LEYES DE KEPLER II

LEYES DE KEPLER.

Las leyes de Kepler

Estas leyes han tenido un significado especial en el estudio de los astros, ya que permitieron describir su movimiento; fueron deducidas empíricamente por Johannes Kepler (1571-1630) a partir del estudio del movimiento de los planetas, para lo cual se sirvió de las precisas observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601). Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de Gravitación Universal.

La primera de estas leyes puede enunciarse de la siguiente manera:
Los planetas en su desplazamiento alrededor del Sol describen elipses, con el Sol ubicado en uno de sus focos.Debe tenerse en cuenta que las elipses planetarias son muy poco excéntricas (es decir, la figura se aparta poco de la circunferencia) y la diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra, por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de km, mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de km.

La segunda ley, puede expresarse como:
Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.Esta ley implica que el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales; esto indica que la velocidad orbital es variable a lo largo de la trayectoria del astro siendo máxima en el perihelio y mínima en el afelio (la velocidad del astro sería constante si la órbita fuera un círculo perfecto). Por ejemplo, la Tierra viaja a 30,75 km/seg en el perihelio y "rebaja" a 28,76 en el afelio.

La tercera ley, finalmente, dice que:
El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.
Pero esto sólo es válido si la masa de cada uno de los planetas es despreciable en comparación al Sol. Si se quisiera calcular el período de revolución de astros de otro sistema planetario, se debería aplicar otra expresión comúnmente denominada tercera ley de Kepler generalizada.
Esta ley generalizada tiene en cuenta la masa del planeta y extiende la tercera ley clásica a los sistemas planetarios con una estrella central de masa diferente a la del Sol.

LOS EPICICLOS.

LOS EPICICLOS...
El epiciclo era el modelo geométrico ideado para explicar las variaciones de velocidad y dirección del movimiento aparente de los planetas. Fue diseñado por Apolonio de Perge a finales del siglo tercero a. C. En él se basaría el astrónomo Claudio Ptolomeo para elaborar su versión de la teoría geocéntrica.
Con la mejora de las observaciones, se necesitó añadir más círculos al modelo para adecuarlo, haciéndolo impracticable. Con el advenimiento de la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico y la explicación del movimiento planetario en órbitas elípticas, porJohannes Kepler, quedó obsoleto el modelo de los epiciclos.

ELEMENTOS BÁSICOS DEL SISTEMA...
El planeta se mueve sobre el epiciclo (circunferencia pequeña de trazos), cuyo centro a su vez se mueve sobre el deferente (circunferencia grande de trazos).
El centro del deferente es X, pero el movimiento angular del epiciclo es aparentemente acorde sólo respecto al punto (·) que es el ecuante.
El deferente es el recorrido circular que describe el centro del epiciclo.
El ecuante es el punto en torno al cual se mueve el planeta en su trayectoria, aparentemente.
Para explicar la irregularidad del movimiento de los planetas, Ptolomeo afirmaba que si desde la Tierra la velocidad planetaria no parece ser regular, sí lo era desde el punto ecuante.

FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR.

ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL SISTEMA SOLAR

Contribuciones de los antiguos sabios griegos al conocimiento del mundo.

 Afirma que la tierra es cilíndrica, tres veces más ancha que profunda y únicamente con la parte superior habitada; esta Tierra está aislada en el espacio. El cielo es una esfera en el centro de la cual se sostiene, sin soportes, nuestro cilindro. Los astros pertenecen a ruedas tubulares opacas que contienen fuego y en las cuales, en ciertos puntos, un agujero deja ver ese fuego. Esas ruedas giran alrededor del cilindro terrestre: Primera noción del círculo en cosmología. Los eclipses y las fases de la Luna resultan de la obturación de sus respectivos agujeros. Además, las estrellas estaban más cerca de la Luna y el Sol.

Le atribuye al Sol el tamaño de un pie humano y ve en él una antorcha divina que nace y muere cada día. Al mismo tiempo, hace girar sobre si misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo.

• Heráclides (500 a.C.)

• Tales

Atribuye forma esférica a la Tierra y a todos los astros del cielo, considerando a nuestro planeta un cuerpo de segunda importancia que no esta en reposo en el centro del universo.

• Anaxágoras (450 a.C.)

Dice que los planetas y la Luna son cuerpos sólidos como la Tierra, lanzados al espacio como proyectiles; da la teoría exacta de los eclipses de Luna por inmersión en la sombra de la Tierra: primera teoría de un fenómeno astronómico por una relación entre los astros.

• Filolao (410 a.C.)

Dice que el centro del mundo está ocupado por un cierto “fuego”; el Sol gira en un año en torno a ese fuego central en una órbita más lejana. Alrededor del fuego, rota un planeta desconocido: la “Anti-Tierra”, luego viene la Tierra, describiendo un circulo alrededor del fuego en 24 horas, pero volviendo siempre la misma cara al exterior. Más lejos coloca a la Luna, al Sol y luego a los planetas en el siguiente orden: Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno.

• Heráclides del Ponto (373 a.C.)

Dice que la tierra gira sobre sí misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo. También señaló que Venus gira alrededor del Sol y en torno a la Tierra, reafirmando que a veces, Venus se halla más cerca y otras más lejos de nosotros.

Diferencias entre un modelo geocéntrico y otro heliocéntrico.   Teoría geocéntrica es una antigua teoría de ubicación de la Tierra en el Universo. Coloca la Tierra en el centro del Universo, y los astros, incluido el Sol, girando alrededor de ella (Geo: Tierra; centrismo: centro). Creer que la Tierra es el centro del universo es la opinión obvia de quien no se plantea hallar una solución a los problemas que presentan los movimientos de los cuerpos celestes, esto es, los movimientos de los planetas.La Teoría heliocéntrica es la que aprueba que la Tierra y los demás planetas giran alrededor del Sol. El heliocentrismo, fue propuesto en la antigüedad por el griego Aristarco de Samos, quien se basó en medidas sencillas de la distancia entre la Tierra y el Sol, determinando un tamaño mucho mayor para el Sol que para la Tierra. Por esta razón, Aristarco propuso que era la Tierra la que giraba alrededor del Sol y no a la inversa, como sostenía la teoría geocéntrica de Ptolomeo e Hiparco, comúnmente aceptada en esa época y en los siglos siguientes, acorde con la visión antropocéntrica imperante.

