Origen y evolucion del sistema solar

Formación y evolución del Sistema Solar

Concepción artística de un disco protoplanetario.

Se estima que la formación y evolución del Sistema Solar comenzó hace 4 568 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, lunas, asteroides y otros cuerpos menores del Sistema Solar.
Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg, Emanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas científicas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias. Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la década de 1990, el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones.
El sistema solar evolucionó mucho desde su formación inicial. Muchas lunas formaron discos de gas y polvo circulares alrededor de los planetas a los que pertenecen, mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y más tarde fueron capturadas por sus planetas. Todavía otras, como la Luna de la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales para la evolución del Sistema Solar. Las posiciones de los planetas se desplazaron con frecuencia. Ahora se cree que esta migración planetaria fue responsable de gran parte de la evolución temprana del Sistema Solar.

Formación inicial

Nebulosa solar

Imagen del Hubble de discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión, una "guardería de estrellas" posiblemente muy similar a la nebulosa primordial a partir de la cual nuestro Sol se formó.

 

 

La hipótesis actual sobre la formación del Sistema Solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg. En 1775 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4,6 mil millones de años el Sistema Solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas. Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.
En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, pensándose que aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de ésas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol.
Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar) pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7.000 y 20.000 UA (Unidad Astronómica) y una masa apenas mayor que la del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares). Se creía que su composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis).
Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA, y una protoestrella caliente y densa al centro.
Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al Sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria. Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 K en su punto más caliente. Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto el Sol se volvió una estrella completamente nueva.
De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acrecentamiento, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.
El Sistema Solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando sólo 0,6% de la masa del disco) y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.
Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).
El viento solar del joven Sol esparció el gas y el polvo en el disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.

Estimación de la edad

Usando fechado radiométrico, los científicos estiman que el Sistema Solar tiene 4600 millones de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya que la superficie de la tierra está siendo constantemente remodelada por la erosión, el vulcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del Sistema Solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos (como el meteorito del Cañón Diablo se han encontrado con 4600 millones de años de edad, por lo tanto el Sistema Solar debe tener por lo menos 4600 millones de años.

Evolución subsecuente

Originalmente se creyó que los planetas se formaron en o cerca de las órbitas en las que los vemos ahora. Sin embargo, este punto de vista ha sido sometido a un cambio radical durante la parte final del siglo XX y el principio del siglo XXI. Actualmente se cree que el Sistema Solar se veía muy diferente después de su formación inicial, con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio estando presentes en el Sistema Solar interior (en lugar de los actuales cuatro), el Sistema Solar exterior siendo mucho más compacto de lo que es ahora y el cinturón de Kuiper empezando mucho más adentro de lo que comienza ahora.
Actualmente se cree que los impactos son una parte regular (si bien poco frecuente) del desarrollo del Sistema Solar. Además del impacto que formó la Luna, se cree que el sistema Plutón-Caronte resultó de una colisión entre objetos del cinturón de Kuiper. También se cree que otros casos de lunas alrededor de asteroides y otros objetos del cinturón de Kuiper son el resultado de colisiones. Que siguen ocurriendo colisiones está demostrado por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y por la huella del impacto de Meteor Crater en el estado americano de Arizona.

Ley de gravitación universal

Isaac Newton y la ley de la gravitación universal

La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce como cálculo integral). Isaac Newton nació el 25 de diciembre de 1642, en Woolsthorpe, Lincolnshire. Cuando tenía tres años, su madre viuda se volvió a casar y lo dejó al cuidado de su abuela. Al enviudar por segunda vez, decidió enviarlo a una escuela primaria en Grantham. En el verano de 1661 ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, donde recibió su título de profesor.

Durante esa época se dedicó al estudio e investigación de los últimos avances en matemáticas y a la filosofía natural. Casi inmediatamente realizó descubrimientos fundamentales que le fueron de gran utilidad en su carrera científica. También resolvió cuestiones relativas a la luz y la óptica, formuló las leyes del movimiento y dedujo a partir de ellas la ley de la gravitación universal.

La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de:

6,670. 10-11 Nm²/kg².

Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad.
Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,8 m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo 1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente a nuestro planeta, y en uno de los planetas gigantes del sistema solar, Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².

En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la gravitación universal.

A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales.

Instituciones Astronómicas de la República Argentina.

OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL

• Aspectos institucionales:

Historia: El Observatorio Nacional Argentino fue fundado en la ciudad de Córdoba, el 24 de Octubre de 1871, por iniciativa del Presidente Domingo F. Sarmiento y las gestiones de su Ministro Nicolás Avellaneda. Como primer director de esta institución fue designado el astrónomo norteamericano Dr. Benjamín A. Gould.

Durante la construcción del primer edificio ubicado en “Los Altos”el Director y sus cuatro ayudantes se dedicaron a la determinación de la posición y brillo de todas las estrellas visibles a simple vista. Esta obra a la que se denominó Uranometría Argentina vio la luz en 1877.

Instalados los principales instrumentos, en 1872 se inicia la determinación precisa de las posiciones de las estrellas hasta la magnitud 10, realizándose más de un millón de observaciones, las que formaron los famosos catálogos de Zona y el Gran Catálogo

Argentino. En forma simultánea con el “Gran Ecuatorial”, telescopio refractor de 28 cm de diámetro, se llevó a cabo el primer trabajo fotográfico sistemático y a gran escala de la historia de la astronomía, denominó Fotografía Cordobesas, publicado en 1896.

  

El Observatorio Nacional realiza importantes trabajos para la Argentina aunque no estén relacionados con la Astronomía: la creación de la Oficina Meteorológica Nacional, la colaboración para la unificación de los patrones de medidas, las primeras determinaciones precisas de las longitudes geográficas de las más importantes ciudades del país, fijar y emitir por el telégrafo la hora oficial para todo el territorio.

Las principales obras de esta etapa fueron: la Córdoba Durchmusterung, famoso catálogo al que aún se hace referencia para nominar estrellas; la Carte du Ciel y el Catálogo Astrografico, proyecto internacional para el registro fotográfico de todo el cielo.

  En 1909 el Dr. Charles Dillon Perrine, que moderniza la institución orientando sus estudios a la astrofísica. Se realizan  importantes estudios sobre objetos nebulares australes, los primeros intentos para verificar la teoría de la relatividad y una extensa serie de observaciones del cometa Halley.

  Se inicia la escuela de óptica, construyéndose y poniéndose en funcionamiento un gran reflector de 76 cm de diámetro. También se da comienzo a la construcción de un telescopio reflector gigante. Que por la Guerra Mundial y problemas económicos no se pudo llevar a cabo hasta que en 1942 el Dr. Enrique Gaviola que lo inaugura. Gran medida la actividad del Observatorio se centró en él, realizándose un gran número de trabajos trascendentes. Como ejemplo de éstos, baste la mención del Atlas de Galaxias Australes del Dr. Luis Sersic.

  Áreas de la institución:   Astrometría, Instrumentación y Técnicas observacionales. Sistemas Planetarios. Astrofísica Estelar. Medio Interestelar y Estructura Galáctica. Astronomía extragaláctica y cosmología. Historia, Enseñanza y Difusión de la astronomía.

  Autoridades:

Director: Dr. Diego García Lambas

Vicedirector: Dr. Carlos Valotto

Consejo Consultivo:

Director: Dr. Diego García Lambas

Profesores: Dr. Carlos Valotto

                Dr. Diego Ferreiro

                Dr. Victoria Alonso

                Dr. Hernán Muriel

                Dr. Julian Martinez

                Dr. Carlos Doncelli

• Proyectos de investigación:

Grupo de astrofísica Estelar

Las principales líneas de investigación desarrolladas han sido:

• Estructura galáctica: determinación de propiedades astrofísicas fundamentales de sistemas estelares galácticos, tales como sistemas binarios, Trapecios, cúmulos abiertos, cúmulos globulares y asociaciones estelares.
• Formación y evolución estelar: se han desarrollado estudios observacionales de las etapas iniciales, intermedias y finales de la evolución estelar.
• Establecimiento de calibraciones empíricas y/o semi empíricas para la determinación de parámetros fundamentales de las estrellas, tales como temperaturas superficiales, luminosidades intrínsecas, gravedades superficiales, masas, metalicidades, etc.
• Evolución química del disco galáctico,Gradientes de metalicidad, relación edad-metalicidad y estudios de cúmulos abiertos como trazadores de la evolución química del disco galáctico.
• Estudios de síntesis de poblaciones estelares galácticas y de las Nubes de Magallanes. Evolución espectral integrada de cúmulos estelares de las Nubes de Magallanes. Construcción de espectros templates representativos de poblaciones estelares con diferentes edades y metalicidades, etc.
• Historia de formación estelar, evolución química y dinámica de las Nubes de Magallanes. En particular, historia de formación estelar de la barra de la Nube Mayor de Magallanes. Actualmente tiene dos tesistas que investigan los procesos de formación estelar, enriquecimiento metálico y evolución química en las dos Nubes de Magallanes.
• Este grupo realizó además estudios observacionales diversos sobre estrellas gigantes y supergigantes rojas, estrellas peculiares, estrellas Be, estrellas variables de distintos tipos, binarias eclipsantes, sistemas Trapecio, el Cometa Halley y otros cometas, galaxias, supernovas y remanentes de supernovas, nebulosas planetarias, etc.

Instituto de Astronomía Teórica y Experimental

En este instituto mixto CONICET/UNC se desarrollan varias áreas, a saber:

• Los estudios estadísticos de la distribución en gran escala y de propiedades de galaxias y sistemas se llevan a cabo utilizando las enormes fuentes de datos observacionales actualmente disponibles tales como los relevamientos 2dFGRS y Sloan que comprenden cientos de miles de espectros de galaxias y varias decenas de millones de datos fotométricos. Los estudios realizados permiten esclarecer diferentes aspectos de la distribución en gran escala de galaxias, grupos, cúmulos y quasars, como asimismo la relación entre las galaxias y el medio. Cabe destacar aquí los resultados obtenidos sobre la distribución de galaxias y cúmulos de diferentes luminosidades y características, la formación estelar en sistemas, la distribución anisotrópica de galaxias etc.
• Teoría y Dinámica: gracias a estas han podido tenerse en cuenta mecanismos disipativos del gas, la modelización del proceso de formación estelar, el enriquecimiento químico del medio intergaláctico y las propiedades de inestabilidad gravitacional de la materia, a partir de las fluctuaciones primordiales luego del Big Bang. Para ello el instituto cuenta con un parque informático acorde (cluster, servidores, estaciones de trabajo), que facilitan nuevos estudios numéricos y estadísticos con mejor resolución. Asimismo, el desarrollo de modelos analíticos y semi-analíticos de formación y evolución de galaxias está posibilitando investigaciones que profundizan la problemática de la interacción entre la formación estelar y la estructura en gran escala. En este contexto se realizan trabajos sobre Simulaciones Cosmológicas, Dinámica de la Vía Láctea y Dinámica del Sistema Solar.
• Búsqueda de sitios astronómicos: se dedica al desarrollo específico y a la concreción de campañas para la caracterización astronómica de sitios. Luego de realizar estudios en la región de Atacama en Chile, se han concentrado los esfuerzos en la región del Noroeste Argentino. Estos estudios de caracterización de sitios y calidad de cielo en el territorio argentino, de gran importancia no solo para lo estrictamente académico, sino para el desarrollo regional en nuestro país están siendo abordados en un marco de cooperación con el Observatorio Europeo Austral (ESO). Al presente se cuenta con instrumental específico para tal fin tal como son los equipos DIMM y MASS que permiten una caracterización objetiva de la atmósfera de un sitio. Las campañas realizadas en diferentes zonas del Noroeste Argentino son prometedoras y estimulan la continuación y expansión de las mismas pues indican la posibilidad cierta de que nuestro país cuente con sitios aptos para la instalación de grandes facilidades astronómicas internacionales, cuyo requisito previo es sin dudas una adecuada caracterización científica y sistemática de las condiciones locales.
• Grupo de Física de Plasmas

