La bóveda celeste es una esfera ideal, concéntrica con el globo terrestre y sin radio definido en la cual aparentemente se mueven los astros.
Si en una noche oscura y despejada nos situamos en un lugar alejado de la iluminación que las ciudades dispersan hacia la atmósfera y desprovisto de árboles u otros obstáculos, podemos contemplar en toda su magnificencia el espectáculo de la bóveda celeste. Dos o tres millares de puntos luminosos que parpadean debido a la turbulencia atmosférica, se proyectan en una imaginaria esfera de radio infinito.
Esos puntos corresponden a las estrellas, objetos de naturaleza análoga a nuestro Sol, pero situados a distancias mucho mayores. Con frecuencia se distinguen, también a simple vista, unos pocos astros de brillo más estable pero cuyas posiciones cambian en pocos días. Estos son los mayores o más cercanos planetas ya conocidos en la antigüedad: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, que giran alrededor del Sol como la Tierra.
Brillo de las estrellas en la bóveda celeste.
El brillo que vemos de una estrella no sólo depende de su emisión de luz y su luminosidad, sino también de la distancia que la separa de nosotros. Para medir el brillo aparente de las estrellas se usa la “magnitud estelar relativa o aparente”. A las estrellas muy brillantes como Aldebarán y Altair se les denomina como de primera magnitud, mientras que las estrellas las cuales vemos en el límite de la visión como de sexta magnitud.
Para definir la escala de magnitudes se toma el criterio que una estrella de primera magnitud es 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud, y resulta la siguiente escala:
| Brillo Aparente | 6.3 | 2.51 | 1/2.5 | 1 | 1/6.3 | 1/15.8 | 1/39.8 | 1/100 | 1/630.9 |
| Magnitud(m) | -1 | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 |
En esta escala, dos estrellas que se diferencien en una unidad de magnitud, la de menor valor en magnitud será 2,51 veces más luminosa. La estrella que desde la Tierra podemos ver como la más brillante es Sirio que tiene magnitud m= -1,6, y la Estrella Polar tiene m=2. La escala se utiliza también para medir la magnitud relativa o aparente de los planetas, cometas, la Luna llena (-12.5) y el Sol (-26,7), que varía con la distancia que nos separa de ellos de acuerdo a sus movimientos orbitales.
La luminosidad (L) de una estrella es su potencia de emisión de luz, comparada con la potencia del Sol. La mayor parte de las estrellas que observamos a simple vista son más luminosas que el Sol. A la distancia a que se encuentra la mayoría de ellas el Sol no sería observable a simple vista, lo que ocurre con otras estrellas, pues de las 31 estrellas más cercanas sólo podemos ver 8.
Observación de la bóveda celeste
Normalmente, en una noche oscura sólo observamos la mitad del firmamento. Para observar la otra mitad de la bóveda celeste, debemos esperar que la Tierra gire 180° (12 horas), o que se traslade (180°) en su órbita alrededor del Sol (6 meses).
Es oportuno aclarar que sólo a los residentes de la línea ecuatorial de la Tierra pueden observar la bóveda celeste en su totalidad. A medida que nos desplazamos hacia el Norte o el Sur del ecuador geográfico se nos reduce esa posibilidad. Por ejemplo, una persona ubicada en uno de los polos terrestres sólo puede contemplar durante todo el año la mitad de la bóveda celeste.
Estrella polar.
Si durante varias horas observamos con atención los movimientos de las estrellas, veremos que estas salen por el Este y se ocultan por el Oeste. Esto se corresponde con uno de los movimientos de nuestro planeta, la rotación alrededor de su eje.
Al mismo tiempo notaríamos que hacia el Norte los astros describen arcos de círculos cada vez menores, alrededor de un imaginario punto denominado polo celeste. Este punto es la proyección en la esfera celeste del eje de rotación de nuestro planeta. Muy cerca de él se halla la más famosa de las estrellas para los habitantes del hemisferio Norte de la Tierra, la Estrella Polar. Alrededor del polo celeste Sur se observa un movimiento similar, pero sin una estrella brillante cerca del polo que sirva de guía.
En los últimos 1000 años, la estrella Polar ha sido utilizada como un medio de orientación en el hemisferio Norte de la Tierra. Es conveniente aclarar que, por no coincidir exactamente con el polo celeste, ella describe cada día un círculo alrededor del verdadero polo cuyo radio actual es un poco mayor que el diámetro aparente de la Luna Llena.
Círculos máximos y puntos de referencia en la bóveda celeste.
Para situar o conocer las posiciones de los astros en la esfera celeste, los astrónomos han creado un sistema de planos fundamentales, círculos máximos y puntos de referencia que imaginariamente se inscriben en ella.
