerca

de ésta se encuentra Adara, ambas de segunda magnitud.


estrellas


pág. 83

6.5 USO DEL IDENTIFICADOR DE ESTRELLAS

IDENTIFICADOR AMERICANO 2102-D (Star Finder). El Star-finder Nº2102 D,

normalmente se denomina sólo “Star Finder”, es el medio más común utilizado en

la Navegación Astronómica para auxiliar al navegante a identificar y localizar los

Astros. El identificador está diseñado para determinar los valores aproximados de

Azimut verdadero y altura de las 57 estrellas listadas en el Almanaque Náutico y

de los otros astros que puedan ser dibujados en la placa base (inclusive los cuatro

planetas utilizados en Navegación Astronómica; Venus, Marte, Júpiter y Saturno),

mientras estén encima del horizonte del observador, para un determinado sitio y

hora. La precisión de los datos obtenidos en el “Star Finder” es considerada


estrellas


pág. 84

generalmente de ± 3º a 5º, en altura y Azimut verdadero, lo que es bastante para

permitir la correcta identificación de los astros a ser observados o la identificación

de los astros a ser observados o la identificación posterior de un astro de

oportunidad. La unidad completa consiste en: -Una placa base (“base plate” o “star

base”), de forma circular de menos de 30 cm de radio, construida en plástico

blanco, opaco, con un pequeño pincho en el centro, teniendo impresa en ambos

lados las posiciones de las 57 estrellas usadas en navegación astronómica. Esta

placa base, impresa por las dos caras, una para cada hemisferio, es en realidad,

un conjunto de dos cartas celestes, una para el Hemisferio Norte Celeste (con el

Polo Norte Celeste como su centro) y otra para el Hemisferio Sur Celeste (con el

Polo Sur Celeste como centro). Estas Cartas Celestes son construidas en la

Proyección Polar Azimutal Equidistante. Las 57 estrellas utilizadas en Navegación

Astronómica son dibujadas en las Cartas Celestes de la Placa Base por sus

coordenadas Ecuatoriales uranográficas, Ascensión

recta (AR) y Declinación (Dec). Las coordenadas ecuatoriales uranográficas de las

estrellas varían muy poco. Por esta razón, ellas pueden ser dibujadas en las

Cartas Celestes de la Placa Base de una forma permanente, lo que no ocurre con

los otros astros usados en navegación astronómica (planetas, Sol y Luna), que

están en constante movimiento entre las estrellas.

El reconocimiento de astros mediante el Star-Finder, se realiza de la siguiente

manera: 1- Tendremos que calcular el horario en Greenwich de Aries (hγG) y lo

pasamos a horario del lugar en Aries (hγL). Para ello entramos con el día en el

que nos encontramos en el almanaque náutico (AN) y con la hora en tiempo

universal (TU), obtenemos hγG, le aplicamos la longitud de la situación estimada

en la que estamos y se pasa a hγL. hγG = hγL + L (+W; -E) 2- Ponemos el disco

transparente de latitud más próxima a la que nos encontramos sobre el disco-

base, de forma que los discos sean ambos Norte o Sur de acuerdo con la latitud.

Giramos el disco transparente hasta que su indice nos marque en el disco-base el

hγL que hemos calculado anteriormente. 3- Las estrellas visibles están dentro del

hemisferio visible del observador. En la curva exterior, en la graduación que

vemos los números en su posición correcta, tomando el Azimut (0º a 360º) y sobre

el vertical correspondiente el valor de la altura; en este punto o muy próximo a él,

estará la estrella que queremos reconocer.

Ahora, realizaremos un ejercicio práctico para comprender y aplicar lo explicado.

Ejemplo. El día 8 de Diciembre de 2012, nos encontramos en situación estimada,

l= 28º 28.12´ N L= 16º 15´ W. Al ser hora, TU= 00:59.4, observamos la altura


estrellas


pág. 85

Los puntos críticos en la utilización del “Star finder”, que provocan la mayoría de

los errores en su empleo y que, por tanto, requieren el máximo de atención del

navegante, son:

- Usar siempre el lado correcto de la “Star base”, esto es, usar siempre la Carta

Celeste correspondiente al Polo elevado del observador (del mismo nombre que la

Latitud estimada del observador).

- Usar siempre el lado correcto del Diagrama de Latitud, correspondiente a la

Latitud estimada del observador en el instante planeado para las observaciones.

- Verificar que el valor del AHLγ esté correcto para la posición y hora planeada

para las observaciones. Si el AHLγ estuviera errado, todos los otros dator

obtenidos del “Star Finder” también lo estarán.

- Prestar atención a las lecturas de los Azimutes previstos, que deberán ser

hechas en la escala interna del diagrama de latitud, si la latitud es Norte, o en la

escala externa del diagrama, si la latitud es Sur.

- Prestar atención para que las lecturas de las alturas previstas, en las curvas del

Diagrama de Latitud, sean hechas correctamente.

