Enseñanza De Astronomia Aplicada A La Navegacion

NA VE GACI ÓN ASTRO NÓ MICA

ENSEÑAN ZA D E ASTRONO MI A APL ICAD A A L A NA VEGACIO N

LA AS TRONO MÍ A Y LA NAV EGACIÓN

Durante miles de años, los navegantes surcaron las vías marítimas conectando diferentes pueblos y culturas con diversos propósitos.

Buques de diferentes culturas Egipcia China

Más buques de antiguas culturas Vikinga

Griega

CRUCE OCEÁNICO • Colón demoró 69 días en cruzar el Atlántico.

DETERMINAC IÓ N D E LA LA TITUD • La determinación de la posición utilizando

los métodos de navegación astronómica implica mucho trabajo. • Bajo ciertas circunstancias, es posible determinar la latitud mediante el uso de métodos que llevan menos tiempo.

El Cuadrante sirve para determinar la Latitud usando la Estrella Polar.

Un navegante podía usar el astrolabio para determinar la latitud también.

Det ermin ación d e la Latit ud • Una línea de latitud (una LDP) puede obtenerse •

mediante la observación de un astro en el Paso por el Meridiano. Dos astros se utilizan comúnmente para este tipo de determinación de la latitud: – El Sol , cuando alcanza su altura máxima durante el día [Mediodía Local Verdadero (MVL)]. – Pola ri s , ya que siempre está hacia el norte (y, por tanto, siempre en el Paso por el Meridiano).

LA TITU D P OR POLAR IS • Pola ri s (la “Estrella Polar") se llama así porque

se encuentra casi directamente sobre el Polo Norte.

• La co-latitud y la co•

altura son iguales y se superponen. Como resultado de ello, cuando en el Hemisferio Norte se puede observar Polaris, la altura de Polaris es equivalente a la latitud del observador.

LATITUD PO R PO LAR IS • Otra perspectiva,

una vista lateral de la Tierra es útil para mostrar las relaciones involucradas ...

LA TITU D P OR POLAR IS • En realidad Pol ar is y el Po lo No rte

Celeste no coinciden exactamente; Polaris se desplaza en un círculo menor a menos de 1º con respecto al Polo Norte Celeste. • Para tener en cuenta ello, se proporciona una tabla de corrección en el Al man aqu e Ná ut ico .

MOVIMIEN TO DIAR IO DE POLA RIS ALRE DEDOR DE L POLO NOR TE CE LEST E • En esta imagen se

•

muestra el movimiento diario de la Estrella Polar alrededor del Polo Norte Celeste. Polaris describe un pequeño círculo menor. Como se observa la altura de la Estrella Polar, sólo coincide en dos oportunidades con la Latitud del Observador.

MOVIMIEN TO DIAR IO DE POLA RIS ALRE DEDOR DE L POLO NOR TE CE LEST E • La altura verdadera de la

•

Estrella Polar se corrige por tres aspectos del movimiento diario que dependen del Ángulo Horario Local, por la fecha de la observación y por la altura de la estrella. Por esta razón se realizan tres correcciones que pueden ser positivas o negativas: a0, a1 y a2.

• El Almanaque Náutico británico o estadounidense agrega a las correcciones (a0, a1 y a2) minutos que sumados dan 1º, de manera que las correcciones sean siempre positivas, pero al final se debe restar el grado para obtener la Latitud del Observador.

La flecha roja señala la Estrella Polar (Polaris). Las estrellas de la Osa Mayor y la constelación de Casiopea ayudan a los navegantes a encontrar su posición en el cielo.

PASO P OR EL M ER IDIAN O CO NCEPTO: • Un cuerpo celeste que cruza el meridiano del observador (Azv = 180º o Azv = 000º o 360º), produce una recta de altura (línea de posición astronómica) paralela a los paralelos de latitud. • A tales efectos suele observarse al Sol en su pasaje meridiano (culminación) al mediodía solar verdadero para obtener la Latitud meridiana (φm) del buque.

Latitud meridiana

CÁLCULO D E L A LATITU D PO R OBS ERVACI ÓN MERIDIANA DE L S OL • Cuando un astro cruza el Mer idi an o del Obser va do r , es

•

posible calcular la latitud, tomando la altura de culminación del referido astro dado que el Meridiano del lugar es simultáneamente un Cí rcul o Ver tica l y un Mer idia no Cel est e . El Triángulo Astronómico se convierte en una Línea y un sencillo cálculo permite obtener la Latitud Meridiana (φ m ).