Principal contribución de Ptolomeo

 Su aportación fundamental fue su modelo del Universo: creía que la Tierra estaba inmóvil y ocupaba el centro del Universo, y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, giraban a su alrededor. A pesar de ello, mediante el modelo del epiciclo-deferente, cuya invención se atribuye a Apolonio, trató de resolver geométricamente los dos grandes problemas del movimiento planetario:a.- La retrogradación de los planetas y su aumento de brillo, mientras retrogradan.b.- La distinta duración de las revoluciones siderales.

¿Cómo se explican mediante la teoría de los epiciclos, “los rizos “que los planetastrazan en el cielo terrestre?
“Los rizos que los planetas trazan en el cielo terrestre”, explicación mediante la teoría de los epiciclos.   Mediante la teoría de los epiciclos se deducía que el “rizo” mediante la combinación de los movimientos de las dos esferas interiores de las cuatro que poseía cada planeta.

Ideas más importantes del Sistema de Copérnico
Las ideas principales de su teoría son:• Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos ciclos (epiciclos).• El centro del universo se encuentra cerca del Sol.• Orbitando el Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter, Saturno.• Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del Sol.• La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje.• El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra.• La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas.


Apropiación de las ideas de Copérnico.
En aquella época resultó difícil que los científicos lo aceptaran, ya que suponía una auténtica revolución. En una epístola fechada de noviembre de 1536, el arzobispo de Capua, Nikolaus Cardinal von Schönberg, pidió a Copérnico comunicar más ampliamente sus ideas y solicitó una copia para sí. Algunos han sugerido que esta carta pudo haber hecho a Copérnico sospechoso al publicar, mientras que otros han sugerido que esto indicaba el deseo de la Iglesia de asegurarse que sus ideas fueran publicadas. A pesar de la presión ejercida por parte de diversos grupos, Copérnico retrasó la publicación de su libro, tal vez por miedo al criticismo. Algunos historiadores consideran que de ser así, estaba más preocupado por el impacto en el mundo científico que en el religioso.



¿Cómo se explican mediante la teoría de los epiciclos, “los rizos “que los planetastrazan en el cielo terrestre?“Los rizos que los planetas trazan en el cielo terrestre”, explicación mediante la teoría de los epiciclos.   Mediante la teoría de los epiciclos se deducía que el “rizo” mediante la combinación de los movimientos de las dos esferas interiores de las cuatro que poseía cada planeta.
Ideas más importantes del Sistema de CopérnicoLas ideas principales de su teoría son:• Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos ciclos (epiciclos).• El centro del universo se encuentra cerca del Sol.• Orbitando el Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter, Saturno.• Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del Sol.• La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje.• El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra.• La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas.

Sistema de Brahe Esquema de Brahe y comparación con el de Copérnico y Ptolomeo.• Sistema de Brahe.El sistema del Universo que presenta Tycho es una transición entre la teoría geocéntrica de Ptolomeo y la teoría heliocéntrica de Copérnico. En la teoría de Tycho, el Sol y la Luna giran alrededor de la Tierra inmóvil, mientras que Marte, Mercurio, Venus, Júpiter y Saturno girarían alrededor del Sol.Brahe estaba convencido que la Tierra permanecía estática en relación al Universo porque, si así no fuera, debería poder apreciarse los movimientos aparentes de las estrellas. Sin embargo, aunque tal efecto existe realmente y se denomina paralaje, la razón por la cual no lo comprobó es que no puede ser detectado con observaciones visuales directas. Las estrellas están mucho más lejos de lo que se pensaba razonable en la época de Tycho Brahe.La teoría de Tycho Brahe es parcialmente correcta. Habitualmente se considera a la tierra girando alrededor del sol porque se toma como punto de referencia a éste último. Pero si se considera la tierra como referencia, el sol gira en torno a la tierra, así como la luna. No obstante Tycho Brahe pensaba que la orbita de los mismos era circular, cuando en realidad son elipses. La forma de la orbitas fue propuesta por Kepler en su primera ley, basándose en las observaciones de Tycho Brahe.En los años siguientes a las observaciones de las fases de Venus por Galileo en 1610, la Iglesia Católica abandonaría el sistema geocéntrico de Ptolomeo, y adoptaría el sistema de Tycho Brahe como su concepción oficial del Universo.

 

• Sistema de Copérnico. La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se inclinaba sobre su eje (como un trompo). Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas. Por otra parte, esta teoría heliocéntrica tenía la ventaja de poder explicar los cambios diarios y anuales del Sol y las estrellas, así como el aparente movimiento retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno, y la razón por la que Venus y Mercurio nunca se alejaban más allá de una distancia determinada del Sol. Esta teoría también sostenía que la esfera exterior de las estrellas fijas era estacionaria.• Sistema de Ptolomeo. Según dicho sistema, la Tierra se encuentra situada en el centro del Universo y el sol, la luna y los planetas giran en torno a ella arrastrados por una gran esfera llamada "primum movile", mientras que la Tierra es esférica y estacionaria. Las estrellas están situadas en posiciones fijas sobre la superficie de dicha esfera. También, y según la teoría de Ptolomeo, el Sol, la Luna y los planetas están dotados además de movimientos propios adicionales que se suman al del primun movile. Ptolomeo afirma que los planetas describen órbitas circulares llamadas epiciclos alrededor de puntos centrales que a su vez orbitan de forma excéntrica alrededor de la Tierra. Por tanto la totalidad de los cuerpos celestes describen órbitas perfectamente circulares, aunque las trayectorias aparentes se justifican por las excentricidades.

