Calendarios

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

Calendario juliano.
El calendario juliano es el antecesor del calendario gregoriano y se basa en el movimiento del sol para medir el tiempo. Desde su implantación en el 46 a. C., se adoptó gradualmente en los países europeos y sus colonias hasta la implantación de la reforma gregoriana, del Papa Gregorio XIII, en 1582. Sin embargo, en los países de religión ortodoxa se mantuvo hasta principios del siglo XX: en Bulgaria hasta 1917, en Rusia hasta 1918, en Rumanía hasta 1919 y en Grecia hasta 1923. A pesar de que en sus países el calendario gregoriano es el oficial, hoy en día las iglesias ortodoxas (excepto la de Finlandia) siguen utilizando el calendario juliano (o modificaciones de él diferentes al calendario gregoriano) para el cálculo de la fecha de Pascua.

Calendario gregoriano.
El calendario gregoriano es un calendario originario de Europa, actualmente utilizado de manera oficial en casi todo el mundo. Así denominado por ser su promotor el Papa Gregorio XIII, vino a sustituir en 1582 al calendario juliano, utilizado desde que Julio César lo instaurara en el año 46 a. C.[1] El Papa promulgó el uso de este calendario por medio de la bula Inter Gravissimas.
Día: es la unidad fundamental de tiempo del calendario gregoriano. Un día equivale aproximadamente a 86.400 segundos del Tiempo Atómico Internacional o TAI: recordemos que es el TAI el que se tiene que ajustar al verdadero movimiento de rotación terrestre, que se retrasa con respecto a la duración del mismo.

Semana: periodo de 7 días.


El impulsor de la reforma del calendario es Ugo Buocompagni, jurista eclesiástico, elegido papa el 14 de mayo de 1572 bajo el nombre de Gregorio XIII. Se constituye la Comisión del Calendario, en la que destacan Cristóbal Clavio[4] y Luis Lilio. Clavio, astrónomo jesuita, el "Euclides de su tiempo", era un reputado matemático y astrónomo. El mismo Galileo Galilei lo requirió como aval científico de sus observaciones telescópicas. Un cráter de la Luna lleva su nombre. En cuanto a Lilio, médico y astrónomo, sabemos que fue el principal autor de la reforma del calendario. Muere en 1576 sin ver culminado el proceso. Finalmente, un personaje más en esta historia: Alfonso X de Castilla, El Sabio: el valor dado al año trópico en las Tablas alfonsíes de 365 días 5 horas 49 minutos y 16 segundos es el tomado como correcto por la Comisión del Calendario. Pedro Chacón, matemático español, redacta el Compendium con el dictamen de Lilio, apoyado por Clavio, y se llega al 14 de septiembre de 1580 cuando se aprueba la reforma, para llevarla a la práctica en octubre de 1582.
El calendario se adoptó inmediatamente en los países donde la Iglesia Católica Romana tenía influencia. Sin embargo, en países que no seguían la doctrina católica, tales como los protestantes, anglicanos, ortodoxos, y otros, este calendario no se implantó hasta varios años (o siglos) después. A pesar de que en sus países el calendario gregoriano es el oficial, las iglesias ortodoxas (excepto la de Finlandia) siguen utilizando el calendario juliano (o modificaciones de él diferentes al calendario gregoriano). Sin embargo, fuera del mantenimiento de un calendario eclesiástico diferente en algunos países, el calendario gregoriano es el que se considera como base para el establecimiento del año civil en todo el mundo, incluyendo los países con un año eclesiástico o religioso diferente al que se estableció en la reforma gregoriana del siglo XVI.

Calendario perpetuo.
Para conocer el día de la semana de una fecha determinada se necesita hacer una serie de cálculos complejos, basados en una fecha conocida que se usa como referencia.

El calendario perpetuo es un sistema calendario que permite determinar, de una manera sencilla, el día de la semana para cualquier fecha, dentro de un largo rango de años que usualmente abarca muchos siglos.
También se pueden considerar como calendarios perpetuos las reformas calendarias y los diferentes sistemas calendarios.