• En ese instante el Polo Elevado, el Zenit y el Astro se encuentran alineados; el AHL = 0º y el PG del Sol tiene como Longitud la misma del Observador. –

Si la Longitud es al Oeste, el AHG tiene un valor igual (AHG = λ).

–

Si la Longitud es al Este, el AHG tiene un valor igual al suplemento correspondiente (AHG = 360º - λ).

MOVIMIENT O DE UN AS TRO PR OX IMO AL PASO P OR EL MER IDIANO DEL OB SERV AD OR Zenit

δ

Δh este l e C dor a u c E

Horizonte Celeste

Q h

M e r i d i a n o

Punto Cardinal ΔAz

• Al culminar el Cí rcul o Ho ra rio de l As tr o coincide con el Círculo Meridiano y Círculo Vertical que pasa por el Observador.

• En ese instante el Polo Elevado, el Zenit y el Astro se encuentran alineados

Los navegantes comprendieron la necesidad de determinar la longitud antes de tener una herramienta para medirla. En 1764, John Harrison creó un cronómetro muy exacto que permitió resolver el problema de la longitud en el mar.

PRIMERA CIRCUNNAVEGACIÓN

FLOTA D E MA GAL LANES

VIAJE D EL HMS BEAGLE 1 831 183 6

Captai n Rob ert FITZ- ROY y Natu rali sta C harl es DARW IN

HM S BE AGLE en Sy dn ey

MÉ TOD O D E S UMNE R En 1837, el Capitán Thomas Hubbard SUMNER empleó el concepto de círc ulos de ig ual ilu mi nac ión para referirse a que la altura de un astro es la misma en cualquier punto sobre un círculo en la superficie de la Tierra. • También usó el término Polo de Iluminac ión para lo que se llama Pu nt o Su b-Ast ral . • SUMNER describió cómo la altura de un cuerpo celeste [a ume nta (si se acerca) o d is minuye (si se aleja) la al tura un minut o por cada mi lla náut ic a navegada] cambia con la distancia desde el polo de il uminac ión .

• Este concepto será empleado por Marcq de SAIN T- HIL AIR E, treinta años más Ap roxi mad o.

tarde

con

su

Mét odo

de l

Punt o

REC TA D E IGUA L A LTUR A • El Capitán Thomas H. SUMNER empleó las observaciones que hizo el 17 de diciembre de 1837 como primer ejemplo de aplicación de su método. Describió como calcular la marcación verdadera a la costa, el error en longitud de la Longitud por Cronómetro y el azimut verdadero del Sol.

• La observación más importante Az im ut de la str o

Po sic ión de lb uq ue

de SUMNER es que “… la pos ición del buq ue está sob re … un a lín ea perp endi cul ar al azimut del Sol en la lati tud

LÍ NE A DE PO SICI ÓN DE S UMNE R • En la mañana del 17 de diciembre

• •

•

de 1837, el Capitán SUMNER, llevaba 22 días de singladura desde la zarpada de Charleston en Carolina del Sur, navegando con destino a Greenock en Escocia. El tiempo estaba malo con fuertes vendavales y el cielo completamente nublado. Como se aproximaba al Canal de Saint George entre la isla de Irlanda y Gales, necesitaba una posición fija para asegurarse que los fuertes vientos del SSE no lo llevaran sobre las rocas y bancos de la costa sureste irlandesa. Un Punto de Control exacto era el Faro de Smalls cerca de la costa occidental de Gales, el que esperaba ver más tarde en la mañana.

Fa ro de Smalls

Po sició n Estima da 1710 15 B

LÍ NE A DE PO SICI ÓN DE S UMNE R • A las 10:15, se produjo un claro en las nubes, lo suficiente • • •

para que SUMNER tomase la altura del Sol y registrase la Hora del cronómetro. Con estos datos calculó la Longit ud por Cronómet ro , usando la posición estimada. El cálculo dio una posición alejada al sur de la peligrosa costa irlandesa y a sólo 15 millas náuticas de su posición estimada. Teniendo en cuenta el efecto de un error en la Latitud estimada sobre la Longit ud por Cr onóme tr o , SUMNER se planteó una pregunta crucial: – ¿Qué ocurre si la posición está más al Norte debido a estos fuertes vientos provenientes del SSE y la latitud estimada tenía un error resultando en una longitud errónea?