Reflexión acerca de las palabras de Albert Einstein sobre el trabajo de kepler…

”los trabajos de Kepler muestran que el conocimiento no puede derivarúnicamente de la experiencia.Es necesaria la comparación de lo que el espíritu ha concebido con lo que haobservado…”  A partir de los trabajos de Kepler, Einstein sostiene que el conocimiento no deriva sólo de la experiencia científica sino que debe haber una unión entre lo que el espíritu intuye con lo que se observa. 
Principales aportes de Tycho Brahe a la astronomía de su época y la influencia de su trabajo en el de Kepler.Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe anteriores al telescopio, le permitieron medir las posiciones de las estrellas y los planetas con una precisión muy superior a la de la época. Tycho también trabajó en la predicción del tiempo, realizó interpretaciones astrológicas de la supernova de 1572 y del cometa de 1577, y escribió cartas astrales para sus patrones, Federico II y Rodolfo II.Atraído por la fama de Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo para trabajar junto a él en Praga. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles.Tras la muerte de Brahe las medidas sobre la posición de los planetas pasaron a posesión de Kepler, y las medidas del movimiento de Marte, en particular de su movimiento retrógrado, fueron esenciales para que pudiera formular las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas.
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los focos de la elipse.Después de ese importante salto, en donde por primera vez los hechos se anteponían a los deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedicó simplemente a observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley.Es importante señalar la importancia histórica de las leyes de Kepler como descripción cinemática del movimiento de los planetas. Cómo la dinámica del movimiento circular uniforme y la tercera ley de Kepler aplicadas al movimiento de la Luna condujeron a Newton a formular la ley de la Gravitación Universal, fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancias, y a identificar como de la misma naturaleza las causas del movimiento de la Luna en torno a la Tierra y de la caída de los cuerpos en su superficie.

Importancia del estudio de los astros y la utilización del telescopio deGalileo. Principales pruebas y observaciones aportadas por Galileo para verificar la teoría heliocéntrica de Copérnico
- Principales pruebas y observaciones de Galileo para verificar la teoría heliocéntrica.• Montañas en la Luna. Fue el primer descubrimiento de Galileo con ayuda del telescopio, publicado en el Sidereus Nuncius en 1609. Con él refuta la tesis aristotélica de que los cielos son perfectos, y en particular la Luna una esfera lisa e inmutable. Frente a eso, Galileo presenta numerosos dibujos de sus observaciones, e incluso estimaciones de la altura de montañas, si bien errados por realizar estimaciones incorrectas de la distancia de la Luna.• Nuevas estrellas. Fue el segundo descubrimiento de Galileo, también publicado en el Sidereus Nuncius. Observó que el número de estrellas visibles con el telescopio se duplicaba. Además, no aumentaban de tamaño, cosa que sí ocurría con los planetas, el Sol y la Luna. Esta imposibilidad de aumentar el tamaño era una prueba de la hipótesis de Copérnico de la existencia de un enorme hueco entre Saturno y las estrellas fijas. Esta prueba refutaba el mejor argumento a favor del sistema ptolemaico, a saber que de ser cierta la teoría copernicana, debería observarse la paralaje, o diferencia de posiciones de las estrellas dependiendo de lugar de la Tierra en su órbita. Así, debido a la enorme lejanía de las mismas en relación al tamaño de la órbita no era posible apreciar dicha paralaje.• Satélites de Júpiter. Probablemente el descubrimiento más famoso de Galileo. Lo realizó el 7 de enero de 1610, y provocó una conmoción en toda Europa. Cristóbal Clavio, astrónomo del Colegio Romano de los jesuitas, afirmó: “Todo el sistema de los cielos ha quedado destruido y debe arreglarse”. Era una importante prueba de que no todos los cuerpos celestes giraban en torno a La Tierra, pues ahí había cuatro planetas (en la concepción de planetas que entonces se concebía, que incluía la Luna y el Sol) que lo hacían en torno a Júpiter.• Manchas solares (primera prueba). Otro descubrimiento que refutaba la perfección de los cielos fue la observación de manchas en el Sol que tuvo lugar a finales de 1610 en Roma, si bien demoró su publicación hasta 1612.[] El jesuita Cristoph Scheiner, con el pesudónimo de Padre Apelles, se atribuye su descubrimiento e inicia una agria polémica argumentando que son planetoides que están entre el Sol y la Tierra. Por el contrario, Galileo demuestra, con la ayuda de la teoría matemática de los versenos que están en la superficie del Sol. Además, hace otro importante descubrimiento al mostrar que el Sol está en rotación, lo que sugiere que también la Tierra podría estarlo.• Las fases de Venus. Esta prueba es un magnífico ejemplo de aplicación del método científico, que Galileo usó por primera vez. La observación la hizo en 1610, aunque demoró su publicación hasta El Ensayador, aparecido en 1623, si bien para asegurar su autoría hizo circular un criptograma, anunciándolo de forma cifrada. Observó las fases, junto a una variación de tamaño, que son sólo compatibles con el hecho de que Venus gire alrededor del Sol, ya que presenta su menor tamaño cuando se encuentra en fase llena y el mayor, cuando se encuentra en la nueva; es decir, cuando está entre el Sol y la Tierra. Esta prueba refuta completamente el sistema de Ptolomeo que se volvió insostenible. A los jesuitas del Colegio Romano sólo les quedaba la opción de aceptar el sistema copernicano o buscar otra alternativa, lo que hicieron refugiándose en el sistema de Tycho Brahe, dándole una aceptación que hasta entonces nunca había tenido. Fases de Venus.• Argumento de las mareas. Presentada en la cuarta jornada del diálogo sobre los dos sistemas del mundo. Es un argumento brillante y propio del genio de Galileo, sin embargo, es el único de los que presenta que estaba equivocado. Según galileo, el movimiento rotatorio de la Tierra, al moverse en su traslación alrededor del Sol hace que los puntos situados en la superficie Tierra sufran aceleraciones y deceleraciones cada 12 horas, que serían las causantes de las mares. En esencia, el argumento es correcto, y esta fuerza existe en realidad, si bien su intensidad es muchísimo menor que la que Galileo calcula, y no es la causa de las mareas. El error proviene del desconocimiento de datos importantes como la distancia al Sol y la velocidad de la Tierra. Si bien estaba equivocado, Galileo desacreditó completamente la teoría del origen lunar de estas fuerzas por falta de explicación de su naturaleza, y del problema de explicación de la marea alta cuando la Luna está en sentido contrario, pues alega que la fuerza sería atractiva y repulsiva a la vez. Sería necesario esperar hasta Newton para resolver este problema, no sólo explicando el origen de la fuerza, sino también el cálculo diferencial para explicar el doble abultamiento. Pero, aún equivocada, situada en su contexto, la tesis de Galileo presentaba menos problemas y era más plausible en su explicación de las mareas.• Manchas solares (Segunda prueba). Nuevamente, en su gran obra, el diálogo sobre los sistemas del mundo, Galileo retoma el argumento de las manchas solares, convirtiéndolo en un poderoso argumento contra el sistema de Tycho Brahe, el único refugio que quedaba a los geocentristas. Galileo presenta la observación de que el eje de rotación del Sol está inclinado, lo que hace que la rotación de las manchas solares presente una variación estacional, un “bamboleo” en el giro de las mismas. Si bien los movimientos de las manchas se pueden atribuir al Sol o a la Tierra, pues geométricamente esto es equivalente, resulta que no es así físicamente, pues es necesario tener en cuenta las fuerzas que los producen. Si es la Tierra la que se mueve, Galileo indica que basta una explicación con movimientos inerciales: la Tierra en traslación, y el Sol en rotación. Por el contrario, si sólo se mueve el Sol, es necesario que éste esté realizando dos movimientos distintos a la vez, en torno también a dos ejes distintos, generados por motores sin ninguna plausabilidad física. Este argumento vuelve a ser una nueva prueba, junto a las fases de Venus, de carácter positivo y experimental que muestra el movimiento de la Tierra