Calendario Maya.
El calendario maya consiste en tres diferentes cuentas de tiempo, que transcurren simultáneamente:

el calendario sagrado (tzolkin o bucxok, de 260 días)


el civil (haab, de 365 días) y


la cuenta larga.
El calendario maya es cíclico, porque se repite cada 52 años mayas. En la cuenta larga, el tiempo de cómputo comenzó el día 0.0.0.0.0 4 ahau, u 8 cumkú (en notación maya) que equivale al 13 de agosto del 3114 a. C. en el calendario gregoriano[1] y terminará el 21 de diciembre de 2012.
La casta sacerdotal maya, llamada ah kin, era poseedora de conocimientos matemáticos y astronómicos que interpretaba de acuerdo a su cosmovisión religiosa, los años que iniciaban, los venideros y el destino del hombre.
El calendario maya, según algunos estudiosos, aparece ya en culturas más antiguas como la olmeca; para otros, sin embargo, este calendario es propio de la civilización maya. Las similitudes con el calendario mexica, ofrecen evidencia de que en toda Mesoamérica se utilizó el mismo sistema calendárico. Según la Wikipedia en inglés, el calendario maya está basado en los calendarios de culturas anteriores, como la olmeca, y fue creado antes del siglo VI a. C.
El sistema de calendario tzolkin consta de 260 días (kines) y tiene 20 meses combinados con trece numerales (guarismos). El tzolkín se combinaba con el calendario haab de 365 días de 18 meses (uinales) de 20 días (kines) cada uno y cinco días adicionales denominados uayeb, para formar un ciclo sincronizado que dura 52 tunes o haabs o 18.980 kines (días).

La cuenta larga era utilizada para distinguir cuándo ocurrió un evento con respecto a otro evento del tzolkín y haab. El sistema es básicamente vigesimal (base 20), y cada unidad representa un múltiplo de 20, dependiendo de su posición de derecha a izquierda en el número, con la importante excepción de la segunda posición, que representa 18 × 20, o 360 días.
Algunas inscripciones mayas de la cuenta larga están suplementadas por lo que se llama serie lunar, otra forma del calendario que provee información de la fase lunar.
Otra forma de medir los tiempos era medir ciclos solares como equinoccios y solsticios, ciclos venusianos que dan seguimiento a las apariciones y conjunciones de Venus al inicio de la mañana y la noche. Muchos eventos en este ciclo eran considerados adversos y malignos, y ocasionalmente se coordinaban las guerras para que coincidieran con fases de este ciclo.
Los ciclos se relacionan con diferentes dioses y eventos cósmicos. Es así como el quinto sol representa el final del ciclo estelar asociado a la luna y el inicio del periodo conocido como el sexto sol asociado al regreso de Kukulkan.


Calendaro  egipcio.
El calendario egipcio surge a principios del tercer milenio antes de Cristo y es el primer calendario solar conocido de la Historia. Estaba en pleno uso en tiempos de Shepseskaf, el faraón de la dinastía IV. En los Textos de las Pirámides ya se menciona la existencia de los días epagómenos. El papiro Rhind es el primer texto egipcio que menciona los 365 días del año civil egipcio. Estaba dividido en 12 meses de 30 días cada uno, organizados en tres semanas de 10 días. Al final del último mes de cada año se añadían los cinco días sueltos (los epagómenos) que faltaban para completar el año solar, dedicados al panteón de dioses egipcios.
Como el calendario civil egipcio no contó con el cuarto de día que tiene en exceso el año solar astronómico, cada cuatro años perdía un día, por lo que se convirtió en un "calendario errante", donde los acontecimientos "periódicos astronómicamente fijos" vagaban por los meses del calendario.
En Egipto se utilizaron varios calendarios: el lunar, el solar (civil) y, posiblemente, un tercer calendario lunar secundario, para calcular con precisión efemérides.