Grupo de Sistemas Planetarios

Estudio del origen y evolución dinámica de sistemas planetarios, desde los cuerpos de nuestro propio Sistema Solar hasta planetas extrasolares. Algunos de los proyectos actualmente desarrollados incluyen:

• Detección de exoplanetas a partir de datos de Velocidad Radial y Tránsito.
• Dinámica de planetas extrasolares en resonancias de movimientos medios.
• Interacción de planetas con discos de gas, y el origen de la población de planetas "calientes".
• Formación de planetas en sistemas estelares binarios.
• Dinámica de asteroides del cinturón central.
• Desarrollo de herramientas numéricas, tales como integradores de N-cuerpos de alta precisión, integradores simplecticos, manipuladores algebraicos y códigos para el análisis de datos observacionales de exoplanetas.

Grupo de historia, enseñanza y difusión de la astronomía

  El propósito de este grupo es brindar información novedosa sobre la historia de la ciencia astronómica; temas vinculados con la misma y complementarios del quehacer propio, su enseñanza y divulgación. Se promueve una labor interactiva, para precisar e incrementar la pobre base de datos existente sobre los realizadores de esa labor, en el pasado y en el presente.

  - Además cuentan con otros grupos tales como:Grupo de Astrometría, Instrumentación y Técnicas observacionales; Medio Interestelar y Estructura Galáctica.

• Actividades que desarrolla la institución:

  El Observatorio Astronómico de Córdoba tiene una importante tradición de divulgación y de acercar el conocimiento científico al público en general. Durante todo el año se llevan a cabo una serie de actividades para acercar el conocimiento científico al público.

  Conferencias: en el Observatorio Astronómico se dictan charlas de interés para todo público, con entrada libre y gratuita, el primer viernes de cada mes. El primer ciclo de conferencias comenzó en agosto de 2005.                                                                   Todas las conferencias se llevan a cabo en el Auditorio Mirta B. Mosconi de la sede del Observatorio Astronómico, calle Laprida 854, los primeros
viernes de cada mes, a las 20hs.
  Noticias astronómicas: difunde a través de medios de comunicación las novedades de nuestro universo visible y las últimas noticias del mundo de la ciencia.
  OAC y comunidad: olimpiadas especiales: lleva adelante desde el 2011 las “Olimpiadas Especiales de Astronomía”. Además, se realizan “Olimpíadas de Astronomía para nivel medio”.
  Concursos escuelas: colabora en el programa de entrega de telescopios a escuelas, con el asesoramiento y seguimiento de astrónomos.
  MOA “Museo del Observatorio Astronómico”: custodia, estudia y difunde material de alto valor histórico relacionado con el desarrollo de la astronomía en Argentina. Presenta muestras interactivas, exposiciones, y alternativas para aprender de la historia de nuestro universo.

OBSERVATORIO NAVAL BUENOS AIRES

 El Observatorio Naval entre sus actividades, es la de conservar y difundir la hora oficial Argentina y dar apoyo a la navegación, la astronomía y geodesia.