LÍ NE A DE PO SIC IÓ N D E SUM NE R • SUMNER rehizo los cálculos usando una latitud 10’ al norte de su posición •

estimada. Esto colocó el buque en una posición 27 millas náuticas al ENE de su posición estimada. Volvió a hacer los cálculos otra vez, usando una latitud 20’ al norte de su posición estimada. Este nuevo cálculo colocaba al buque a 27 millas náuticas adicionales al ENE de su posición estimada.

• Trazó estas posiciones

•

en una carta Mercator como se muestra en la figura siguiente. El Capitán SUMNER llego a dos conclusiones:

• 1)

•

La misma alt ura observad a pue de corr esp ond er a las tr es posiciones. 2) Sig ui end o co n ru mbo ENE se arri barí a al Faro Sm all s, si el Cro nóm et ro est ab a

Fa ro d e Smalls

Po sició n Est ima da 1710 15B 1

2

3

LÍ NE A DE PO SIC IÓ N D E SUM NE R • El reconocimiento de SUMNER del hecho que: la

• •

altura del Sol podría ser la misma para las tres posiciones calculadas lo condujo directamente a formular el concepto de “c írcul os pa ral elos de igua l a ltu ra ” . No era un nuevo concepto, ya que desde la Antigüedad existía el concepto de “al mica nt ar ada s” y esto es a la inversa. En términos modernos: La altura de un astro será la misma en cualquier sitio en un círculo sobre la Tierra cuyo centro sobre la superficie terrestre se encuentra directamente debajo del astro (Punt o Sub -As tr al )

LÍ NE A DE PO SICI ÓN DE S UMNE R • SUMN ER publicó “A New and Accurate Method of Finding a •

• •

Ship's Position at Sea, by Projection on Mercator's Chart, July 1843, Thomas Groom & Company of Boston”, mejorando la forma de trazar la Línea de posición de SUMNER en una carta. El primer paso era elegir las dos latitudes en grados enteros (sin minutos) para el Cálculo de Longi tud por Cr onóme tr o , siendo una mayor y la otra menor que la latitud estimada, para evitar la complejidad de la interpolación entre grados en las tablas, esto daba lugar a una re cta secan te al círculo de igual altura. Extiende el concepto de “D oble s Alt uras ” para producir dos paralelos de igual altura que deben dar una fija de la posición del buque en el punto en que los dos paralelos de igual altura se cruzan. También hizo hincapié que una línea perpendicular a una tangente al paralelo de igual altura da el azimut del cuerpo celeste en el punto donde la tangente toca el arco del círculo de igual altura.

LA POS ICI ÓN D EL BU QUE S OBRE UNA LÍNEA O LÍNEA D E S UM NE R • SUMNER describió en su libro como lograr una posición

• •

fija de observaciones del Sol a diferentes horas al av an za r el cí rculo de igua l al tu ra más temprano a la ho ra de la seg und a obse rv ació n de acuerdo al movimiento del buque durante el intervalo (éste es el concepto de hacer nav eg ar una rect a de al tura ). También proporcionó instrucciones y ejemplos de cómo usar el Sol, una estrella fija, un planeta o la Luna solos o combinados para obtener una posición fija. Su método se expandió mundialmente desde 1843, y se conoce como Lín ea de SUMN ER o Líne a de Po si ció n (LDP) , aunque SUMNER lo llamara como “Mét odo de Cí rcul os de Igu al Alt ura” .

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • En 1875, el Capitán de la Marina francesa Adolph Laurent

•

•

•

Anatole Marcq de Blond de SAI NT-HI LAI RE , publicó su método basado en los mismos principios de SUMNER, pero conceptualmente distinto, mucho más sencillo, más preciso y con menos restricciones que los dos anteriores. El mismo se basa el trazado de una línea de posición, a partir de un “pu nto de ter min an te ”. Para obtener dicho punto, y a partir de la posición estimada, se calcula la altura con la que “debería verse el astro” de encontrarse en dicha posición. Paralelamente se obtiene la altura real del astro y se la compara con la que se calculó, determinando así la distancia a la que el buque se encuentra del punto “supuesto”. Habiendo calculado además (matemáticamente) el azimut al astro, simplemente se traza una línea con dirección azimutal al astro en cuestión, se ubica en ella el punto determinante (resultado de la diferencia entre la altura calculada y la verdadera). La recta de altura resultante será la perpendicular a la dirección al astro que pasa por el punto determinante.