Los sacerdotes astrónomos egipcios descubrieron que los calendarios lunares no era prácticos para predecir el inicio de las crecidas del Nilo, calcular las estaciones o contar amplios períodos, y comparándolos con una medición referida al movimiento aparente del Sol y los astros, prefirieron utilizar el calendario solar para usos civiles, por primera vez en la historia.
Los egipcios pueden haber usado un calendario lunar con anterioridad, pero cuando descubrieron la discrepancia entre el calendario lunar y el paso regular de las estaciones, probablemente cambiaron a un calendario estacional, basando su inicio regular en cada inundación anual del Nilo. La primera inundación según el calendario fue observada en la primera capital de Egipto, Memphis, al mismo tiempo que el orto helíaco de la estrella Sotis (Sirio). El año egipcio fue dividido en las tres estaciones de carácter agrícola:
Ajet, Inundación (finales del verano y otoño)
Peret, Crecimiento (invierno y principio de la primavera) y
Shemu, Cosecha (finales de la primavera y principio de verano)
El orto helíaco de Sotis sucedía en el mismo día en el calendario civil egipcio una vez cada 1460 años (el período de esta duración se llamó ciclo sótico). La diferencia entre un año estacional (año solar) y el año civil era por lo tanto de 365 días cada 1460 años, o lo que es lo mismo 1 día cada 4 años. Del mismo modo, los egipcios pudieron calcular que 309 meses lunares (lunaciones) casi igualaban a 9125 días, equivalentes a 25 años egipcios. Estos cálculos fueron probablemente usados en la construcción del calendario lunar secundario.
Durante la mayor parte de la historia egipcia, los meses no tuvieron nombres individuales, sino que numerados dentro de cada una de las tres estaciones agrícolas. A partir del Imperio Medio, sin embargo, cada mes tenía su propio nombre. Estos nombres finalmente evolucionaron en los nombres de los meses en el Imperio Nuevos, que por su parte dieron ocasión a los nombres helenizados que fueron usados en la cronología de Claudio Ptolomeo en su Almagesto y por otros astrónomos de la antigüedad. Los astrónomos en la Edad Media usaron el calendario egipcio debido a su regularidad matemática y a la autoridad científica de Ptolomeo. Copérnico, por ejemplo, construyó sus tablas para el movimiento de los planetas basándose en la medición del tiempo con el año egipcio.
La convención entre Egiptólogos modernos es numerar los meses consecutivamente usando números romanos.

Esfera celeste y sistema de coordenadas.

¿Que es la esfera celeste?
La esfera celeste es una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica en el globo terrestre, en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes; así es como el ángulo formado por dos direcciones será representado por un arco de círculo mayor sobre esa esfera. Teóricamente se confunde con el de la Tierra: el Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es coincidente con el eje de rotación de la Tierra, por lo que se halla prácticamente centrada en el ojo del observador. Los astrónomos fundan sus mediciones en la existencia, en esa esfera, de puntos, círculos y planos convencionales: el plano del horizonte y el del ecuador celeste; el polo y el cenit; el meridiano, que sirve de origen para la medición del acimut. Resulta fácil hallar un astro o situarlo respecto a esos planos fundamentales.

Dibujo de la esfera celeste con los puntos y lugares geometricos más importantes.Cuando el horizonte del espectador es oblicuo con respecto al ecuador, la esfera celeste es calificada de oblicua. Para un observador situado en uno de los dos polos, la esfera es paralela, ya que su horizonte conserva paralelismo con el ecuador. Por último, la esfera es recta para el observador situado en la línea equinoccial, porque allí el horizonte corta perpendicularmente el ecuador.
La esfera celeste es un concepto no un objeto, es la superficie virtual sobre la que vemos proyectados a los astros como si todos estuvieran a igual distancia de la tierra.
Tres puntos conspicuos de esta esfera (cenit, polo norte celeste y astro (Z,P y S) en el gráfico de la izquierda) definen un triangulo esférico y mediante su resolución los marinos logran ubicarse sobre la superficie terrestre.