Historia

• Instalado originariamente en un predio de la calle Bella Vista (hoy Avenida Alvear) entre Callao y Ayacucho, el “Observatorio de Marina”  tuvo como primer director al Coronel de Marina Honorario Francisco Beuf,  un oficial retirado de la Armada de Francia, quien había alternado una brillante carrera militar – fue condecorado por sus actuaciones en campañas en Italia y México – con una gran experiencia científica, que incluía la dirección durante siete años del Observatorio Naval de Toulon.
• Beuf había recibido una propuesta del gobierno argentino para hacerse cargo de la Escuela Naval Militar, de la Oficina Central de Hidrografía – constituidas en 1872 y 1879, respectivamente – y del Observatorio por crearse. Autorizado por la Armada francesa, aceptó el ofrecimiento, llegó al país, y fue nombrado entonces Comandante Director de los tres organismos.
• A través del Observatorio, la Argentina participó del proyecto mundial de observación del pasaje del planeta Venus, en 1882, y después del primer año de funcionamiento estuvo en condiciones de calcular la hora y ajustar los cronógrafos de los buques de la escuadra, con la misma precisión que los observatorios europeos.
• En 1883 Dardo Rocha fundó el Observatorio Astronómico de La Plata y convocó a Beuf para dirigirlo. En su lugar fue contratado otro eminente científico y humanista de origen austríaco, el Coronel Eugenio Bachmann, miembro del plantel de profesionales del Observatorio Nacional de Córdoba y profesor de la Universidad Nacional de esa ciudad. Durante su gestión, en 1888, el Observatorios Naval se inició la emisión de una señal luminosa que indicaba la hora diariamente.
• La tarea fundamental inicial del Observatorio fue la de dar la hora a los buques surtos en la dársena, para lo cual comenzó con una señal visual, un cilindro colorado que al caer marcaba las 13 horas. Pero como las unidades que estaban en navegación también necesitaban contar con elementos para verificar sus cronómetros, entre 1911 y 1914 se iniciaron las transmisiones de señales horarias radiotelegráficas por medio de un manipulador. Así, el avance del servicio, permitió mejorar el servicio.
• En 1923, durante la presidencia de Marcelo T de Alvear, la Capital Federal adoptó como “hora oficial”, a la provista por el Observatorio de Marina, que era indicada por el reloj de la torre de la Plaza Británica de Retiro. La hora oficial era además proporcionada a la Dirección General de Correos y Telégrafos, que se encargaba de distribuirla al interior por medio de las oficinas de correos y de las estaciones del ferrocarril.
• Tres años después se reemplazaron los antiguos péndulos Breguet, incorporados por Francisco Beuf en 1881, por dos péndulos regulados a tiempo sidéreo y otro a tiempo medio, todos de origen francés y de última generación.
• En 1934 el Observatorio estuvo en condiciones de brindar un servicio público de señales radiotelefónicas y con la incorporación en 1938 de un reloj primario (controlado por osciladores electrónicos de frecuencia de radio) se lograron sobrepasar los límites de precisión logrados por los péndulos, con la ventaja adicional de su inmutabilidad frente a movimientos sísmicos.
• En 1944 se implementó el servicio de la Hora Oficial por Radiodifusión con señales audibles indicativas de hora entera y media hora emitidas en forma obligatoria por todas las emisoras de amplitud modulada.
• A comienzos de la década del 60, se consolidó un programa de mejoras en la conservación y contraste del tiempo, basado en frecuencias y tiempos controlados por osciladores precisos, ante la necesidad y demanda de rastrear correctamente los satélites artificiales, en sus primeras etapas de desarrollo. Coincidentemente se integró a la red de control de Tiempo Universal Coordinado, de la Oficina  Internacional de Pesos y Medidas.
• En 1964 fue incorporado un oscilador patrón Sulzer 183 de 2,5 Mhz, para mejorar la precisión en la emisión de las señales horarias y por primera vez se utilizó la computadora electrónica para la tabulación de los datos del “Almanaque Náutico y Aeronáutico y su Suplemento”, que publica el Servicio de Hidrografía Naval desde 1936.
• Finalizada la etapa de las determinaciones astronómicas, el Observatorio Naval aumentó sensiblemente su precisión con los relojes patrones atómicos de cesio agregados al sistema de relojes a cristal de cuarzo. La precisión de los primeros – un segundo de desfasaje en 30.000 años - se basa en la estabilidad de la frecuencia del átomo de cesio 133 en determinado estado de energía.
• Los convenios firmados en 1975 con el Observatorio Naval de Washington, por los que se establecieron instalación de un sistema radioeléctrico de posicionamiento y otras iniciativas de nivel científico, afianzaron la vigencia de la misión del Servicio de Hidrografía Naval, más allá de las fronteras nacionales.   
• A partir del Decreto del Poder Ejecutivo Nacional N° 1972, del año 1983, el Servicio de Hidrografía Naval es responsable de la determinación, conservación y generación de las señales de la hora oficial, integrando con el Comité Federal de Radiodifusión (COMFER) y con la Secretaría de Comunicaciones una comisión para coordinar su adecuada difusión en todo el país. Actualmente la hora se difunde en forma telefónica, por medio de las empresas Telecom y Telefónica de Argentina, por radiodifusión, con las emisoras de amplitud modulada y por medio de señales radiotelegráficas emitidas por los transmisores del propio observatorio.
• Desde su emplazamiento original de la Recoleta, que compartía con la Escuela Naval y la Oficina Central de Hidrografía, el Observatorio se mudó en 1888 al predio que hoy ocupa el Jardín Botánico. En 1902 se trasladó a dársena Norte y en 1947 lo hizo a su actual edificio en la avenida España 2099, próximo al monumento de las Nereidas y a escasa distancia del renovado Puerto Madero. El edificio, fue declarado “monumento histórico” recientemente.