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • Marcq de Blond de SAI NT-

•

HI LAI RE , publicó los elementos exactos de su método entre 1873 y 1875 mientras era el Capitán del Buque Escuela “Renommée”. SAI NT-HI LAI RE publicó sus instrucciones y una evaluación exacta de las técnicas de navegación en dos artículos en la Re vue Marit ime et Col oni ale . El primero: “Note sur la Détermi nati on du Poi nt ” en 1873 y el segundo: “Calcul du Poi nt Ob serv é ” en dos partes en 1875.

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • En

•

•

la prime ra nota provee in st rucci ones det al la da s sobre los mét odos para establecer una posición sobre una carta náutica que se usaban en la Marina francesa a comienzo de la década de 1870, reconoce las bases exactas de su nuevo método sin haber completado los elementos. Expresa que los errores de cualquier tipo en la Línea de posición podían ser corregidos, moviendo la Línea de Posición desde o hacia la posi ción geo gr áfica (PsA ) a lo largo del azimut una distancia en millas náuticas igual al error conocido. Esto se discutía en esa época, pero la contribución de Sai nt -Hi lai re fue reconocer que el mismo concepto se podía aplicar a la diferencia entre la al tu ra obse rvad a de un astro y la alt ura cal cu lad a desde una posición asumida para determinar la verdadera línea de posición.

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • En su seg un do art ículo , Saint-Hilaire comienza con una

•

descripción concisa de su método de “al turas est imadas ”. Describe su método para calcular los resultados de una simple observación basada en la diferencia entre la altura observada de un astro, y la altura y un azimut que podrían haber sido observados en una posición estimada a la hora de la observación. Resume la técnica como sigue: – “… para calcular una observación, realice el cálculo de la altura (He) y el azimut (Ze) de un cuerpo celeste para la posición estimada (Pe) y la hora de la observación. Sustraje la altura estimada de la altura observada (Ho – He). Considere la diferencia como un desplazamiento del buque. El rumbo es dado por el azimut y la distancia está dada por la diferencia en altura. Se corrige la posición (Pe’) a lo largo de esta línea.”

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE Usa nd o las a not aci one s d e Sa in t-H ilai re: • A es la Po si ci ón Geo gr áf ica (PG

•

o PsA) del cuerpo celeste; P es el Polo; Z es el azimut del cuerpo celeste; e es la Posición estimada; Ho es la altura observada del cuerpo celeste; He es la altura del cuerpo celeste calculada para la posición estimada; Ho – He es la diferencia en alturas, en este caso la altura observada es mayor que la • El “méthod e du poi nt altura estimada y la posición rap pr oc hé” de Saintobservada e’ , está hacia el PG a lo Hilaire puede traducirse largo de la línea del azimut; cc es la como “el métod o para Línea de Posición trazada desde e’ encon trar la pos ición perpendicular al azimut. más ce rcana a la QQ es el Ecuador. pos ición verd adera ”

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • El “mé todo de la tan ge nte de Sai nt Hil ai re ” se

•

•

convirtió luego de varios años en el más utilizado por los navegantes de todo el mundo, por su precisión y facilidad de cálculo. El otro término moderno usado para describir el método de Saint-Hilaire es el “Mé todo de In ter cep taci ón o In ter cep t Me th od ”, que es un término matemático inglés y no se encuentra en francés. En este contexto, el término se aplica a la distancia a lo largo del azimut limitada en un extremo por la posición estimada y en el otro extremo por la posición observada, específicamente Ho – He , expresada en millas náuticas. Muchas publicaciones lo refieren como el “Mét odo de Mar cq de Sain t-Hi lai re ”

RE CTA DE AL TU RA TANGENT E DE SA INT -HILAIRE • Se tiene una posición estimada (Pe) de coordenadas (φe

•

y λe), se toma una posición aproximada (φa y λa). Con esta posición aproximada se calcula la altura (hc) y el azimut verdadero (Az) que debería tener el astro para esa posición aproximada. Luego se compara la altura verdadera (hv) con la altura calculada (hc) y se obtiene la diferencia de alturas (Δh), que a partir del punto aproximado permite el trazado de la recta de altura correspondiente que resultara tangente al círculo de igual altura. se n h = se n δ. se n φ + cos δ. cos φ. co s t sen Az = cos δ. sen t /co s h co s Az = (se n δ - sen φ. se n h)/co s φ.co s h

MÉTODO DE SAI NT -HIL AI RE • Se han editado tablas de todo tipo a los efectos de resolver las •