Distancia aparente y Diametro aparente.
El diámetro aparente es el diámetro de un cuerpo celeste visto desde la Tierra y medido en grados, minutos y segundos. Por ejemplo, la nebulosa M42, en Orión, tiene un diámetro aparente de 90" x 60".
La distancia aparente entre dos astros cuales quiera esta dada por la diferencia entre las direcciones de las visuales dirigidas a ambos.
 
Elementos astronomicos.
Horizonte o horizonte aparente (del griego "orizon": limitar) es la "línea" que aparentemente separa el cielo y la tierra. Vista desde cualquier ángulo esta línea siempre aparece bien morsa, es decir bien a la altura de los ojos del espectador. Esta "línea" involucra un espacio circular de la superficie de la tierra

En otros dominios, el horizonte es definido como un plano que pasa por el centro de la Tierra y es perpendicular a la línea cenit-nadir (un radio desde el centro de la tierra hacia la superficie) o la vertical. Tal es el horizonte astronómico u horizonte racional. Los términos de su definición consideran que la esfera celeste no está centrada en el observador sino que es concéntrica a la esfera terrestre.

Se definen otros tipos de horizontes atendiendo al punto de vista del observador:
Horizonte aparente: plano ideal tangente a la superficie de la Tierra en el punto de observación.
Horizonte sensible u horizonte real: depende del paisaje local (montañas, edificios, etc.)
Horizonte geométrico: superficie cónica generada por la visual del observador dirigida a la superficie terrestre en la lejanía.
Horizonte físico u horizonte óptico: determinado por la refracción atmosférica, que permite ver por debajo del horizonte real.
Salvo el horizonte astronómico y el horizonte aparente, todos los demás son horizontes ópticos pues están afectados por el fenómeno de la refracción.
El horizonte es un plano fundamental para algunas coordenadas celestes, por lo que de su correcto establecimiento depende la precisión de las medidas logradas. Tal es el caso de las coordenadas horizontales geocéntricas, en las que hay que tomar alturas sobre el horizonte de una estrella o de un planeta. Las medidas obtenidas in situ serán en principio referidas al horizonte aparente, y habrá que corregirlas por la refracción atmósférica y por la paralaje geocéntrica para obtener la altura referida al horizonte astronómico.
La paralaje geocéntrica -o de altura- disminuye con la altura sobre el horizonte, hasta hacerse nula en el cenit. Su corrección, para medidas de precisión, exige considerar a la Tierra como un elipsoide y no como una esfera (realmente es un geoide), tomándose el valor del radio terrestre en el punto de observación -no el radio medio-, amén de la altura sobre el suelo. Para estrellas muy lejanas la paralaje de altura puede no ser significativa.
En cuanto a la refracción, digamos que a 0º sobre el horizonte vale unos 34'. Cuando el disco del Sol toca el mar realmente ya está bajo el horizonte, y lo que vemos es su imagen refractada: el Sol está en nuestro horizonte óptico, pero por debajo de nuestro horizonte geométrico. La refracción disminuye con la altura sobre el horizonte, al igual que sucedía con la paralaje de altura, anulándose en el cenit.

Coordenadas horizontales.
Sea C el centro común de las esferas terrestre y celeste (figura 1). Se señala un punto O sobre la superficie terrestre, tal que OC es la vertical de plomada en O. En O se encuentra el observador.