  El Observatorio Naval Buenos Aires incorporó al Servicio Público Nacional de la Hora Oficial un nuevo reloj atómico patrón, modelo AG 5071 A. Esta renovación, enmarcada en un proyecto cooperativo con el Instituto de Tecnología Industrial, el Instituto geográfico Militar, y la Universidad Nacional de La Plata, está encaminada a la integración de un laboratorio nacional de tiempo, que permita el establecimiento de un patrón nacional, de tiempo y frecuencia.

 

 A través de otro proyecto – en este caso en asociación con la Oficina Nacional de Tecnologías Informáticas – se procurará además, la generación de una señal de hora oficial en formato digital disponible en Internet. Entre otras ventajas, esta facilidad permitirá avanzar en el uso de herramientas como la firma digital, y  en el establecimiento de sistemas de seguridad informática, crecientemente necesarios para el comercio electrónico.

  La tarea del organismo, tiene también otras proyecciones internacionales. En efecto, el Observatorio es uno de los aproximadamente cincuenta laboratorios de tiempo instalados en el mundo, y uno de los cuatro sudamericanos que integran la red del Bureau Internacional de Pesas y Medidas (BIPM). En base a sus comparaciones de hora controladas por GPS, el BIPM se encarga de mantener el denominado Tiempo Universal Coordinado (UTC), que es la base legal de la hora oficial de todos los países que integran la red..

  

El Observatorio Naval de Buenos Aires

  Las tareas actuales del Observatorio Naval están focalizadas hacia sus misiones fundamentales: operar y cumplir el Servicio Público Nacional de la Hora Oficial, emitir  Frecuencias Patrones y editar el Almanaque Náutico y su Suplemento.

  Su personal desarrolla una amplia actividad relacionada con el servicio de hora a todo el país, el apoyo a la navegación marítima y aérea, información de salida y puesta de sol y luna, altura y acimut de los mismos, fases lunares, eclipses y demás eventos astronómicos de interés general.

  El Observatorio Naval mantiene el Servicio de la Hora Oficial en la Argentina, lo cual implica determinar, conservar y difundir la hora.

  La determinación de la hora se realiza en el ONBA mediante la intercomparación de tiempo con la Oficina Internacional de la Hora, ya sea por comparación a distancia o en forma directa por transporte de reloj. En los últimos años se ha desarrollado la técnica de determinación de la hora mediante la transferencia de tiempo que provee la red satelital GPS (Global Positioning System), método que se implementó en el ONBA en el corriente año.

  El Servicio de Hora del ONBA cuenta con equipamiento para la difusión de la hora. Si bien la emisión de señales horarias está especialmente destinada a la navegación, este servicio cumple simultáneamente con objetivos tecnológicos y científicos de carácter nacional e internacional.

