Sistema fotométrico

Conjunto de estrellas y filtros fotográficos utilizados en astronomía como estándares para determinar el brillo de los diferentes astros.

Los dos sistemas fotométricos más conocidos son el UBVRI, desarrollado por Johnson y Morgan en 1953 y el Coussin, del año 1973: ambos son de banda estrecha. Las siglas UBVRI corresponden al color de los diferentes filtros y a la luz estelar que filtran: Ultraviolet (ultravioleta), Blue (azul, Banda B), Visual (violeta, Banda V), Red (rojo, Banda R) e Infrared (Infrarrojo, Banda I).

El éxito del sistema es que los diferentes filtros están centrados en unas muy determinadas longitudes de onda. De esta manera el U presenta su máximo en los 350 nm, el B en 430 nm, el V en los 550 nm, el R en 700 nm y el I en 900 nm. Las modernas técnicas en la fabricación de fotómetros fotoeléctricos, y más recientemente el chip CCD (fotometría CCD), ha permitido ampliarse con más filtros (JKLMN) que se sitúan más hacía el infrarrojo.

Dado que los filtros han de ser de un tipo especial, con la idea de filtrar las diferentes longitudes de onda de un modo idéntico, se pueden elaborar en cualquier observatorio utilizando los diferentes filtros comerciales existentes en el mercado. Se presenta a continuación el modo de conseguirlos: por ejemplo, el filtro B se puede obtener utilizando los filtros GG385 y al BG12, de tal modo que su espesor final sea igual a 3 mm.

Efecto Doppler

El efecto Doppler, llamado así por el austríaco Christian Andreas Doppler, es el aparente cambio de frecuencia de una onda producido por el movimiento relativo de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros).

El científico neerlandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot investigó esta hipótesis en 1845 para el caso de ondas sonoras y confirmó que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Franciaeste efecto se conoce como "efecto Doppler-Fizeau" y en los Países Bajoscomo el "efecto Doppler-Gestirne".

En el caso del espectro visible de la radiación electromagnética, si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda más largas, desplazándose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de onda más corta, desplazándose hacia el azul. Esta desviación hacia el rojo o el azul es muy leve incluso para velocidades elevadas, como las velocidades relativas entre estrellas o entre galaxias, y el ojo humano no puede captarlo, solamente medirlo indirectamente utilizando instrumentos de precisión como espectrómetros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones significativas de la velocidad de la luz, sí sería apreciable de forma directa la variación de longitud de onda.

Sin embargo hay ejemplos cotidianos de efecto Doppler en los que la velocidad a la que se mueve el objeto que emite las ondas es comparable a la velocidad de propagación de esas ondas. La velocidad de una ambulancia (50 km/h) puede parecer insignificante respecto a la velocidad del sonido al nivel 8, sin embargo se trata de aproximadamente un 4% de la velocidad del sonido, fracción suficientemente grande como para provocar que se aprecie claramente el cambio del sonido de la sirena desde un tono más agudo a uno más grave, justo en el momento en que el vehículo pasa al lado del observador.

Ley de radiación

Todo cuerpo con una temperatura por encima del cero absoluto (-273.15 °C) emite calor radiante (radiación infrarroja).

La ley de radiación de Kirchhoff postula que la radiación recibida (absorbida) y la repelida (emitida) por un cuerpo real están en equilibrio térmico, o dicho de otro modo, un cuerpo siempre emite exactamente la misma cantidad de calor que la que recibe. A partir de esta teoría podemos deducir que:

ε = α

Por lo que teóricamente un cuerpo puede absorber y repeler el 100 % de la radiación a la que está expuesto. Este hipotético cuerpo ideal fue descrito por Kirchhoff como
En este caso:

α = ε =1

Al contrario que con el cuerpo negro ideal, para los siempre es e < 1, porque cuando se trata de cuerpos reales hay que tener en cuenta otras características: la reflexión y la transmisión. Por lo tanto, en estos casos se aplica lo siguiente.