La prolongación de OC corta a la esfera celeste en los puntos Z y Z' , cenit y nadir de O, respectivamente. La línea ZZ' es la vertical del observador, o simplemente la vertical.
Por C imaginamos un plano perpendicular a ZZ' que corta a la esfera celeste en el círculo máximo SWNE, el horizonte astronómico de O. En lo sucesivo, cuando se hable de horizonte se entenderá siempre horizonte astronómico, salvo precisión contraria.
La prolongación del eje terrestre nos da los puntos P y P' , los polos de la esfera celeste. PP' es el eje del movimiento diurno. La rotación de la Tierra hace que la esfera celeste se mueva aparentemente en torno a dicho eje.
Las proyecciones de P y P' en el horizonte son los puntos N (Norte) y S (Sur), y la perpendicular a la línea NS por C, en el plano del horizonte, nos da el Este E y Oeste W.
En realidad el observador está en el plano del horizonte. Las coordenadas horizontales son topocéntricas. Esto supone que las medidas que obtenga serán aparentes, por la paralaje diurna y la refracción atmosférica. Según los casos se requerirán las correcciones oportunas, para transformar estas medidas en coordenadas geocéntricas.
La vertical del observador ZZ', su horizonte SWNE y el punto Sur S, son el sistema de referencia de las coordenadas horizontales.

Movimiento diurno.
El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte.
 


Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Éstas se mueven acordes al tiempo sidéreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.
Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba de un movimiento real de las estrellas. Desde Copérnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemáica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.
Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.
El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrógrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y antihorario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en dirección Norte).Los únicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los demás, y las estrellas con ellos parecen girar en círculos concéntricos alrededor de aquéllos. El polo norte celeste está situado sobre el punto cardinal norte a una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vería la Estrella Polar en el cenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte está sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40º, el polo celeste se encuentra a una altura de 40º sobre el horizonte.
Entre las estrellas más próximas al polo norte, la más fácilmente visible es la Estrella Polar, que se encuentra a un grado de éste, y describiendo un círculo alrededor de él. El radio de dicho círculo es unas dos veces el diámetro angular nuestra Luna.
Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un círculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningún momento, por lo que son siempre visibles.
El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen sólo parte de un círculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.
En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento.

Sistema de coordenadas celestes

Coordenadas horizontales

El sistema de coordenadas esféricas horizontales es el más obvio (ver figura 3):

● Acimut (a) es la distancia angular medida sobre el horizonte, desde el Sur hasta el pie del círculo máximo que pasa por el cenit y un cuerpo celeste. Se mide en sentido retrógrado, de 0 a 360 grados. Nota: en los países anglosajones se toma el origen en el Norte en lugar del Sur.


● Altura (h) es la distancia esférica del horizonte al astro. Se mide en grados desde el horizonte; es positiva si el astro se halla en el hemisferio visible y negativa si está en el invisible. La altura es el arco complementario de la distancia cenital, z = 90° - h. Estos ejes de coordenadas son los que tiene un telescopio acimutal, si bien estos telescopios no suelen tener círculos graduados indicando los valores de las coordenadas.


Coordenadas horarias
Para localizar un punto, podemos utilizar los paralelos celestes y los círculos horarios de una manera análoga a las coordenadas horizontales. Se trata de un sistema de coordenadas horarias, donde la posición viene determinada por:
● Ángulo horario (H) es la distancia angular medida hacia el oeste sobre el ecuador celeste, desde el meridiano hasta el círculo horario que pasa a través de un astro. Se mide desde el Sur, en sentido retrógrado, de 0 a 24h.
● Declinación (δ) es una distancia angular (sobre la esfera celeste) desde el ecuador celeste hasta el astro, medida (en grados) sobre el círculo horario que pasa a través de éste. Es positiva en el hemisferio celeste norte y negativa en el sur.
El ángulo horario, al tomar como referencia el meridiano del lugar, es útil para describir el cielo que ve un observador concreto en un determinado momento. Pero esta coordenada depende de la posición del observador y, por otra parte, varía rápidamente con el tiempo debido a la rotación de la Tierra. Es decir, que las coordenadas horarias no son válidas para cualquier observador en cualquier instante. Por eso, en Astronomía no se utiliza el ángulo horario para dar la posición, con carácter general, de un astro, sino otra coordenada que se define en función de un punto del ecuador celeste. Antes de definir esa coordenada, trataremos el movimiento orbital de la Tierra.