Calendario Juliano, Gregoriano y Día Juliano

Calendario Juliano
Cuando llegó al poder Julio Cesar en el año 46 a..C. encontró el calendario romano en un estado de enorme desorden. Recurrió entonces a los consejos del astrónomo alejandrino Sosígenes y de acuerdo a sus indicaciones estableció, en el año 45 a.C., el llamado calendario juliano, que con ligeras modificaciones continúa usándose en casi todas las naciones. Prescindió por completo de la Luna y adoptó para la duración verdadera del año solar la de 365,25 días, que se denominó año juliano. Contaba con 12 meses de 30 y 31 días, excepto febrero, de 29 días, lo que hacía un total de 365 días por año. Para satisfacer estar reformas, se intercalaron 85 días al año 46 a.C. (año 708 de la fundación de Roma), resultando un año de 445 días, conocido como el año de la confusión. El modelo empleado por Julio Cesar para hacer sus reformas fue el calendario egipcio; pero a diferencia del año solar egipcio, que era inmutable, el calendario juliano variaba cada cuatro años. Ordenó que cada cuatro años habría uno de 366 días, agregándose el día adicional entre el 23 y el 24 de febrero. A los años que cuentan con dicho día adicional se los llamó bisiestos. También trasladó el principio del año al día uno de enero, que hasta entonces había comenzado en marzo, como lo indica claramente el nombre de algunos meses, como septiembre, esto es, séptimo mes, o noviembre, noveno mes.
Posteriormente, el cónsul Marco Antonio, sustituyó el nombre del mes quintilis, dándole el nombre de julio, en honor de Julio Cesar. En el año 24 a.C., el senado romano cambió el nombre al mes sextilis, llamándolo Augusti, en honor del emperador Cesar Augusto, sucesor de Julio Cesar, mes que más tarde se transformó su nombre en agosto. Luego se le quitó un día a febrero para añadírselo a agosto y hacerlo así tan largo como julio; de esa manera, el mes de febrero se redujo a 28 días para compensar el aumento a 31 días que sufrió el mes de agosto. El año juliano alcanzó entonces su forma definitiva en el año 8 d.C.
Calendario Gregoriano
La verdadera duración del año no es de 365,25 días, como lo fija el calendario juliano, sino de 365d 5h 48m 46s, lo que hace que el año juliano sea 11m 14s más largo que el año trópico, ésto es unos 0,008 días más, de tal manera que gana 1 día cada 125 años. Como consecuencia, en el calendario juliano la fecha del equinoccio de otoño se fue anticipando cada vez más, hasta que en el año 1582 tuvo lugar el 11 de marzo, en vez del día 21 como había sucedido en la época del Concilio de Nicea (año 325), el cual haba regulado el calendario eclesiástico de acuerdo al juliano. Por esto, el Papa Gregorio XIII, aconsejado por el astrónomo Aloysius Lilius y por el jesuita Cristobal Clavius, ordenó que se corrigiera el calendario. A la cuenta de los días según el viejo calendario juliano se le suprimieron diez días, de modo que el día inmediato al 4 de octubre de 1582 sería el día 15 en vez del 5. Además, para evitar el desplazamiento futuro del equinoccio, decretó que en lo sucesivo, en los años seculares o centurias sólo serían bisiestos aquellas cuyas centenas sean divisibles por 4 (de esta manera, los años 1900 y 2100 no son bisiestos y sí lo son los años 2000 y 2400). Esta reforma fue adoptada inmediatamente por todos los países católicos, pero la iglesia griega y la mayor parte de las naciones protestantes rehusaron reconocer la autoridad del Papa, aunque modificaron el calendario en años posteriores.
En la actualidad, como los años 1800 y 1900 fueron bisiestos en el calendario juliano y no lo fueron en el gregoriano, la diferencia entre ambos calendarios es de unos 13 días. Con las modificaciones mencionadas, el calendario en vigencia tiene una duración de 365,2425 días solares. La diferencia con respecto al año trópico es muy pequeña (0,0003 días), que sólo llegaría a acumular un día en alrededor de 3.300 años, razón por la cual no es un problema que sea necesario considerar a corto plazo.
Día Juliano (DJ)
Para simplificar los cálculos astronómicos y no utilizar años, meses y días en el cómputo del tiempo, Joseph Scaliger sugirió en 1582 utilizar una escala de tiempo sólo en días, y lo denominó período juliano o días julianos. Toma como inicio de este cómputo el 1º de enero del año 4713 a. C. a las 12 horas. Las horas, minutos y segundos se agregan como decimales en la fracción del día juliano correspondiente. De esta manera el lº de enero de 2003 a las 0 hora es el DJ 2452640,5 .