Capítulo 7: Ortos ocasos y

crepusculos


pág. 86

7. Ortos Ocasos y Crepúsculos Junto con el Almanaque náutico, la información del tiempo de orto, ocaso, orto de

la luna, ocaso de la luna y el crepúsculo varia entre las latitudes de 72º N y 60º S,

es enumerado lo mas cercano a todo el minuto. Por definición, orto y ocaso

ocurren cuando el limbo superior del cuerpo es visible al horizonte, asumiendo un

estándar de refracción por altura del ojo es cero. Porque las variaciones en

refracción y altura del ojo, la computación es de mayor precisión que un minuto de

tiempo es no justificado. En latitudes altas, algunos fenómenos no ocurren durante

ciertos periodos. Símbolos son usados usando en el almanaque como se es

indicado:

1.- Luna y sol no establecen, pero establece continuidad encima del horizonte,

indicando por un rectángulo abierto.

2.- Sol y luna no pasa siempre lo mismo, pero establece continuidad abajo del

horizonte, indicando por un rectángulo sólido.

3.- Crepúsculo de todas las noches indican las cuatro barras.

El almanaque náutico no hace provisiones para encontrar el tiempo del orto, ocaso

y crepúsculo en las regiones polares. El almanaque náutico tiene gráficas para el

propósito. En el almanaque náutico, el orto ocaso y crepúsculo las tablas

únicamente tiene por medio de tres días cada uno en página abierta. Para

propósitos de navegación esta información puede ser usada para todos los tres

días. Junto el almanaque tiene la tabla del orto y ocaso de la luna para cada dia.

En la zona de los meridianos es la zona horaria. Por cada 15º de longitud de la

posición del observador difiere la zona de meridiano, tiene como propósito los

fenómenos diferidos por 1 minuto, después si el observador esta al oeste de la

zona de meridiano y más temprano si esta al este.

El tiempo medio local los fenómenos varían con la latitud del observador, la

declinación del cuerpo y el ángulo horario del cuerpo relativo a la medida del Sol.

En el tiempo universal de los fenómenos se encuentran desde el tiempo medio

local con la siguiente formula:

Tiempo Universal = Tiempo Medio local + W Longitud

Tiempo Universal = Tiempo Medio Local – E Longitud

Esta fórmula, convierte la longitud de tiempo usando en la página 1 o por

computadora, y se añade o sustrae como es indicado. La aplicación de la zona de


crepusculos


pág. 87

descripción se encuentra zona de tiempo por fenómenos. Orto y ocaso son incluso

tabulados en tablas de 76º N y 60ºS.

7.1 Encontrando tiempo de orto y ocaso del Sol.

Para encontrar el tiempo de orto y ocaso en el almanaque náutico, dentro de la

tabla diariamente en cada página, se extrae el tiempo medio local de la latitud

siguiente interpolando, al menos que sea exactamente igual. Aplicando la

corrección de la tabla 1 en el almanaque en la página de interpolación por altura,

determinando así la muestra por inspección. Después convertir el tiempo medio

local con la zona horaria usando la diferencia de longitud entre la local y la zona

de meridianos. Para el almanaque, el procedimiento es el mismo como para el

almanaque náutico, excepto que el tiempo medio local es tomado de las tablas de

orto y ocaso en lugar de diariamente en la página y la corrección de la latitud es

por interpolación linear. La tabulación es por el Meridiano de Greenwich. Excepto

en latitudes altas cerca de tiempo de los equinoccios, el tiempo se orto y ocaso

tiene una variación mínima día con día que una interpolación no es necesaria para

la longitud. En latitudes altas la interpolación no es siempre posible.

CALCULOS PARA EL SOL A.- HORA DEL ORTO Y OCASO DEL SOL.-

Concepto La "Hora Media" del orto u ocaso (cuando pasa el sol por el meridiano

de Greenwich") es suministrada por las tablas del Almanaque Náutico, la que es

sólo aproximada para cualquier otro meridiano que no sea el de Greenwich. Sin

embargo, esta diferencia no se toma en cuenta y en la práctica se ha hecho

costumbre considerar la hora que proporciona el Almanaque Náutico como la Hora

Media de cualquier Meridiano (Hml.). Una vez obtenida la Hml del orto u ocaso del

Almanaque, se le combina con la Longitud (G) para obtener la HmGr a la que le

aplicamos la zona (Hzl) del orto y ocaso.

Calcular la Hzl del orto y ocaso del Sol el 21 de Mayo de 2008 en L= 33º 02' S.

G=71º 40'W. Zh + 4. (Ver Tabla de Apoyo).


crepusculos


pág. 88

7.2 CREPUSCULO

Se llama crepúsculo a cierto intervalo antes de la salida o después de

la puesta del Sol, durante el cual el cielo se presenta iluminado. El crepúsculo se

produce porque la luz del Sol ilumina las capas altas de la atmósfera. La luz se

difunde en todas direcciones por las moléculas del aire, llega al observador e

ilumina todo su entorno.

Se llama aurora a la claridad intermedia que precede al orto de Sol, y crepúsculo a

la luz difusa que sigue al ocaso del Sol. Ambas se deben a la presencia de la

atmósfera que hace que los rayos solares sean reflejados sobre la tierra cuando el

Sol está bajo el horizonte, debido a que las capas superiores de ellas continúan

recibiendo luz solar por cierto tiempo. Se admite que la Aurora comienza y el

Crepúsculo termina cuando el Sol está 18 grados bajo el horizonte verdadero.