   Comentario del trabajo de Newton y su valor en términos de teoría física, tanto para los fenómenos celestes como para los terrestres.
   El trabajo de Newton resulta sumamente útil a la hora analizar tanto los fenómenos terrestres como celestes, ya que con la ley de gravitación universal, se brinda una explicación clara sobre la atracción entre dos objetos, los cuales se encuentran a una distancia que puede ser menor o mayor. Esta ley se aplica para los fenómenos celestes y terrestre ya que explica que los objetos estén en órbita, y con respecto a la tierra explica que las personas seamos atraídas hacia el centro de esta.

Primera Ley de Kepler e importancia para la comprensión del Sistema Solar.

Importancia para el estudio de los astros, el telescopio de Galileo, principales pruebas y observaciones de Galileo para verificar la teoría heliocéntrica de Copérnico.La importancia para el estudio de los astros el telescopio de Galileo fue que: el Sol, considerado hasta entonces símbolo de perfección, tenía manchas. La Luna tenía una superficie irregular con valles y montañas. Saturno tenía unos apéndices extraños, etc. Pero sus observaciones más trascendentales fueron las que realizó de Júpiter. Demostró que este planeta estaba rodeado de lunas y era similar a un mini-sistema solar, lo que constituyó un poderoso argumento en favor del universo copernicano.

La epopeya del descubrimiento de Neptuno.

Neptuno fue descubierto probablemente 1846, pero no de la misma manera que los demás planetas del sistema solar. Los astrónomos no buscaron en el cielo con sus telescopios para encontrar a Neptuno. Ellos usaron las matemáticas.Neptuno es el octavo planeta en nuestro sistema solar. Poco después de su descubrimiento, Neptuno fue llamado, simplemente, "el planeta que le sigue a Urano" o "el planeta de Le Verrier".En la mayoría de los antiguos sellos cilíndricos que se han encontrado, los símbolos de determinados cuerpos celestes, miembros de nuestro sistema solar, aparecen por encima de las figuras de dioses o humanos, así que, cuando llegó el momento de nombrar este la demanda de un nombre mitológico parecía estar en consonancia con la nomenclatura de los otros planetas, con excepción de Urano los astrónomos escogieron Neptuno, fue el nombre que los romanos antiguos le dieron al dios griego de los mares y los terremotos, Poseidón. El era el hermano de Júpiter (Zeus) y de Plutón (Hades). Después de la derrota de su padre Saturno (Cronos), los tres hermanos dividieron al mundo en tres partes para ser gobernadas por ellos. Júpiter tomó el cielo, Neptuno el mar y Plutón el inframundo. Neptuno tenía fama de tener mal genio. Las tempestades y terremotos reflejaban su rabia furiosa. Era representado como un hombre barbudo aguantando un tridente y sentado en un caracol de mar tirado por caballos de mar.Neptuno es un planeta dinámico, con manchas, forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos, Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton.Los dibujos de Galileo muestran que Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612, y nuevamente el 27 de enero de 1613; En ambas ocasiones, Galileo confundió Neptuno con una estrella cercana a Júpiter en el cielo nocturno. En 1843, John Couch Adams calculó la órbita de un octavo planeta en función de las anomalías observadas en la órbita de Urano. Urbain Le Verrier, el matemático codescubridor de Neptuno, en 1846, independientemente de Adams, produce sus propios cálculos, Le Verrier había convencido a Johann Gottfried Galle para buscar el planeta. Neptuno fue descubierto en 1846. A raíz del descubrimiento, hubo mucha rivalidad nacionalista entre los franceses y los británicos sobre quién tenía prioridad y merecía crédito por el descubrimiento. Finalmente surgió un consenso internacional sobre que tanto Le Verrier como Adams conjuntamente lo merecían.

- Comentario de la epopeya.

A pesar de que en la época que se descubrió neptuno no había grandes avances que facilitaran el estudio del espacio, los astrónomos se las ingeniaron, sin querer, para descubrirlo, demostrándonos que nuestro universo esta lleno de sorpresas y una de las mejores formas de conocerlas es a través de los estudios astronómicos. Pero no se puede llegar a una buena conclusión sin el aporte de más de un científico, estos estudiaron de diferentes maneras al planeta y los primeros descubrimientos fueron de mucha ayuda para los dos astrónomos a los que finalmente se les reconoció el merito de haber encontrado a Neptuno. Pero el hallazgo a demás de producir una gran alegría para la astronomía y la humanidad, trajo como consecuencia un conflicto entre británicos y franceses por el crédito del descubrimiento, lo que nos demuestra que una vez mas el interés individual fue más fuerte que la satisfacción por haber llevado a la ciencia a una nueva era.

