Fomalhaut, pronunciado "foumalót", es la estrella principal de la constelación del Pez Austral (Piscis Austrinus), de primera magnitud y la 18ª más brillante del cielo nocturno, 17 veces más que el Sol. Su nombre proviene del árabe y significa "boca de ballena". Situada a unos 25 años luz de la Tierra, solo es visible desde el hemisferio norte en otoño. Su magnitud aparente es +1,16 y es una estrella muy joven, unos 200 millones de años. Comparada con la del Sol, su masa es 2,3 veces mayor, y su diámetro es alrededor de 1,7 veces más grande. En la representación, la estrella Fomalhaut (arriba derecha) con el anillo de polvo que la rodea y el planeta extrasolar o exoplaneta que la orbita llamado Fomalhaut b, primer exoplaneta que ha podido ser fotografiado con luz visible en 2008 mediante un telescopio óptico, el Telescopio Espacial Hubble de la NASA. Se estima que su masa no es superior a tres veces la de Júpiter. Se cree en la posibilidad de que tenga un anillo similar al de Saturno, de hielo y polvo, que refleja la luz estelar. Puedes ver la fotografía real de Fomalhaut b. Los astrónomos calculan que este exoplaneta completa una órbita alrededor de su estrella en 872 años terrestres.
Explicación acerca de los -0,83 grados indicados como altura del Sol al inicio/final del crepúsculo:
La puesta del Sol se produce en el instante en que un observador situado en la superficie de la mar observa el limbo superior del Sol tangente al horizonte (aparente u horizonte de la mar, que no el horizonte astronómico), instante en el cual ya deja de ver dicho astro. De la misma manera, pero en sentido contrario, la salida del Sol se produce cuando, igualmente, el limbo superior del Sol se encuentra tangente al horizonte aparente, instante a partir del cual comienza a aparecer sobre el horizonte. Las horas a las que se producen la salida y la puesta del Sol, así como la duración de los crepúsculos, dependen de la fecha del año y de la latitud en la que nos encontremos, pero esto ya es “harina de otro costal”.
El crepúsculo comienza en el instante en el que se produce la puesta del Sol, es decir, cuando dejamos de ver el astro rey sobre el horizonte. De la misma forma, termina cuando se produce la salida del Sol. Pero sucede que la altura del Sol sobre el horizonte aparente se mide con respecto al centro del astro, no a su limbo superior o inferior; y sabemos que el semidiámetro del Sol es de aproximadamente 16 minutos de arco.
Pero existe otro factor a tener en cuenta, que es la refracción atmosférica, la cual hace que los rayos solares se desvíen al atravesar las capas altas de la atmósfera terrestre. Está comprobado que ese desvío o refracción a la salida o puesta del Sol es de 34 minutos de arco, de manera que cuando nosotros observamos la salida o puesta del mismo, es decir, cuando vemos su limbo superior tangente al horizonte, realmente dicho limbo se encuentra 34 minutos de arco por debajo de él.
Por lo tanto, teniendo en cuenta el valor del semidiámetro del Sol y el de la refracción atmosférica, cuando se produce la salida o la puesta del Sol, la altura de este, o sea, la distancia de su centro al horizonte, es la suma de su semidiámetro más el desvío producido por la refracción atmosférica. Y además tengamos en cuenta que ambos valores de altura son negativos, puesto que son medidos desde el horizonte hacia abajo (en el hemisferio invisible).
Entonces resulta que la altura del Sol en los instantes de la salida o puesta del Sol o, lo que es lo mismo, del final o inicio del crepúsculo, respectivamente, es:
-16' + (-34') = -50'; -50' ÷ 60 = -0,83°
En cuanto a los valores de las alturas del Sol bajo el horizonte al inicio/final de los crepúsculos civil (-6°), náutico (-12°) y astronómico (-18°) son valores establecidos por definición.
La ecuación del tiempo es la diferencia entre el tiempo solar verdadero (medido por un reloj de sol) y el tiempo solar medio (medido generalmente por un reloj mecánico, digital o atómico), en el mismo lugar de la Tierra.
Como sabemos, la Tierra tiene un movimiento de traslación alrededor del Sol en una órbita elíptica con una pequeña excentricidad (primera ley de Kepler), lo que hace que su velocidad no sea constante; es máxima (30,287 km/s) en las cercanías del perihelio y mínima (29,291 km/s) cerca del afelio (segunda ley de Kepler). En estos puntos extremos, este efecto varía el día solar verdadero en 7,9 s/día con respecto a su media.
Además, esta órbita (la eclíptica) no es paralela al ecuador terrestre, sino que está inclinada 23° 26' aproximadamente, lo que se denomina oblicuidad de la eclíptica.
Pero la Tierra no está sola orbitando al Sol, la presencia de la Luna y de los demás planetas del sistema solar, especialmente Júpiter, producen pequeñas perturbaciones en la órbita de la Tierra, que deben tomarse en cuenta si se desea cierto grado de precisión.
- La navegación loxodrómica por estima directa consiste en que, partiendo de una posición conocida y manteniendo
unas determinadas condiciones de navegación en cuanto a rumbo y velocidad, podamos calcular nuestra nueva posición
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tramo el programa toma como situación inicial la situación final
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