•

•

ecuaciones del triángulo de posición, necesarias para el trazado de la recta de altura por el método de Saint-Hilaire. Las tablas de cálculo más conocidas son las que edita el National Imagery and Mapping Agency (NIMA ) de los Estados Unidos, en sus formatos para la navegación marítima (Pub. Nº 229) y para la navegación aérea (Pub. Nº 249), aunque pueden encontrarse además tablas publicadas por otros servicios a los mismos efectos. Una tabla interesante de conocer es la de “AG ETON ”, sumamente práctica que está presentada en un solo volumen y de tamaño reducido, ideal para llevar a bordo. La desventaja que tiene es que hay que aprender el método, y la interpolación no es del todo sencilla. Aparecieron, hace algunos años, calculadoras electrónicas diseñadas especialmente para resolver las fórmulas del triángulo de posición (Tamay a ). Esto último carece de sentido en la actualidad, ya que lo mismo puede hacerse con cualquier calculadora científica programable.

SE XTANTE MARI NO Pr opó sit o en Navegac ión

• Un sextante se usa para determinar la altura instrumental (hs) de un astro o cuerpo celeste.

RECTAS D E ALTURA DE LAS OBSE RVACI ONES AS TR ONÓ MCIAS

• El propósito de realizar observaciones con el

sextante es: – Obtener una lí nea de po sic ión (LDP) astr onó mic a después convertir la hs (al tura obs erva da topoc éntr ic a ) en la hv (al tura verda de ra geoc én tric a ),

• Buscar los datos en el Almanaque Náutico y • Realizar un cálculo simple.

Sextante marino (con anotaciones)

DE MOSTR AC IÓN DEL PR INCIPIO ÓPTICO DEL SE XTA NTE B=2A A = Ángulo entre Espejos B = Ángulo entre las direcciones del rayo de luz

1 = Ángulo de la Primera Incidencia

1

2 = Ángulo de la Segunda Incidencia

2 HORIZONTE

B

A

B + 2 + 2 + (90º -1) + (90º -1) = 180º

A + (90º +2) + (90º - 1) = 180º

B+2+2-1-1=0

A+2–1=0

B = 2.1 – 2.2

A=1-2

B = 2 (1 -2)

40 0 AÑO S DE L AS DO S PR IM ER AS L EYES DE K EPLE R

• En 1609, Johannes KEPLER enunció las dos

primeras de las tres leyes del movimiento planetario.

• Pr im era Le y de Keple r: Los planetas describen órbitas de forma elíptica con el Sol ubicado en uno de los focos de la elipse.

PRIME RA L EY DE K EPLE R Efecto: • La distancia entre la Tierra y el Sol no permanece constante. La distancia varía durante el movimiento de traslación. Co nse cu en ci a: • El diámetro aparente del Sol varía en forma inversa a la distancia Tierra-Sol.

PRIME RA L EY DE K EPLE R • Cuando la Tierra se acerca al Sol, su diámetro aparente aumenta. • Al alejarse la Tierra del Sol, el diámetro aparente disminuye. • El diámetro máximo del Sol visto desde la Tierra se produce durante el perihelio (32',6) y el diámetro mínimo ocurre en el afelio (31',6). • En el Almanaque Náutico se encuentran tabulados en la parte inferior de las páginas diarias impares, los valores del semidiámetro (SD) del Sol para cada tres días.

La elipse de la órbita terrestre afelio

perihelio

Circunferencia

• •

El perihelio es la posición, en la órbita de un astro que se traslada alrededor del Sol, en donde la distancia al Sol es mínima. El afelio es la posición, en la órbita de un astro que se traslada alrededor del Sol, en donde la distancia al Sol es máxima.

LA Ó RBI TA TER RESTR E • Debido a que la distancia varía, se estableció una unidad de medida de la distancia Tierra-Sol: La Unidad Astronómica (UA) es la distancia media entre la Tierra y el Sol. • Semieje mayor = 149.597.870 km. Esto implica que la luz desde la superficie del Sol demora 499 segundos en llegar a la Tierra. • Excentricidad: e = 0,0167 ⇒ la Tierra recibe 6,9% más de radiación solar en perihelio que en afelio. • El perihelio ocurre cerca del 4 enero y el afelio cerca del 3 de julio. • Las estaciones no se deben a la órbita elíptica.

VA RIACIÓN D EL DI AMETRO APARENTE DE L SO L • Como las observaciones del Sol se realizan en los bordes (limbo superior e inferior), es necesario tener en cuenta el semidiámetro para obtener la altura con respecto al centro del Sol, ya que las coordenadas del Sol se computan con respecto a su centro.