LEY DE GRAVITACION UNIVERSAL

La historia de Newton y la manzana

Isaac Newton, considerado el científico mas grande de todos los tiempos, fue quien, sentado en los jardines de su casa, y observando la caída de una manzana, enunció su Teoría de la Gravedad. El manuscrito que relata esta experiencia de Newton fue publicado  por primera vez por la Royal Society de Londres, en su pagina web. Este manuscrito pertenece a una biografía de Newton que fue escrita por   William Stukeley, amigo de Newton, en 1752. En un extracto de su libro 'La vida de Sir Isaac Newton', Stukeley escribió: "me dijo que había estado en esta misma situación cuando la noción de la gravedad le asaltó la mente. Fue algo ocasionado por la caída de una manzana mientras estaba sentado en actitud contemplativa. ¿Por qué esa manzana siempre desciende perpendicularmente hasta el suelo?, se pregunto a si mismo". Newton fue el primer científico que demostró que el movimiento de la tierra y el de los cuerpos celestes, están regidos por las mismas leyes naturales.

 
FUERZA GRAVITATORIA

La fuerza de gravedad y el peso

Todos los objetos son atraídos hacia la Tierra.  La fuerza ejercida por la Tierra sobre los objetos se denomina fuerza de gravedad.  La gravedad es una de las fuerzas fundamentales de la naturaleza.  Nadie realmente conoce exactamente porqué esta fuerza jala los objetos unos hacia los otros.  La masa de los objetos y la distancia entre ellos afectan la magnitud de la fuerza gravitacional.  A mayor masa de los objetos y a menor distancia entre ellos mayor es la intensidad de esa fuerza.  Masas gigantes pueden atraer con mayor fuerza, mientras que a mayor separación las fuerzas se debilitan.
La gravedad de la tierra empuja los objetos hacia el centro de la tierra y a su magnitud se le llama peso del objeto.  Cuando un objeto está en caída libre experimenta una aceleración g que actúa hacia el centro de la Tierra.
FORMULA
F= fuerza de atracción
G= gravedad
m= masas
r= radio
F = G . (m₁ . m₂ ) / r²
 
VELOCIDAD
La velocidad es una magnitud fisica de carácter vectorial que expresa la distancia recorrida por un objeto por unidad de tiempo Se representa por  o .Su unidad en el Sistema Internacional es el m/s.
En virtud de su carácter vectorial, para definir la velocidad deben considerarse la dirección del desplazamiento y el módulo, el cual se denomina  rapidez.
De igual forma que la velocidad es el ritmo o tasa de cambio de la posición por unidad de tiempo, la aceleración es la tasa de cambio de la velocidad por unidad de tiempo.
V² = Velocidad al cuadrado.
G = Gravedad.
m = masa.
r = radio.
 V² = G.m/r

LENTES Y ESPEJOS

LAS LENTES
Por definición, una lente es un “medio” transparente, de vidrio, de cristal, etc., generalmente de contorno circular, limitado por caras curvas o, por una plana y otra curva.
Las caras curvas de una lente, pueden ser esféricas, cilíndricas,
Parabólicas, etc., nosotros nos limitaremos a analizar aquellas lentes que tienen caras esféricas.
Si partimos de la base que la superficie esférica que limita una lente puede ser convexa o cóncava e, incluso, una de las caras puede ser plana, podemos clasificar las lentes de la siguiente manera:
biconvexa, (II) plana convexa, (III) menisco convergente;
(IV) bicóncava, (V) plana cóncava, (VI) menisco divergente:

LENTES CONVERGENTES:
Estas lentes reciben este nombre porque al ser atravesadas por un haz de rayos paralelos los hacen “converger” en un punto determinado y dan una imagen “real”, excepto el caso en que el objeto se encuentre entre el foco y la lente.
La imagen aumentada de un objeto que se ve utilizando una lente corriente de aumento es siempre “virtual”, porque el objeto esta ubicado detrás de la lente y de su foco, no obstante ello nosotros podemos verlo gracias a que el cristalino de nuestro ojo la convierte en imagen “real” en nuestra retina.
En toda lente convergente concurren los siguientes elementos:
Eje principal: Es la recta que une los centros de las superficies esféricas a las cuales pertenecen las caras de la lente.
Centro óptico: Es un punto perteneciente al eje principal y que tiene como propiedad que todo rayo de luz que pasa por el no se desvía al atravesar la lente.
Eje secundario: Es toda recta que pasa por el centro óptico, siendo distinta del eje principal.
Foco principal: Es el punto, perteneciente al eje principal, por donde pasan todos los rayos refractados que inciden en la lente en forma paralela al eje principal.
Teniendo en cuenta que toda lente es transparente, se concluye que los rayos de luz pueden incidir sobre ella por cualquiera de las dos caras y, entonces, resulta que toda lente tiene dos focos principales. Uno de ellos es el “foco objeto” y el otro el “foco imagen” de acuerdo al paso, por ellos, de rayos incidentes o refractados, respectivamente.
Para toda lente convergente se cumple que ambos focos son reales.
Plano principal: Es el plano perpendicular al eje principal que pasa por el centro óptico.
Planos focales: Son planos, también perpendiculares al eje principal pero que pasan por cada uno de los focos de la lente.
En cuanto al aspecto, a simple vista, que presenta una lente convergente es de notar la diferencia de espesor entre el centro y los bordes, siendo el mayor el del centro.
Trayectoria de los rayos de luz en una lente convergente:
1°) Todos los rayos que sean paralelos al eje principal se refractan pasando por el foco imagen. La distancia entre la lente y el foco es la llamada distancia focal.
2°) Cualquier rayo que pase por el foco objeto, al atravesar la lente refracta paralelamente al eje principal.
3°) Los rayos de luz que pasan por el centro óptico, al atravesar la lente, no se desvían.
Las imágenes que se forman cuando la luz atraviesa una lente,
Pueden clasificarse en: (a) imágenes reales; (b) imágenes virtuales.
Las “reales” son aquellas imágenes que pueden ser recibidas en una pantalla ubicada de manera tal que la lente quede entre el objeto y dicha pantalla. Estas imágenes “reales” aparecen en la pantalla en forma invertida.
Las “virtuales” no pueden ser recibidas sobre una pantalla porque se forman con la prolongación de los rayos refractados.
“Fuerza” o “Potencia” de una lente convergente:
La potencia de una lente convergente es inversamente proporcional a su distancia focal. Esto, simplemente, significa que una lente es más potente cuanto menor es su distancia focal y, se ha establecido -por convención- que a una distancia focal de 1 metro se le asigna una potencia de 1 “dioptría” (unidad utilizada internacionalmente para determinar la potencia de una lente).