Coordenadas ecuatorial

El sistema ecuatorial es uno de los sistemas de coordenadas celestes más utilizados. Es semejante al sistema CIS en cuanto se basa en el punto Aries y en el ecuador celeste como referencias, pero en vez de definir un sistema regtangular cartesiano, utiliza dos ángulos para ubicar a un punto en la esfera celeste:
Declinación (dec o ): Es el ángulo medido entre el ecuador celeste y el punto de interés. En este sentido, es equivalente a la latitud del sistema LLA.
La declinación se mide en grados a partir del ecuador celeste, negativo hacia sur y positivo hacia el norte.
Ascención recta (RA o ): La ascención recta es el equivalente celeste a la longitud del sistema LLA y representa el ángulo entre el punto Aries y la proyección sobre el ecuador celeste del punto a ubicar.
La ascención recta es también llamada ``ángulo horario'' dado que se mide en horas, minutos y segundos hacia el este del punto Aries. Hay que recordar que esto implica que una hora de RA es equivalente a 15^o de arco.

Coordenadas locales.

Dependen de la posición del observador. Son ejemplo de coordenadas locales las Coordenadas horizontales y Coordenadas horarias. Es decir un mismo astro en un mismo momento se ven bajo coordenadas horizontales diferentes por observadores diferentes situados en puntos diferentes de la Tierra.

Coordenadas no locales.
No dependen de la posición del observador. Son ejemplo de coordenadas no locales Coordenadas ecuatoriales, Coordenadas eclípticas, Coordenadas galácticas. Es decir un mismo astro en un mismo momento cualquier observador situado en lugares diferentes ve los mismos valores para todas ellas.

Ecliptica.
La Eclíptica es la línea curva por donde «transcurre» el Sol alrededor de la Tierra, en su «movimiento aparente» visto desde la Tierra. Está formada por la intersección del plano de la órbita terrestre con la esfera celeste. Es la línea recorrida por el Sol a lo largo de un año respecto del «fondo inmóvil» de las estrellas. Su nombre proviene del latín ecliptĭca (linĕa), y este del griego εκλειπτική, relativo a los eclipses.

Plano de la Eclíptica se denomina al plano medio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Contiene a la órbita de la Tierra alrededor del Sol y, en consecuencia, también al recorrido anual aparente del Sol observado desde la Tierra. Este plano se encuentra inclinado unos 23º 27' con respecto al plano del Ecuador terrestre.

Astronomia

La astronomía (del griego: etimológicamente la "ley de las estrellas") es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos. Su registro y la investigación de su origen viene a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Isaac Newton, Immanuel Kant, Gustav Kirchhoff y Albert Einstein han sido algunos de sus cultivadores.

Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc.
No debe confundirse a la Astronomía con la astrología. Aunque ambas comparten un origen común, son muy diferentes. La Astronomía es una ciencia: los astrónomos siguen el método científico. La astrología, que se ocupa de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres, es una pseudociencia: los astrólogos, siguen un sistema de creencias no probadas o abiertamente erróneas, por ejemplo, no tienen en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco de Nicea.

Trabajo de los astronomos.
Un astrónomo o astrofísico es un científico cuya área de investigación es la astronomía o la astrofísica.

Se considera el comienzo de la astronomía en la antigua Babilonia por sus sacerdotes. Estudios recientes de las inscripciones babilónicas muestran el conocimiento extremadamente preciso que poseían de su cielo nocturno. Los sacerdotes del Antiguo Egipto también hacían especial hincapié en la observación del cielo, quedando reflejado en los denominados techos astronómicos, dibujados en muchas tumbas del Valle de los Reyes.
La combinación de las interpretaciones religiosas del cielo, como leyendas y mitos, conducen a una dualidad que hoy nosotros identificamos como astrología. Es importante tener en cuenta que antes de 1750, aproximadamente, no se hacía distinción entre astronomía y astrología.
A diferencia de la mayoría de científicos, los astrónomos no pueden manipular directamente los objetos que estudian, y deben hacer uso de detalladas observaciones para sus descubrimientos. Generalmente, los astrónomos usan telescopios y otros instrumentos ópticos para sus observaciones.