• Las tablas combinadas (refracción, semidiámetro y paralaje del Sol) de corrección de las alturas del Sol se dividen en dos columnas que corresponden a dos pe río dos : oct ubr e- ma rzo (mayor diámetro aparente) y abr ilset iemb re (menor diámetro aparente).

ÓRB ITA L UNAR • Las leyes enunciadas en el siglo XVII, tienen aplicación para cualquier otro cuerpo celeste que orbite alrededor de otro. • Lo mismo ocurre para el caso de la Luna (otro astro utilizado en navegación astronómica). • Cada mes lunar, el diámetro aparente de la Luna varía entre el Perigeo (33',67) y el Apogeo (29',94). • Las observaciones de la Luna se realizan en los bordes (limbo superior e inferior), por lo que es necesario tener en cuenta el semidiámetro para obtener la altura con respecto al centro de la Luna en que se computan los datos posicionales. • Las tablas superiores de corrección de la altura de la Luna combinan la refracción y el semidiámetro.

SEG UND A L EY D E KE PLER • Segun da Ley de Kepl er : El radiovector que une el Planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

• Expli cac ión: Si las áreas

de los sectores de elipse dibujados son iguales, las distancias (12, 34, 56 y 78) que son diferentes, son recorridas en igual tiempo, por tanto las velocidades orbitales del planeta son variables y diferentes.

7

8

6 1 2 5

3

4

SEG UND A L EY D E KE PLER

Ef ect o:

• La velocidad con que se mueve la Tierra alrededor del Sol no es constante y varía, siendo mayor la velocidad cuando está más cerca del Sol y menor cuando está más alejado del Sol. El observador ubicado en la superficie de la Tierra no percibe el movimiento del planeta, y observa el movimiento aparente diario y además el movimiento aparente anual del Sol sobre la Esfera Celeste.

Co ns ecu en cia s:

• La duración de las estaciones en ambos hemisferios son diferentes, por ejemplo el verano en el Hemisferio Norte (cuando la Tierra se mueve más despacio en su órbita) dura más que el verano en el Hemisferio Sur (cuando se mueve más rápido). • El Sol verd adero rige la vida en nuestro planeta, pero debido a que su movimiento aparente no es constante no sir ve para medir el ti emp o . Por esta razón se han inventado los Soles ficticios medios. • Las coordenadas tabuladas de los demás astros del Sistema Solar empleados en navegación, deben tener pequeñas correcciones (factor v ) con respecto a las estrellas debido a su movimiento no constante.

IDENTIFICACION D E L OS CUERPOS CE LES TES • Para resolver el Triá ngulo de Pos ición , el navegante debe conocer cual es el •

•

•

astro que observó, a fin de poder obtener, entrando en el Almanaque Náutico, el Ángulo Horario en Greenwich (AHG) y la Declinación (Dec) del astro. No hay dificultades para el reconocimiento del Sol y de la Luna; pero la identificación de estrellas y planetas puede representar un problema. Ambos tipos de astros aparecerán como fuentes puntiformes de luz, siendo las únicas diferencias entre ellos la posición, el brillo y, de modo mucho menos notable, el color de la luz emitida o reflejada. El procedimiento normal para la identificación de estrellas y planetas consiste en seleccionar, anticipadamente, un determinado número de esos astros, convenientes para observación, localizados de manera tal que las rectas de altura obtenidas produzcan una buena posición astronómica. Por eso, el navegante generalmente organiza con anticipación el programa de observaciones para las observaciones crepusculares, computando los Azimutes y alturas previstos de los astros que observará para la determinación de la posición del buque, a fin de identificarlos rápida y correctamente.

PR OCES OS DE IDE NTI FICACIÓN D E AS TR OS

• Un requisito básico de la Nave ga ció n

Astr onó mic a es la capacidad de identificar correctamente los astros observados para la determinación de la posición. • Esto no es difícil, pues es relativamente pequeño el número de astros normalmente utilizados en navegación y porque existen diversos auxilios disponibles para ayudar en la identificación.

PR OCES OS DE IDE NTI FICACIÓN D E AS TR OS • Entre otros, se consideran los siguientes mé todos

de id enti fi cación de a str os : a. Visualmente, usando ali neami entos en el ci elo; b. Utilizando Car ta s o Map as Celest es; c. Empleando Ident if ica dores de Es trel la s (“Star Finder and Identifier”); y d. Usando Tab las especia les (como la PUB. 249 Volumen I). e. Usando programas informáticos adecuados. f. Empleando un Modelo de la Esfera Celeste llamado Esfera Náutica.