Como la luz crepuscular va haciéndose a cada momento más y más débil desde el

instante del ocaso visible hasta ser nula cuando está a 18 grados bajo el

horizonte.

"CREPÚSCULO CIVIL", es el lapso crepuscular durante el cual pueden efectuarse

operaciones de la vida diaria sin necesidad de la luz artificial. "

CREPÚSCULO NÁUTICO", es el lapso crepuscular entre los 6 y 12 grados de

depresión del centro del Sol y durante él pueden observarse las estrellas de

primera magnitud, debido a que el horizonte de la mar es perfectamente visible

para una buena observación.

https://es.wikipedia.org/wiki/Orto

https://es.wikipedia.org/wiki/Ocaso

https://es.wikipedia.org/wiki/Sol

https://es.wikipedia.org/wiki/Sol

https://es.wikipedia.org/wiki/Atm%C3%B3sfera


crepusculos


pág. 89

"CREPÚSCULO ASTRÓNOMICO", es el lapso crepuscular comprendido desde el

instante que el Sol tiene 12º de depresión desde su centro hasta o desde que esté

a 18 grados bajo el horizonte verdadero, en cuyo momento comienza o termina la

obscuridad absoluta con respecto al Sol.

Así como en la hora del orto y ocaso visibles, no se necesita una exactitud

extremada, en las del comienzo y término del crepúsculo se aceptan las mismas

condiciones. Para calcular la hora del comienzo de la aurora y término del

crepúsculo, el Almanaque Náutico trae tablas que dan el comienzo del crepúsculo

matutino y el término del vespertino para cada día central, de la página de la

derecha, en función de la latitud. Su uso es similar a las del orto y ocaso. En la

parte superior de la tabla están las horas de la aurora, tanto náutico como civil.

Entrando con latitud del lugar, o la más próxima menor si no hay exacta, se saca

directamente la hora media del lugar del comienzo de la aurora (náutico o civil

según se desee).

Se interpola para los grados de latitud no considerados, para obtener la hora en la

latitud del lugar. Con la G. transforma la Hml en Hm Gr y aplicándole a ésta la

zona se obtiene la Hora Zona del comienzo de la aurora. Para obtener la hora del

término del crepúsculo vespertino se entra a la tabla que está a continuación de la

primera y se opera en la misma forma anterior. Tenga cuidado que el orden de la

columna Naut - civil, están en esta parte invertido (Civil - Naut).

Ejemplo de Cálculo de Crepúsculo.

Calcular la Hzl del orto y ocaso del Sol el 21 de Mayo de 2008 en L= 33º 02' S.

G=71º 40'W.


crepusculos


pág. 90

7.3 Calculo de Orto y Ocaso Lunares

La hora del orto y ocaso de la Luna tiene muchísima importancia en relación con el

elemento visibilidad en determinadas operaciones navales. Para ello, el

almanaque náutico trae tabuladas las horas del orto (moonrise) y ocaso (moonset)

de la Luna para un observador en Greenwich, en el instante en que el limbo

superior tangenetea el horizonte visible. En este instante la altura verdadera de la

Luna referida al centro, es de 6'. En consecuencia cuando el limbo superior de la

Luna tangentea el horizonte visible su centro está aproximadamente en el plano

del horizonte verdadero.

- CÁLCULO DEL ORTO Y OCASO DE LA LUNA. Se vio anteriormente que el

Almanaque Náutico da el orto y ocaso del Sol para el día central de cada página

(hay 3 días en cada página). Pero en el caso de la Luna, las horas del orto y ocaso

han sido confeccionadas para cada día del año, figurando cuatro días en cada

página del Almanaque. La razón de esto se debe a que la Luna recorre su órbita

en aproximadamente un mes, en cambio el Sol la recorre en un año. El

Almanaque Náutico da la "HORA MEDIA" exacta de los sucesos para el

observador en el meridiano de Greenwich. Esta hora es, asimismo la Hml

aproximada del orto y ocaso de la Luna para todo otro observador situado fuera

del meridiano de Greenwich, pero para tener la hora exacta debemos corregirla

del movimiento en Ascensión recta de acuerdo con la longitud (G).

La corrección que llamaremos por longitud (Co G), se determina así:

(1) = Diferencia diaria en minutos de tiempo. • Cuando es Longitud Weste esta

corrección se SUMA. La DIFERENCIA DIARIA se toma entre el DIA

CONSIDERANDO y el SIGUIENTE

(2) . • Cuando la longitud es Este la corrección se RESTA . LA DIFERENCIA

DIARIA se saca entre el DIA CONSIDERADO y el ANTERIOR. Ej. N° 6.