LENTES DIVERGENTES:
Estas lentes se caracterizan porque al ser atravesadas por un haz de rayos luminosos, provocan que el haz se disperse -los rayos se separan entre sí-. Por este motivo, tanto las imágenes que se obtienen como los focos de las lentes son virtuales.
El hecho de generar focos virtuales hace que las lentes divergentes sean también conocidas como “lentes negativas”.
Trayectoria de los rayos en las lentes divergentes:
La trayectoria, esta sujeta a las siguientes condiciones: (a) Cualquier rayo que sea paralelo al eje principal refracta de manera tal que sus prolongaciones pasan por el foco. (b) Todo
rayo con dirección hacia el foco objeto se refractara en forma paralela al eje principal. (c) Los rayos que pasan por el centro óptico, no se desvían.
En el caso de las lentes divergentes, las imágenes resultan siempre “virtuales”, menores que el objeto, de igual sentido que este y situadas entre la lente y el objeto.
“Potencia” de una lente divergente:
En forma similar a lo que hemos establecido para las lentes convergentes, la potencia de una lente divergente es inversamente proporcional a la distancia focal medida en metros. Teniendo en cuenta que la distancia focal siempre es negativa (para lentes divergentes) resulta que la potencia de una lente divergente toma siempre valores negativos.
Las aplicaciones y usos de las lentes son innumerables, pero, en general podemos decir que se utilizan, fundamentalmente, para formar imágenes de objetos, a veces aumentadas y a veces disminuidas.
No obstante ello, las lentes que se usan para los “anteojos” humanos, mas que a formar imágenes, están destinadas a corregirlas y a procurar que sean nítidas y precisas las imágenes formadas por nuestro cristalino.

ALGUNAS LENTES:
El ojo humano:
Es el órgano de la visión.
El ojo propiamente dicho, incluye también elementos protectores (párpados, cejas, etc.). Nos interesa, básicamente, el aspecto óptico del ojo humano. En este aspecto, el “globo ocular” esta formado por membranas que encierran medios transparentes: las “lentes” naturales del hombre. La retina es la membrana mas interna del ojo y se la reconoce como una prolongación del nervio óptico, esta formada por fibras nerviosas que la hacen sensible a la luz. Las terminaciones nerviosas de la retina son los “conos” y “bastoncillos” que, junto con la púrpura retiniana, reciben y transmiten al nervio óptico la sensación luminosa que este lleva al cerebro. La cornea es, también, una membrana transparente, de espesor variable y con un índice de refracción de 1,376. El cristalino es una verdadera lente convergente con un índice de refracción de 1,4085 y la capacidad de cambiar de forma según los estímulos exteriores que recibe. El iris, actúa como diafragma regulando la cantidad de luz que penetra en el ojo.
Veamos de que manera accionan los rayos de luz en la formación de imágenes en el ojo humano, los siguientes esquemas nos muestran los elementos fundamentales y la trayectoria correspondiente:
La lupa (lente de aumento):
Es una sencilla lente convergente biconvexa o plana convexa, generalmente montada sobre una armadura que permite sostenerla en la mano o en un pie especial. Comúnmente se utiliza para examinar detalles de objetos, para leer impresos con caracteres de letra muy pequeños, etc. La imagen lograda con una lupa es virtual, mayor y de igual sentido que el objeto observado. En la lupa simple, disminuye la distancia focal y, por lo tanto, la amplificación aumenta, pero también aumentan las aberraciones (distorsiones) esféricas, por lo cual siempre debe restringirse el campo.
El microscopio:
Es un instrumento óptico formado básicamente por dos lentes convergentes: el ocular y el objetivo. El objetivo tiene distancia focal pequeña y esta ubicado próximo al objeto que se observa.
El ocular tiene mayor distancia focal y esta ubicado al lado del ojo del observador. Las dos lentes están ubicadas de forma que sus ejes coincidan.
La imagen que se obtiene con un microscopio es virtual, mayor y de sentido contrario al objeto observado.
En la actualidad existen muy diversos tipos de microscopios, cada uno de ellos con distintas tecnologías de avanzada y que incluyen las ultimas mejoras que, día a día, los científicos van descubriendo.
Podemos observar en los gráficos y dibujos siguientes, la descripción de un microscopio y de que forma trabajan las lentes que lo componen:
El anteojo de Galileo (telescopio simple):
Este fue el primer instrumento para realizar observaciones a distancia. En forma similar al microscopio, también consta de dos lentes pero, en este caso, una es divergente (el ocular) y la otra es convergente (el objetivo). La imagen que se obtiene, es virtual.
El vocablo “anteojos”, acepta varios significados, que van desde los que se utilizan delante del ojo humano, hasta los comunes “largavistas”. Sin embargo, todos ellos tienen por finalidad contribuir de una u otra manera a mejorar la calidad de la visión que el ser humano puede tener sobre el mundo que lo rodea, ya sea por corrección de las imágenes, por aproximación de ellas o por amplificación.