PLAN D E O BSE RVAC IO NES DE L CIELO Y S EL ECCI ÓN D E L OS AST ROS PLAN D E OB SERVA CIONES DEL CIELO

• El objeto es elegir estrellas y/o planetas que

se encuentren entre 15º hasta 70º encima del horizonte y sean visibles desde la ubicación del observador. • Los astros deben tener un azimut que difiera al menos 30º (o su recíproco al menos 30º) uno de cada otro. • Debe haber suficiente distancia desde la posición del observador para ver el horizonte natural.

SE LECCI ONA ND O ASTR OS: • Exis ten var io s método s par a pre pa ra r un Pla n de Obs erva ció n: – Esf era N áut ic a – Aplic acio ne s de PC – Mapa s E stelares – Bus cador de Est rell as – Lo cal iza dor de estrell as y pla ne tas

SEL EC CI ONAND O ASTR OS La Es fera Náu ti ca: varios modelos • Existen confeccionados en base a las Coordenadas Ecuatoriales Absolutas y que en algún caso incorporan las Coordenadas Horizontales.

SEL EC CI ONAND O ASTR OS AP LIC AC IO NES DE PC : • Ex isten vari os prog ramas • • • • • •

o

páginas

web

que

se

recomi endan: El NAVPAC 2 (Compact Data for Navigation and Astronomy) puede emplearse en las más simples PC. Se puede consultar la página web del Observatorio Naval de los EE.UU. (USNO) llamada “Celestial Navigation Data for Assumed Position and Time” en http://aa.usno.navy.mil/data/docs/celnavtable.php El PC Astro-Navigator o PC Navigator & Expert Astronomer. Los programas SkyMap o SkyGlobe también proveen una información planetaria del cielo para distintos sitios, existen algunas en versiones freeware o shareware. Se puede bajar sin costo el Navigator Light 32 de la página http:/www.tecepe.com.br/nav En cada uno se entra la posición estimada, la HMG y la Fecha de Greenwich (o la hora/fecha local y el DZ), luego de obtener los datos de altura y azimut de los astros se puede tener que confeccionar el diagrama correspondiente.

MAPAS E STEL AR ES

MAPAS E STEL AR ES

SELE CC IO NA NDO AS TROS BUS CAD OR DE EST RELLAS O RU DE ST AR FINDER : • El modelo 2102-D está disponible en muchos sitios náuticos.

LO CAL IZADOR D E E STR ELL AS Y P LANE TAS • Está ba sad o en un Buscad or de Est rel las pa ra una la tit ud esp ecíf ica.

Práctica de Plan de Observación: • Como ayuda para la identificación de los astros el alumno puede desear transponer determinadas posiciones a la carta estelar en blanco.

• No se requiere a

medida que el alumno gana experiencia y práctica

IDENTIFICACION D E L OS CUERPOS CE LES TES • Ocasionalmente, el navegante observa una estrella o planeta desconocido

•

(cuyo reconocimiento no es posible en el momento en que se toma la altura), que debe ser identificado a posteriori, para posibilitar el cálculo de la recta de altura. Eso ocurre, en general, cuando, por las condiciones especiales de la atmósfera, no se tienen constelaciones de referencia a la vista y el astro aparece repentinamente en una abertura en el cielo. Tomando la altura de ese astro, marcando su Azimut con el compás, registrando la hora de la observación y la posición estimada del momento, se tienen los elementos para identificarlo, como se mostrará más adelante. Muchos navegantes experimentados se enorgullecen de su habilidad para localizar e identificar las principales estrellas y los planetas utilizados en Navegación Astronómica.

ID ENT IFIC ACI ON DE LOS CUE RPO S C ELESTES • En Navegación Astronómica, el Sol, la Luna,

los 4 planetas y las 58 estrellas se usan para obtener líneas de posición (LDP) astronómicas o Rectas de Altura. • El astro más comúnmente usado es el Sol . • Cuando es posible, el navegante debe realizar observaciones del Sol de ma ñana , al medi odí a y de tar de .

ID ENT IFIC ACI ON DE LOS CUE RPO S C ELESTES • La

Lu na es el siguiente astro frecuentemente visto. • En unos pocos días de cada mes, el Sol y la Luna pueden ser visto ambos con lo cual se genera la oportunidad de una fija en horas diurnas. • El Sol y la Luna pueden ambos ser encontrados aún con el cielo nublado.

ESTR ELL AS • Debido al movimiento de la Tierra alrededor delº • •

Sol, las estrellas diariamente se mueven 1º aproximadamente más hacia occidente en el cielo. Por lo tanto, algunas estrellas que son visibles en el crepúsculo en la Primavera no serán visibles en el Otoño. Por otro lado, las estrellas de Cruz del Sur son visibles durante todo el año desde la latitud de Uruguay; y las estrellas de la Osa Menor son invisibles durante todo el año.

NU ESTRO S ISTEMA

PLANETARIO

PLANETAS • La palabra “planeta” proviene de la palabra • •

griega que significa vagabundo, llamado así porque ellos parecen moverse entre las estrellas. Los planetas se ven que no tienen ninguna relación fija con otras estrellas o con otros planetas. Los planetas varían en brillo dependiendo de su distancia al Sol y su relación angular (elongación) al Sol y la Tierra.

PLANETAS • Los pl aneta s varían de brillo aparente debido a su distancia y posiciones relativas variables a la Tierra (similar a las fases de la Luna) – – –

Venus, tan brillante como -4,6 Sol -27 Luna -11

• La Magnitud actual de los planetas se tabulan

encima de las páginas diarias izquierdas del Almanaque Náutico

PL ANE TAS : • Mercurio, aunque brillante, está tan cerca del Sol y se observa también muy cerca del horizonte; por lo que no es un planeta de navegación

• Venus, el más brillante astro excepto el Sol y la Luna - su símbolo se asemeja a un espejo estilizado • Marte, de color rojizo - su símbolo es un escudo estilizado y una lanza • Júpiter - su símbolo es una saeta luminosa estilizada • Saturno - su símbolo es una guadaña estilizada

• Urano y Neptuno son demasiado débiles

BR IL LO D E L OS A STR OS • Las estrellas esencialmente tienen un grado

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constante de brillo pero titilan debido a su gran distancia a la Tierra y a la acción de la atmósfera terrestre. Los planetas son generalmente más brillante que las estrellas, pero existen casos de algunas estrellas como Sirius que pueden ser más brillantes que algunos planetas. Debido a la proximidad de los planetas a la Tierra, ellos no “titilan” como las estrellas.

MITOLOGÍ AS • La expresión “lucero del alba o estrella matutina” • •

actualmente se refiere al planeta más brilllante (Venus) en el cielo oriental justo antes de la Salida del Sol. Similarmente se le llama el “lucero vespertino o la estrella vespertina” en el cielo occidental justo después de la Puesta del Sol. Mientras muchas civilizaciones tienen tradiciones populares que conectan la configuración de grupos de estrellas con caracteres y animales míticos, se requiere una mente creativa para hacer coincidir el nombre de la constelación con la imagen visual que se aprecia.

CONSTEL ACI ONES • Hay •

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88 grupos de constelaciones. Muchos nombres son de origen árabe ya que fueron los Árabes que conservaron y extendieron la Ciencia Clásica durante la Edad Media. Los alumnos deberán tratar de aprender tantas muchas constelaciones y estrellas como puedan ver en este hemisferio y más si intentan navegan hacia el Norte.

ESTR EL LAS • De las 6.000 estrellas visibles a

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simple vista, las 57 más brillantes se han seleccionado como estrellas de navegación más Polaris debido a su ubicación cerca del Polo Norte. El Almanaque Náutico lista las estrellas alfabéticamente y por Ángulo Horario Sidéreo (AHS). También se tabulan por su brillo o magnitud aparente.

ES TREL LA S Las estrellas de navegación enlistadas en orden alfabético y por el Án gul o Ho rario Sid éreo (AHS) como se encuentran en las páginas amarillas en el Almanaque Náutico.

LISTA D E L AS ESTR EL LAS • Desde Montevideo en latitud 35º S, se

pueden ver las estrellas hasta la Declinación 55º N al menos por algunos pocos días en el año. • Como no se desea realizar observaciones de astros con menos de 15º de altura, la lista de las estrellas visibles se reduce desde Montevideo a aquellas con declinación inferior a Declinación 40º N o sea a 48 estrellas, y no las 58.

LISTA D E L AS ESTR EL LAS • La columna encabezada por “Mag” se refiere a la • •

ma gn it ud o bri llo apa rent e del astro Esta es una escala logarítmica arbitraria en que la diferencia de 5 magnitudes corresponde a un factor en intensidad de 100 veces. Los objetos más brillantes tiene magnitudes negativas (Sirius -1.6) y las menos brillantes estrellas de navegación tienen magnitudes menores hasta 3,1 (Acamar)