Calcular el orto y ocaso de la Luna el día 21 de mayo de 2008 en: L =33º

02' S, G = 71º 40' W y Zona + 4.


crepusculos


pág. 91

(3)

Capítulo 8: Observaciones

astronómicas


pág. 92

8. OBSERVACIONES ASTRONOMICAS

Observar el cielo con un potente telescopio es ya una experiencia para no olvidar porque

vemos la realidad tal cual y dicha realidad es increíble. Nunca nos cansaremos de

contemplar el impactante relieve lunar, las fases de Venus, las "llamaradas" solares, los

increíbles anillos de Saturno o el majestuoso Júpiter con sus lunas, además de estrellas

dobles, cúmulos estelares, nebulosas, galaxias y muchos otros tipos de objetos celestes

de nuestro Universo "vecino" que nos hará disfrutar. Todo lo que observaremos son

objetos que están ahí aunque tan lejanos que necesitamos telescopios para

contemplarlos. Son imágenes fuera de lo común pero curiosamente los estaremos

viendo "en vivo" porque la luz que capte nuestros ojos será la luz procedente

directamente de dichos objetos, sin trampa ni cartón, sin imágenes tratadas digitalmente

previamente. Y no sólo se trata de mirar sino también de comprender, porque cuando

entendemos lo que vemos es como mirarlo con nuevos ojos. Por ello, consideramos

fundamental tratar aquello que atendemos con los telescopios con un lenguaje claro,

sencillo pero no por ello menos riguroso.

8.1 OBSERVACION DEL SOL, LUNA, PLANETA Y ESTRELLA

SOL

El Sol Estrella que da nombre al Sistema solar, se encuentra a 150 Millones de

kilómetros de la Tierra. Es una esfera de radio unas 100 veces mayor que el de la Tierra.

Es de color amarillo y su superficie está a 5.800º de temperatura. Consta de una esfera,

rodeada de varias capas, que de interior a exterior son : Fotosfera, que es la parte

visible, Atmósfera solar, compuesta de cromosfera y la corona. En la cromosfera se

encuentran las protuberancias, enormes masas de gases que se elevan a miles de

kilómetros. El Sol describe aparentemente una órbita o eclíptica alrededor de la Tierra

(en realidad es al revés) inclinada 23º 27’ (oblicuidad de la eclíptica) respecto al plano

del Ecuador, tardando un año trópico en recorrerla. También tiene una rotación sobre

su eje de unos 25 días aproximadamente. La eclíptica corta al Ecuador en dos puntos,

el punto vernal o de Aries, primer punto de Aries, nodo ascendente o punto equinoccial

de primavera y el punto de Libra o nodo descendente. Lo hace el 21 de Marzo y el 23

de Septiembre respectivamente, fechas que se denominan equinoccios (equinos = igual

noche = igual día. Alcanza su punto de máxima altura aparente o declinación el 21 de

Junio, solsticio de verano, en el punto de Cáncer y llega al punto más bajo en el punto

de Capricornio el 21 de Diciembre, que se produce el solsticio de invierno. Este

movimiento es el que determina las estaciones en ambos hemisferios. Basado en lo

anterior primavera y verano debieran tener la misma temperatura, así como otoño e

invierno. Sin embargo no es así porque en primavera la Tierra está fría, con lo cual es

preciso calentarla. Al llegar el verano, la misma cantidad de calor se aplica sobre una


astronómicas


pág. 93

Tierra ya calentada por lo que suben aún más las temperaturas. El fenómeno inverso

se da en Otoño e Invierno. El eje normal a la eclíptica corta la esfera celeste en los Polos

de la eclíptica. Los Círculos máximos que pasan por los Polos Celestes y los puntos

equinocciales se llama coluro de los equinoccios, y el que pasa por los puntos

solsticiales se llama coluro de los solsticios. La líneas de los equinoccios está separada

unos 16º de la línea de los ápsides Debido a la precesión de los equinoccios, el punto

de Aries se ha trasladado unos 30º sobre la eclíptica, ocupando ahora su posición Piscis.

Cuando el Sol tiene una declinación igual a la latitud del lugar sus rayos caen

perpendicularmente sobre el mismo. Esto se produce dos veces al año para cada punto

situado entre los trópicos de Cáncer y Capricornio (paralelos a 23º 27’ Norte y Sur

respectivamente). En el Ecuador esto se produce en los equinoccios y en esa fecha el

día es igual a la noche para toda la Tierra. El resto del año el día es mayor que la noche

en el hemisferio Norte cuando la declinación del Sol es positiva. En el solsticio de

verano, o punto de Cáncer, se llega a la mayor duración del día para el hemisferio Norte.

En las cercanías de los Polos el día dura seis meses y la noche otro tanto.

LUNA

Satélite de la Tierra, es una esfera sin luz propia y de un volumen del 1/50 de la Tierra.

Su distancia a la Tierra es del orden de 375.000 kilómetros o 60 radios terrestres. Se

usa poco para la navegación actual debido a que por su cercanía da lugar a grandes

errores de paralaje. Se llama paralaje al ángulo que forman dos visuales dirigidas desde

el Astro hacia la Tierra, una al centro y otra tangente a la misma. En el caso de la Luna

este paralaje es del orden de 57”, siete veces mayor que el del Sol y el doble que el de

Venus. El paralaje no es siempre el mismo, dependiendo de la posición relativa de los

Astros y sus respectivos radios. Tiene dos movimientos Rotación sobre su eje . Este

tiempo es de 27 dias 7 horas y 43 y se llama revolución sidérea. Translación

describiendo una eclíptica que tiene a la Tierra en uno de sus ejes. El plano de su

eclíptica forma un ángulo de 5º 08’ 47” con el de la eclíptica Solar. El tiempo que tarda

en recorrerla es de 27 dias 7 horas y 43 minutos y se llama revolución sidérea. Como

es el mismo tiempo que tarda en dar una rotación alrededor de su eje el resultado es

que siempre vemos la misma cara de la Luna Dado que el Sol se va desplazando al

mismo tiempo que la Luna el tiempo en que tardamos en volver a ver los dos Astros en

la misma posición relativa es superior a la revolución sidérea, siendo de 29 dias 12 horas

y 44 minutos. A este intervalo se le llama revolución sinódica, lunación o mes lunar.

Ciclo lunar o de Mentón es la duración de un período de 19 años durante el cual se

producen 235 lunaciones Número de oro es el número de orden de un año en el ciclo

de Mentón. El año anterior a Cristo el número de oro fue 1. Fases de la Luna Luna nueva

o novilunio Luna creciente Luna llena o plenilunio Cuarto menguante Cuando la Luna es

nueva o llena está alineada con el Sol y la Tierra, llamándose esta situación conjunción

si está del lado del Sol, y oposición si la Tierra está en medio. A ambas situaciones se


astronómicas


pág. 94

les llama sicigias. Cuando esta en mitad de los períodos de creciente y menguante forma

un ángulo de 90º y se dice que está en cuadratura. Edad de la Luna es el número de

días desde que fue luna nueva Epacta de la Luna es la edad que tiene el 1 de Enero 9

Se dice que la Luna es mentirosa porque parece una C cuando Decrece y una D cuando

Crece. El proceso total dura un mes aproximadamente (29,5 días) , por lo que entre

cada fase hay una semana.

ESTRELLAS

El Almanaque Náutico facilita los datos de Angulo sidéreo y declinación para 99 de las

estrellas. Constelaciones son agrupaciones de estrellas a las que se conoce por un

nombre mitológico o de objetos, si bien guardan poco parecido muchas veces con el

mismo. Vienen limitadas por paralelos de declinación y círculos horarios,

reconociéndose oficialmente 88 de ellas. Las constelaciones más usadas son: Osa

Mayor, Osa Menor, Casiopea, Pegaso, Orión, Escorpión y Cruz del Sur.

8.2 USO DE TABLAS DE NAVEGACION ASTRONOMICA

Tablas pre-calculadas

El método de Ageton y otros similares eran válidos para pilotos marinos pero demasiado lentos

para pilotos aéreos que necesitaban resolver su posición con mucha más rapidez. En la década

de 1940 empezaron a publicarse tablas de triángulos esféricos precalculados de forma que el

piloto entraba en las tablas con los tres argumentos de latitud asumida, declinación del astro y

diferencia horaria entre el astro y longitud geográfica asumida y obtenía como resultado la

altura computada Hc y el acimut computado Z.

El piloto se veía obligado a asumir una posición de latitud igual a un grado entero, sin parte

fraccionaria, y a asumir una longitud que hiciera la diferencia horaria igual a un grado entero

también. Esta restricción no es especialmente incómoda y se ganaba mucho en velocidad por lo

que estos métodos se desarrollaron mucho a partir de la segunda guerra mundial y culminaron

con la publicación por el gobierno estadounidense de las tablas H.O. 249 para aviadores y, más

tarde, las tablas H.O. 229 para pilotos marinos. Ambas son esencialmente lo mismo pero las H.O.

229 dan algo más de precisión y son de uso algo más lento. En ambos casos el piloto necesita

una voluminosa biblioteca de tablas por lo que otros métodos como el de Ageton pueden ser

más adecuadas para situaciones como botes salvavidas o donde no se puede cargar con las

voluminosas tablas de los métodos como H.O. 249.

Cálculo electrónico

Con la llegada en las últimas dos décadas del siglo XX de las calculadoras programables y

computadores la reducción de observaciones se puede hacer de forma instantánea y sin

https://es.wikipedia.org/wiki/Acimut


astronómicas


pág. 95

necesidad de tablas de modo que los métodos manuales pasaron a ser métodos de emergencia

para el caso de fallos en los aparatos electrónicos. También se desarrollaron programas de

ordenador que calculaban las coordenadas astronómicas que hasta ese momento se habían

sacado del almanaque. Esto hizo innecesario el único otro libro utilizado por el piloto para la

reducción: el almanaque náutico.

8.4 OBTENCION DE LINEAS DE POSICION

Una recta de altura se traza en la Carta Náutica (proyección Mercator), de la siguiente forma:

1) Trace su posición estimada

2) Con la ayuda de la recta paralela, trace una recta que pase por la posición estimada en dirección al Acimut del astro

3) Con el compás marque sobre esta recta el error Delta de la posición estimada- en dirección al Acimut del Astro o en dirección contraria según nos indique el signo del Delta calculado

4) Trace entonces por este punto, la recta de altura perpendicular al Acimut.

Las cartas náuticas detalladas son en general disponibles más que para las zonas costeras. En medio del Océano no disponemos de cartas con la escala adecuada en dónde podamos trazar rectas de altura para determinar la posición astronómica. Por ello utilizamos hojas de cálculo especializadas para rectas de altura o bien papel milimetrado.