ESPEJOS ESFERICOS
Los espejos: Por definición, espejo es el nombre que recibe toda superficie o lamina de cristal azogado por la parte posterior, o de metal bruñido, para que se reflejen en ella los objetos. Por extensión se denomina “espejo” a toda superficie que produce reflexión de los objetos, por ej. : la superficie del agua.
Son tema de este trabajo los llamados “espejos esféricos”, por lo tanto, y a partir de la definición que hemos establecido previamente, extendemos el concepto: un espejo esférico esta formado por una superficie pulida correspondiente a un casquete esférico.
Tal como ocurre con las lentes, los espejos esféricos pueden clasificarse en cóncavos o convexos; son cóncavos, aquellos que tienen pulimentada la superficie interior y son convexos los que tienen pulimentada la parte exterior
Elementos de los espejos esféricos:
Centro de curvatura:
Es el centro de la esfera a la que pertenece el casquete.
Radio de curvatura:
Es el radio de la esfera a la cual pertenece el espejo.
Vértice del espejo:
Es el polo del casquete esférico al que pertenece el espejo.
Eje principal:
Es la recta que pasa por el vértice y el centro de curvatura
Eje secundario:
Cada una de las rectas que pasa por el centro de curvatura.
Abertura (o ángulo) del espejo:
Es el ángulo formado por los ejes secundarios que pasan por el borde del espejo.
En los espejos esféricos se verifican las mismas leyes de reflexión que en los espejos planos. De hecho, se considera que el punto de incidencia del rayo pertenece al plano tangente al espejo esférico, en ese mismo punto.
La trayectoria de los rayos y los focos:
En los espejos esféricos cóncavos, se cumple que:
Todos los rayos paralelos al eje principal se reflejan pasando por el foco (ubicado sobre el eje principal).
Cualquier rayo que pase por el foco principal se refleja paralelo al eje principal.
Todo rayo que pase por el centro de curvatura, se refleja sobre sí mismo. Esto se explica fácilmente en forma geométrica, ya que, si pasa por el centro de curvatura, es un radio y, todo radio es perpendicular a la recta tangente a la circunferencia en el punto donde ese radio corta a la circunferencia.
Puede demostrarse geométricamente que el foco principal de un espejo esférico es el punto medio del radio de curvatura. Dada la relación entre lo anterior y la distancia focal, podemos también afirmar -y demostrar- que la distancia focal es igual a la mitad del radio de curvatura.
Hasta aquí, hemos hablado de los espejos esféricos cóncavos, ocupémonos ahora de los convexos:
En estos, también se cumplen las leyes de la reflexión ya conocidas y analizadas, pero debemos hacer la aclaración de que:
“el foco principal de un espejo esférico convexo, es virtual”, por lo tanto, la distancia focal de un espejo convexo es negativa.
Puede verificarse fácilmente que la trayectoria de los rayos en los casos de espejos esféricos convexos, es similar a la trayectoria en los espejos cóncavos, pero... como el foco es virtual, decimos:
Cualquier rayo paralelo al eje principal, en un espejo convexo, se refleja de manera tal que su prolongación pasa por el foco.
Todo rayo que incidiendo sobre un espejo convexo tiende a pasar por el foco se refleja en forma paralela al eje principal.
Todo rayo que incide en dirección al centro del espejo, se refleja sobre sí mismo.
La imagen que surge en un espejo esférico convexo, es virtual, de igual sentido y menor que el objeto reflejado.
Los espejos “curvos”
Estas son algunas de las utilidades de estos espejos que hemos analizado:
El dentista, el otorrinolaringologo, etc. utilizan espejos esféricos cóncavos que tienden a concentrar los rayos luminosos en el lugar que desean observar en detalle.
En el caso de los automóviles, la parte “pulida” de los faros son también espejos cóncavos.
Los espejos retrovisores de los autos son de tipo convexo y, por lo tanto, forman una imagen virtual visible para el conductor.

Relato de GALILEO acerca de como construyó su anteojo.

Enterado de que en Holanda estaba a la venta un instrumento que agrandaba la imagen de un objeto nos cuenta: "me puse a pensar sobre el problema y lo resolví en la primera noche. Mi razonamiento fue el siguiente: este artefacto debe constar ya sea de uno o varios vidrios. De uno solo no puede ser pues su figura o es convexa o es cóncava o de caras paralelas; pero esta última no altera el objeto, la cóncava los disminuye y la convexa los aumenta pero lo hace indistinta, por lo tanto, un solo vidrio, no basta para producir el efecto. Pasando pues a dos vidrios y sabiendo que el de caras paralelas nada altera, concluí que el efecto tampoco se podría producir por su acoplamiento a uno de los otros dos. Por lo tanto me limite a experimentar que ocurre combinando el cóncavo y el convexo y vi que así lograba lo buscado. Al día siguiente fabrique el instrumento"

INSTRUMENTOS DE LA ASTRONOMÍA

TELESCOPIOS Y FUNCIONALIDAD

Es un instrumento astronómico. tiene por finalidad formar una imagen del astro para observarla visualmenteo para dirigirla a algún  otro instrumento auxiliar: espectrógrafos, fotómetros, detectores eléctronicos, camaras fotográficas. 

El telescopio Refractor 

El tipo de telescopio astronómico más sencillo tiene dos lentes. Ambas son convexas; es decir, más gruesas en el centro que en los extremos. La lente más cercana al objeto se llama objetivo. La luz de una fuente distante pasa por esta lente y llega a un foco como una imagen "‘real" e invertida dentro del tubo del telescopio. La lente del ocular aumenta la imagen formada por el objetivo.

Este tipo de telescopio tiene un tubo largo, relativamente delgado con el lente principal (objetivo) en el frente, el cual recolecta y enfoca la luz.

Telescopio reflector

En un telescopio astronómico, la imagen "‘virtual" formada por el ocular queda invertida.
Utiliza un espejo cóncavo grande y pesado, en vez de lentes, para recolectar y enfocar la luz. Se mira a través del ocular situado a un lado del tubo, cerca del extremo superior.  
La luz de objetos lejanos como las estrellas entran en el tubo del telescopio en rayos paralelos, que se reflejan en el espejo cóncavo hacia un espejo plano diagonal. El espejo diagonal refleja la luz a través de una abertura en un lado del tubo del telescopio a una lente del ocular.
Los telescopios reflectores pueden ser mayores que los refractores porque el espejo curvo se puede apoyar en toda su superficie, mientras que una lente grande sólo se puede apoyar en sus extremos.
Los espejos más grandes tienen ventajas porque pueden recoger más luz. Entre los telescopios reflectores modernos se encuentra el reflector de 508 cm del Observatorio Monte Palomar en California (EEUU) y el de 400 cm del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo cerca de La Serena, Chile.   