Breve historia de la astronomia.
Aristóteles inauguró toda una nueva perspectiva de la visión cósmica, formalizando el modelo astronómico, contra el astrológico.
Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción megalítica se realizó sobre conocimientos astronómicos muy precisos. Un menhir que supera los 6 m de altura indicaba, a quien miraba desde el centro, la dirección exacta de la salida del Sol en el solsticio de verano. Algunas cavidades servían para colocar postes de madera capaces de indicar los puntos de referencia en el recorrido de la Luna.
En casi todas las religiones antiguas existía la cosmogonía, que intentaba explicar el origen del universo, ligando éste a los elementos mitológicos. La historia de la astronomía es tan antigua como la historia del ser humano. Antiguamente se ocupaba, únicamente, de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista, quedando separada durante mucho tiempo de la Física. En Sajonia-Anhalt, Alemania, se encuentra el famoso Disco celeste de Nebra, que es la representación más antigua conocida de la bóveda celeste. Quizá fueron los astrónomos chinos quienes dividieron, por primera vez, el cielo en constelaciones. En Europa, las doce constelaciones que marcan el movimiento anual del Sol fueron denominadas constelaciones zodiacales. Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud. La astronomía precolombina poseía calendarios muy exactos y parece ser que las pirámides de Egipto fueron construidas sobre patrones astronómicos muy precisos.
La cultura griega clásica primigenia postulaba que la Tierra era plana. En el modelo aristotélico lo celestial pertenecía a la perfección -"cuerpos celestes perfectamente esféricos moviéndose en órbitas circulares perfectas"-, mientras que lo terrestre era imperfecto; estos dos reinos se consideraban como opuestos. Aristóteles defendía la teoría geocéntrica para desarrollar sus postulados. Fue probablemente Eratóstenes quien diseñara la esfera armilar que es un astrolabio para mostrar el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la tierra.
Esfera armilar.La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la Edad Media, a excepción de algunas aportaciones como la de Alfonso X el Sabio con sus tablas alfonsíes, o los tratados de Alcabitius, pero floreció en el mundo con el Imperio persa y la cultura árabe. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de Teherán (Irán), por el astrónomo persa Al-Khujandi, quien observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le permitió calcular la oblicuidad de la eclíptica. También en Persia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario que es más preciso que el calendario juliano acercándose al Calendario Gregoriano. A finales del siglo IX, el astrónomo persa Al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de los cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Abraham Zacuto fue el responsable en el siglo XV de adaptar las teorías astronómicas conocidas hasta el momento para aplicarlas a la navegación de la marina portuguesa. Ésta aplicación permitió a Portugal ser la puntera en el mundo de los descubrimientos de nuevas tierras fuera de Europa.

Origen y Evolución del Sistema Solar.

Origen y Evolución del Sistema Solar.

1. Contribuciones de antiguos sabios griegos al conocimiento del mundo.

-         Anaximandro (570 a.C.)

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.

-         Heráclides (500 a.C.)

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.

-         Tales (600 a.C.)

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.

2.      Diferencias entre el modelo egocéntrico y el heliocéntrico.

La 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.

3. 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:

1.- La retrogradación de los planetas y su aumento de brillo, mientras retrogradan.

2.- La distinta duración de las revoluciones siderales.

5. Sistema de Copérnico y imperfecciones.

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.

6. ¿Cómo fueron tomadas las ideas de Copérnico en esa epoca?

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.

7.      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.

8.      Reflexión acerca de las palabras de Albert Einstein acerca del trabajo de Kepler.

A partir de los trabajos de Kepler, Einstein sostiene que el conocimiento no deriva solo de la experiencia científica sino que debe haber una unión entre lo que el espíritu intuye con lo que se observa.

9.      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.

10.  Primera ley de Kepler y su importancia para la comprensión del sistema solar.

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.

11.  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.

-         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.

• 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.

13.  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.