Sin embargo los trazos en el papel milimetrado nos exigen algunos cálculos extras. Un minuto de longitud es igual a una milla cerca del ecuador. Como los meridianos convergen en dirección a los Polos los minutos de longitud van disminuyendo en distancia a medida que nos alejamos del Ecuador. De ese modo, si a un cuadradito le damos en nuestra escala el valor de una milla, deberemos convertir las distancias horizontales en minutos con la siguiente relación: minutos de longitud = millas horizontales / Cos (Latitud)

Es más simple el uso de hojas de cálculo de rectas de altura ya que estas disponen de una escala gráfica para la conversión de millas en minutos de longitud.

Capítulo 9: Determinación de la

posición del buque.


pág. 96

CAPÍTULO 9: DETERMINACION DE LA POSICION DEL

BUQUE.

MÉTODO: Todo navegante enfrenta el problema que es la determinación del buque en la mar, y la

navegación astronómica es un método efectivo para completar esa operación.

El método es simple, consiste en un observador sobre la superficie, supuestamente en el

punto en que piensa que está donde debe observar un astro con una altura en relación al

horizonte, al medir el ángulo verifica que el ángulo es mayor que el esperado entonces el

navegante debe determinar si está en el punto que cree estar o no (más cerca o lejos del

astro).

Posición asumida

La posición asumida es un punto el cual es considerado por el observador como la posición

en que se encuentra.

Este podría ser por ejemplo: Latitud: 23º 12´ N; Longitud: 106º 27´ W.

Debido a que esta posición es asumida, esto significa que no es una posición real, pero de

igual manera sirve al observador para poder determinar una posición real.

La posición asumida se puede usarse en fórmulas o en publicaciones en caso de no contar

con calculadoras como la siguiente: PUB. NO. 229, Sight Reduction Tables For Marine

Navigation.




pág. 97

Ejemplo de rectas utilizando la publicación 229

En su versión original del inglés.




pág. 98

Traslado de líneas de posición

Las rectas de altura o líneas de posición son el resultado de la comparación de los ángulos

medidos de los astros observados que determinarán la posición del buque en la mar.

Estas líneas deben de trasladarse a la carta para que se pueda observar gráficamente un

punto para situar la nave.

Continuando con el ejemplo anterior, se trasladarán los resultados:

Este debería ser el resultado plasmado sobre una carta de navegación para que el

navegante se ubique y conozca una posición

.

Capítulo 10: Cálculo de la latitud NAVEGACIÓN ASTRONÓMICA

pág. 99

CAPÍTULO 10: CALCULO DE LA LATITUD.

Tener una latitud real durante una navegación proporciona seguridad para la situación del

buque, existen varios métodos para determinarla:

a) Por meridiana

b) Por circunmeridiana

c) Por extra meridiana

d) Por estrella polar

Circunstancias favorables para el cálculo de la latitud

Un error cometido en la determinación de la latitud, será mínimo cuando el astro tenga un

azimut igual a Z=000º o Z=180º, en altas latitudes o durante el transito del astro por el

meridiano. Asimismo, los errores cometidos en la observación de la altura observada y la

declinación del astro, se transmiten íntegramente en el valor de la latitud.

Paso del So por el Meridiano En esta sección determinaremos la latitud y la longitud, ambas usando la hora del paso del

sol por el meridiano, o el paso del sol a medio día. Determinando la latitud de un buque a

la hora del paso del medio día, calculando la distancia cenital y la declinación

combinándolas con las reglas establecidas abajo.

Latitud por paso del sol a medio día es un caso especial de navegación por el triángulo de

navegación, donde se encuentra el observador. No solución es necesaria, solo si se

combina la distancia cenital del sol y la declinación.


pág. 100

Longitud por paso del sol por el meridiano es en función al lapso de tiempo desde que el

sol está pasando por el meridiano de Greenwich. El navegante debe de determinar el tiempo

o la hora del paso del sol por el meridiano y calcular el ángulo horario de Greenwich del sol

a esa hora. Siguiendo los ejemplos demostrados en ese proceso.

HORA DE PASO DE UN ASTRO POR EL MERIDIANO DEL LUGAR

Hora de paso por el meridiano superior: Para que un astro tenga su máxima altura

al pasar por el meridiano superior de un lugar, es necesario que la latitud del

observador y la declinación de dicho astro permanezcan constantes; debido a

que la latitud varía durante la navegación, a menos que se lleve un rumbo leste u

oeste, al igual que la declinación de los astros errantes (principalmente la de la

Luna), la máxima altura generalmente no tendrá lugar al pasar el astro por el

meridiano superior. Por dicha razón, siempre que no se pueda considerar la

máxima altura como meridiana, el observador deberá hallar la hora del paso de

los astros por el meridiano superior, a fin de obtener la altura en este momento

(altura meridiana). Lo especificado es igualmente aplicable para el caso de que

la observación se haga en el momento del paso del astro por el meridiano inferior

(mínima altura). Cuando un astro pasa por el meridiano superior de un lugar su

horario es 0º o 360º. Para el Sol, los cuatro planetas observables, la Luna y el


pág. 101

primer punto de Aries, el Almanaque Náutico trae diariamente las horas civiles de

paso por el meridiano superior de Greenwich; con relación a las estrellas, el citado