Telescopio Catadióptrico

 También se les llama telescopios complejos.
  Utilizan lentes y espejos. El objetivo es un espejo cóncavo pero en la abertura     hay una lente correctora que sostiene además un espejo secundario.
  El tubo es ancho y corto, el ocular va situado en el extremo posterior a la lente.
  Los catadióptricos generalmente son instrumentos potentes y de alta calidad  que gracias a un diseño más complejo gozan de un tamaño compacto y por tanto más fácil de transportar y manejar.
 

  El radiotelescopio es un conjunto de aparatos utilizados para el estudio del universo por medio de la captación de radiaciones electromagnéticas provenientes de cuerpos celestes como el Sol, las estrellas, y otros fenómenos estelares.   Los radiotelescopios poseen una antena parabólica en forma de plato que capta las señales de radio procedentes del espacio cósmico. Estas señales son conducidas a un receptor para ser descifradas y por medio de computadoras obtener la imagen de los cuerpos y fenómenos cósmicos.
Acromatismo, en óptica, propiedad de un sistema de lentes que desvía un haz de luz blanca de forma que todos los colores que lo componen se enfocan en un mismo punto, con lo que se obtiene una imagen bien definida.
Una única lente no puede lograr un enfoque acromático porque la luz de distintas longitudes de onda sufre una desviación diferente al pasar por la lente. Para conseguir un enfoque acromático hay que emplear al menos dos lentes de vidrio con distintos índices de refracción.
Este principio fue descubierto en 1757 por John Dollond, un óptico británico.  

Principales elementos ópticos utilizados en los telescopios.
Los principales elementos ópticos que se utilizan son: lentes  espejos, prismas, redes de dispersion, etc, mediante una conveniente combinación de estos elementos se obtienen telescopios de diversa complejidad.
La función del lente es enfocar (dirigir hacia un foco) la Luz de un objeto distante, la distancia de la lente al foco se denomina distancia focal (F) y es la distancia entre la lente y la ubicacion de la imagen del objeto.

• las Lentes POSITIVAS amplían la imagen, su parte media  es mas ancha que los bordes.

• las Lentes NEGATIVAS son mas delgadas en el centro que en los bordes.Las imagenes que forman son virtuales y mas pequeñas que el objeto.

ABERRACIONES 
Una lente simple de caras esfericas no forma una imagen perfecta de un objeto, ya que necesariamente se producen varias aberraciones de las cuales las principales son:

• La Aberración ESFÉRICA resulta de la diferencia en la distancia focal de los rayos que atravesaron la lente cerca de su centro y los que pasaron próximos al borde: no todos los rayos tienen el mismo foco.

• La Aberración CROMÁTICA se produce por la diferencia de distancia focal para los rayos de distintos colores (de diferentes longitudes de ondas)

 Ocular: lente situada cerca del ojo del observador. Capta y amplía la imagen formada en los objetivos.

 Objetivo: lente situada cerca del revolver. Amplía la imagen, es un elemento vital que permite ver a través de los oculares.

MONTURA DE LOS TELESCOPIOS

Un telescopio debe ser montado sobre un soporte rígido para evitar vibraciones y ademas para que pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. Una de las monturas mas útiles es la Ecuatorial, la característica fundamental es el eje principal (eje POLAR) que se mueve en el soporte colocado sobre un pilar, se lo inclina apuntando al Polo Celeste. 

Para que un telescopio de montura ecuatorial siga apuntando al astro que esta enfocando, no es necesario mover el eje de declinacion sino solamente hacer girar el eje polar con un movimiento uniforme lo cual se consigue con un mecanismo de relojeria. 

Los pequeños errores que puede tener lla relojeria, la refraccion y otros fenómenos que afectan la posición del astro son corregidos por el observador mediante el grado, el cual se afectúa por movimientos finos adicionales comandados electricamente, o bien por el programa de observacion de una computadora conectada al telescopio.

FENÓMENOS ATMOSFÉRICOS A TENER EN CUENTA EN UNA OBSERVACIÓN ASTRONÓMICA.  

La apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superficie de la Tierra se denomina cielo. El mas llamativo es el nocturno resulta fascinante si se lo ve desde algún lugar alejado de las ciudades. 

Las optimas condiciones para la observación del cielo nocturno se consiguen en los lugares elevados por encima de los 2000metros de altura sobre el nivel del mar y lejos de toda iluminación artificial.

Los fenómenos mas notables cuando se observa una imagen estelar son 

• el movimiento de la imagen.son fluctuaciones al azar de la dirección del rayo luminoso

• el centello son fluctuaciones al azar de la intensidad de la luz estelar.

Otros dos fenómenos de origen atmosférico son la refraccion, es decir, la deflexion de la luz al pasar por la atmósfera y la extinción osea la disminución de la intensidad de la luz cuando atraviesa la atmósfera.(se denomina también absorción)

Dispersión
La luz dispersada de un rayo solar puede llegar a nosotros solo si es dispersada por las moléculas de aire en otras partes del cielo.
de esta manera se explica que el cielo lejos del sol resulte mas azul que en sus cercanías.

El color del cielo
El color del cielo va a depender de la posición del observador, el cielo se nos aparece de color azul.Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, esta se descompone en los colores del arco iris.
La  atmósfera terrestre actúa como un prisma, las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetidas y los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. por esta razón el cielo toma el color azul.
En el espacio fuera de la Tierra donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan. Estos siguen una linea recta y el cielo aparece negro para un observador en una nave espacial.

Centelleo
En excelentes condiciones condiciones de observación  lo primero que se distingue es titilar de las estrellas o centelleo. El fenómeno consiste en una variación muy rápida del brillo de las estrellas este a veces aumenta e instantes después disminuye. 
la causa fundamental de los cuerpos celestes es que la luz al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción).
Es muy pronunciado en las proximidades del horizonte y muy débil en el Cenit.
Otras de las causas es el fenómeno óptico de interferencia. 
Los planetas no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible.