Navegación astronómica: principios fundamentales y cálculos

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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

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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

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ESCUELA NÁUTICA MERCANTE DE MAZATLÁN
CAP. ALT. ANTONIO GÓMEZ MAQUEO
VADE MARE AD GLORIAM

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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.

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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

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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

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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
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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.

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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.

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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,

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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

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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.

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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.

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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

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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

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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.

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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.

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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

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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.

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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

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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

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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

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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.

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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

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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

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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.

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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

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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

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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

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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.

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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

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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

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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.

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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,

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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

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