Almanaque trae al final las horas civiles del paso de las mismas por el meridiano

superior de Greenwich el día primero de cada mes. Como nos interesa conocer

la hora civil de paso de un astro por el meridiano superior del lugar y el Almanaque

nos da la de paso por Greenwich, tendremos que aplicar a algunos astros unas

determinadas correcciones para obtener la hora de paso por el lugar. Si se trata

del Sol, como el ángulo sidéreo del Sol verdadero y el ángulo sidéreo del Sol

medio son prácticamente iguales, por tanto se verificará que: H'cp Sol m/s

Greenwich - Hcp Sol m/s Greenwich = 0, y H'cp Sol m/s G = Hcp Sol m/s G Es

decir, que la hora civil de paso del Sol por el meridiano superior de Greenwich de

un determinado día es prácticamente igual a la del día anterior o a la del siguiente;

de acuerdo con lo expuesto podemos tomar la Hcp Sol m/s G como Hcp Sol m/s

para cualquier meridiano. Así pues, si queremos hallar la hora de paso del Sol

por el lugar, tomamos del Almanaque Náutico la hora de paso como hora de paso

por el lugar, le aplicamos la longitud en tiempo y tendremos la Hcp Sol por

Greenwich, a ésta le aplicamos el huso horario correspondiente a la longitud del

barco y obtendremos la hora legal internacional o Hz (las LE y zE tienen signo

negativo y las LW y zW lo tienen positivo). Si el astro fuese la Luna deberíamos

aplicarle una corrección por retraso y longitud, que viene tabulada en el

Almanaque. La Luna se retrasa diariamente una media de 50 minutos en su paso

por el meridiano superior, por lo que los meridianos que estén más al este

contraerán menos retraso que aquellos situados más al oeste.

Ejemplo

Utilizando el almanaque náutico buscar la fecha en la que se desea encontrar el paso del

sol


pág. 102

Después de agrega la longitud pero en arco de tiempo, en el caso de Mazatlán Sin. Es 07

05’ 48’’.

Por ultimo agrega la zona horaria donde te encuentras.

CALCULO DE LA LATITUD POR EL PASO DEL SOL POR LA

MERIDIANA


pág. 103


pág. 104


pág. 105

Latitud por cincunmeridiana


pág. 106


pág. 107


pág. 108


pág. 109


pág. 110

Latitud por extra meridiana

Latitud por Polaris


pág. 111

Capítulo 11: Cálculo de errores del

compás


pág. 112

CAPÍTULO 11: CALCULO DE ERRORES DEL COMPAS. El navegante debe preocuparse constantemente sobre la exactitud del compás del barco y

debe checarlos regularmente. Una bitácora de errores del compás puede ser útil para

observar los errores y evitar que sea un grave problema.

Los errores que ocurren en un compás ya sea giro o magnético pueden observarse

comparando azimutes y de cuerpos celestes. La diferencia entre los azimutes marcados y

calculados representa el error que tiene el compás.

Cálculo del azimut por fórmulas

Técnicamente las fórmulas para el cálculo del azimut del sol pueden emplearse utilizando

la del seno de amplitud. Los navegantes también pueden utilizar programas que determinan

el azimut como el STELLA.

Algunos astros sirven para calcular el error del giro mediante azimut, por ejemplo el sol es

un astro de los más utilizados para esto.

Determinación del azimut por tablas


compás


pág. 113


compás


pág. 114


compás


pág. 115


compás


pág. 116

Cálculo del azimut con Pub 229, Sight Reduction tables for marine navigation

Se compara el azimut calculado con el azimut medido con el compás para determinar el

error. En el cálculo del azimut, se interpola el azimut tabular para obtener la diferencia entre

los argumentos de la tabla y los valores actuales de la declinación, latitud y ángulo horario

local. Esto se realiza de la siguiente manera:

1. Entra a la tabla con el valor entero más cerca de la declinación, latitud y ángulo

horario local. Para cada uno de estos argumentos extrae un ángulo azimutal base.

2. Reingresa a las tablas con la misma latitud y ángulo horario local como argumentos

pero con declinación 1º mayor o menor que la declinación base, dependiendo sobre

si la actual declinación es más mayor o menor que el argumento base. Registra la

diferencia entre el azimut buscado y el azimut base y etiquétalo como la diferencia

de azimut.

3. Reingresa a las tablas con la declinación base y el ángulo horario local, pero con la

latitud mayor 1º o menor que la latitud base, dependiendo si la latitud actual (DR) es

mayor o menor que la latitud base. Registra la diferencia de azimut por el incremento

de latitud.

4. Reingresa a las tablas con la declinación base y el ángulo horario local, pero con la

latitud mayor 1º o menor que la latitud base, dependiendo si la latitud actual (DR) es

mayor o menor que la latitud base. Registra la diferencia de azimut por el incremento

de ángulo horario local.

5. Corrige el azimut base para cada incremento.


compás


pág. 117

Ejemplo

En latitud 33º 24.0 N, el azimut del sol es 095.5º pgc. A la hora de la observación, la

declinación es 20º 13.8 N, el ángulo horario local del sol es 316º 41.2.