ε + ρ + τ = 1

Radioastronomia

La radioastronomía es la rama de la astronomía que estudia los objetos celestes y los fenómenos astrofísicos midiendo su emisión de radiación electromagnética en la región de radio del espectro. Las ondas de radio tienen una longitud de onda mayor que la de la luz visible. En la radioastronomía, para poder recibir buenas señales, se deben utilizar grandes antenas, o grupos de antenas más pequeñas trabajando en paralelo. La mayoría de los radiotelescopios utilizan una antena parabólica para amplificar las ondas, y así obtener una buena lectura de estas. Esto permite a los astrónomos observar el espectro de radio de una región del cielo. La radioastronomía es un área relativamente nueva de la investigación astronómica, que todavía tiene mucho por descubrir.

En la actualidad, existen gigantescos radiotelescopios, permitiendo observaciones de una resolución imposible en otras longitudes de onda. Entre los problemas que la radioastronomía ayuda a estudiar, se encuentran la formación estelar, las galaxias activas, la cosmología, etc.

Telescopios ópticos

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

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

Fecha Juliana

La fecha juliana (JD, por sus siglas en inglés) es el número de días y fracción transcurridos desde el mediodía del 1º de enero del año 4713 a. C.

Para fechar fenómenos astronómicos o históricos lejanos es difícil considerar los cambios que ha habido en los calendarios de las diversas culturas. Aún considerando exclusivamente la historia de Europa occidental, en 1582 ocurre la Reforma Gregoriana por la que se suprimen como años bisiestos los años secundarios no divisibles por 400 (así 1700, 1800 y 1900 dejan de ser bisiestos) y además se suprimen 10 días, los que van del 4 al 14 de octubre de 1582. Esta reforma no fue aceptada inmediatamente por los protestantes y los cristianos ortodoxos, quienes todavía usan el calendario juliano para fijar cada año la fecha de la Pascua.

Si pretendemos averiguar el lapso de tiempo transcurrido entre dos eclipses lejanos, aunque sean del mismo calendario, hay que llevar cuenta de los bisiestos transcurridos, lo que se complica aún más si uno es del calendario juliano y otro del gregoriano. Por esto en el mismo año 1582,  José Saliger de Leyden creó una escala continua de tiempo fijando su origen (día 0) en el mediodía del 1º de enero del año 4713 a. C. del calendario juliano proléptico   y contando los días solares correlativamente. Este número se llama fecha juliana. El día 11 de julio de 1997 a las 12 h TU se completa el día 2.450.641

En el calendario de uso civil no hay año cero, el año anterior al 1 d. C. es el 1 a. C; las fechas julianas no presentan esta discontinuidad. Este problema de origen significa que si se introduce para la fecha 12,3,-3283 se entiende el año 3284 a. C. La primera forma de designar la fecha se llama astronómica y la segunda fecha histórica.

Así la fecha juliana es una cuenta continua de días y fracciones contados desde un punto inicial fijo. En este momento, el día en que consultas el presente artículo (5 de septiembre de 2012, a las 18:52 TU), la fecha juliana es 2456176.2861111. La parte entera (2456176) corresponde al día de hoy (desde el mediodía pasado hasta el próximo mediodía); la fracción indica la fracción de día transcurrida desde el último mediodía (de forma que 0,5 sería la medianoche TU).

En computación, una variable de punto flotante de doble precisión (64 bits) permite representar una fecha juliana con 1 milisegundo de precisión.

Calendarios

El calendario (del latín calenda) es una cuenta sistematizada del transcurso del tiempo realizado para la organización cronológica de las actividades humanas.
Antiguamente, muchos estaban basados en los ciclo lunares, perdurando su uso en el calendario musulman, en la fecha de varias fiestas religiosas cristianas y en el uso de la semana (correspondiente a las cuatro fases lunares, aproximadamente).
En la actualidad, la mayor parte de los calendarios tienen por referencia el ciclo que describe la Tierra alrededor del Sol y se denominan calendarios solares.
El calendario sideral se fundamenta en el movimiento terrestre respecto de otros astros diferentes al Sol.