Determinar el error de la giro.

Solución:

Escribe el valor actual de la declinación, latitud estimada y ángulo horario local. Redondea

cada argumento al valor más próximo en grados. En este caso, redondea la declinación y

la latitud al valor menor más próximo. Redondea el AHL al valor mayor próximo. Entra a la

tabla con estos valores y extrae el valor del azimut base para estos valores redondeados.

Como primer paso in la interpolación, incrementa el valor de la declinación 1º (a 21º) debido

a que la declinación actual era mayor que la declinación base. Entra a la Sight redcution

table con los siguientes argumentos 1) declinación =21º; 2) DR latitud= 33º; 3) AHL= 317º,

registra el azimut tabulado para estos argumentos.

Como segundo paso en la interpolación, incrementa el valor de la latitud 1º a 34º debido a

que la latitud de estima actual era más grande que la latitud base. Entra a la tabla con los

siguientes argumentos: (1) declinación=20º; (2) DR latitud =34º; (3) AHL= 317º. Registra el

azimut tabulado para estos argumentos.

Como tercer paso de la interpolación, reduce el valor del AHL a 316º ya que el valor actual

del AHL era menor que al AHL base. Entra a la tabla con los siguientes argumentos: (1)

Declinación= 20º; (2) DR latitud =33º; (3) AHL=316º. Registra el azimut tabulado para estos

argumentos.


compás


pág. 118

Calcula la diferencia de azimut restando el azimut base del azimut tabulado. Cuida escribir

el signo correcto.

Diferencia de azimut= Z tab- Z base

Siguiente, determinar el incremento para cada argumento sacando la diferencia entre los

valores actuales por cada argumento y el argumento base. Calcula la corrección para cada

uno de los tres argumentos multiplicando el incremento por la diferencia de azimut y

dividiendo el producto resultante por 60.

El signo de cada corrección es el mismo que el signo de la diferencia de azimut usada para

calcularlo. En el ejemplo de arriba, la corrección total suma -0.1´. Aplica este valor al azimut

base de 97.8º para obtener el azimut verdadero 97.7º. Compara este valor con la marcación

del compás de 96.5º pgc. El error de giro es 1.2º E, el cual puede redondearse a 1º para

propósitos de gobierno y registros de bitácora.

Determinación de azimut por polar


compás


pág. 119

Las tablas de polaris en el almanaque náutico lista el azimut de polaris para latitudes entre

el ecuador y 65º N.

Ejemplo:

En marzo 17, 2001, en latitud 33º 15.0´ N y longitud 45º W a las 02-00-00 TMG, la estrella

polaris marca 358.6º pgc. Calcular el error de la giro.

Fecha: 17 marzo 2001

TMG: 02-00-00

AHGaries: 204º 43.0´

Longitud: 45º W

AHLaries: 159º 43´


compás


pág. 120

Solucion:

Entra a la seccion de azimut de la tabla de polaris con el AHL de aries calculado, ve a la

columna para AHL de aries entre 160º y 169º. Sigue la columna hacia abajo y toma el valor

dado para esa latitud. Dedibo a que el incremento entre el valor tabulado es muy pequeño,

la interpolacion visual es suficiente. En este caso, el azimut para la polaris para el ángulo

horario local de aries y la latitud dada es de 359.3º.

Azimut tabulado 359.3º

Marcacion de compás 358.6º

Error o.6º E

Amplitud:

Amplitud: se mide desde el punto cardinal E o W, sobre el horizonte, de 0º a 90º, hacia el

N o el S, hasta el pie del vertical del astro.

La amplitud de un astro es en dos maneras, ortiva y occidua: la ortiva es el arco del horizonte

entre el punto donde sale el astro y el verdadero levante, y la occidua es el arco del

horizonte, entre el punto donde se pone el astro y el verdadero poniente; cuya amplitud será

del Norte, cuando el astro sale o se pone en el hemisferio boreal respecto al ecuador; y del

sur, cuando sale o se pone en el hemisferio austral, por cuya razón siempre es de la especie

de la declinación.

El ser amplitud de la especie de la declinación tiene también lugar para los astros que están

elevados sobre el horizonte, siempre que la latitud y declinacion fueren de diferente especie;

pero siendo que una misma, puede ser la amplitud de lado contrario a la declinacion aquella

que llegó a tener el astro después de su pasage por el primer vertical del lado oriente, y

antes de su pasage por este circulo del lado del occidente.

La mayor amplitud de un astro son 90 grados.

Para hallar la amplitud de un astro, como por ejemplo, la la del pie luciente de orion, Rigel,

según lo coloca la esfera, y en la altura de polo de 43°+30’ Norte, se pone la esfera, y en la

correspondiente posición es es 43°+30’ elevado del polo septentrional sobre el horizonte,

luego llevando el astro al horizonte oriental respecto se desea saber la ortiva, contando por


compás


pág. 121

el horizonte desde el punto verdadro levante en la equinoccial, hasta el centro del astro, se

hallan 12° que es la amplitud de dicho astro en el hemisferio del sur.

navegacion astronomica (nautica)

Engineering