El plano del horizonte astronómico es el plano tangente a la esfera terrestre en el punto donde se encuentra el observador. Sobre este punto se construye la imaginaria esfera, de forma que la intersección de ella con el plano del horizonte determina la línea del horizonte astronómico.
La línea vertical que sigue la dirección de una plomada sostenida por el observador y proyectada hacia arriba, corta a la esfera celeste en un punto llamado cenit astronómico (Z), que se halla sobre la cabeza del observador, a 90° de la línea del horizonte. El punto opuesto al Cenit y que se encontraría sobre la cabeza de un observador situado en nuestros antípodas es el Nadir.
Meridiano celeste
El arco de círculo máximo fijo que cruza por los polos del mundo y el Cenit del observador determina el meridiano celeste, que divide a la esfera celeste en dos mitades iguales. Cuando un astro en su movimiento diario del Este al Oeste atraviesa dicho arco, se dice que “cruza por el meridiano”. A su vez la intersección del meridiano con el plano del horizonte define los puntos Norte y Sur de la esfera celeste y del horizonte.
Ecuador celeste.
Existen otros dos círculos máximos de suma importancia para la observación astronómica. Uno de ellos, el ecuador celeste, consiste en la proyección en la esfera celeste del ecuador geográfico de la Tierra. Su intersección con el plano del horizonte determina los puntos Este y Oeste.
Eclíptica
Por último, tenemos la eclíptica, círculo máximo definido por la trayectoria aparente anual del Sol en la bóveda celeste. Este no es más que el reflejo del movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol. Debido a que la Tierra realiza este movimiento con su eje de rotación inclinado unos 23,5 grados, los círculos máximos del ecuador celeste y de la eclíptica no coinciden. Al contrario, estos están separados por un ángulo igual a la inclinación del eje de la Tierra.
Sólo coinciden en dos puntos opuestos, conocidos como equinoccio de primavera (o punto vernal), y equinoccio de otoño. Estos nombres sólo son correctos para el hemisferio Norte de la Tierra, por lo que es más acertado denominarlos equinoccio de marzo y equinoccio de septiembre.
Sistemas de coordenadas de la bóveda celeste.
Es conocida la gran utilidad del sistema de coordenadas geográficas terrestres (latitud y longitud), para indicar la posición de una ciudad, de un barco o avión, de un huracán etc. Del mismo modo, los astrónomos han creado sistemas de coordenadas astronómicas para fijar con exactitud la ubicación de los astros. Existen en Astronomía varios sistemas, pero en este artículo nos referiremos sólo a los tres más utilizados.
Sistema horizontal
El primero de ellos es el sistema horizontal cuyas coordenadas son el acimut (A) y la altura (h). Se trata de un sistema que depende de la situación del observador y es muy utilizado también en la Geodesia.
Para definirlo es necesario introducir el concepto de círculo vertical, nombre que se les da a los arcos de círculos máximos que partiendo del Cenit cortan el horizonte. El Acimut es el ángulo con vértice en el observador y cuyos lados son: una línea al punto Norte (o Sur) del horizonte y otra línea hasta la intersección con el horizonte del círculo vertical que cruza por el astro que nos interesa ubicar. Se mide en grados de 0 a 360, en el sentido de las manecillas del reloj. Es muy importante tener en cuenta si se utiliza como punto de referencia el Norte o el Sur.
La altura es el ángulo con vértice en el observador entre el plano del horizonte y la visual al astro y se mide de 0 a 90 grados a partir del horizonte. El sistema antes descrito no es el más utilizado en Astronomía, pues debido al movimiento de la esfera celeste, las coordenadas de los astros cambian continuamente, y cada posición se fija para un instante de tiempo.
Sistema de coordenadas ecuatoriales.
Es necesario emplear un sistema fijo al cielo, que rote junto con él. Para obviar este problema se creó el sistema de coordenadas ecuatoriales. El círculo principal de este sistema es el ecuador celeste que se define como la proyección en la esfera celeste del plano del ecuador terrestre. A 90° del ecuador celeste se hallan los polos celestes y la coordenada que determina la posición de un astro en dependencia de su distancia al ecuador celeste (0° a 90°) es la declinación que se simboliza por la letra griega (δ).
La otra coordenada que completa el sistema es la ascensión recta (∝). Se mide hacia el Este a lo largo del ecuador celeste, en horas de ascensión recta (0h a 24h), en minutos y segundos de tiempo según la precisión requerida. El punto de origen (0 hora), se halla en la intersección del ecuador celeste con la eclíptica correspondiente al equinoccio de marzo, conocido como punto vernal. La ascensión recta suele expresarse también en grados, minutos y segundos de arco, mediante la conversión de unidades de tiempo a unidades de arco utilizando la siguiente tabla.
| Tiempo | Arco |
| 24 horas | 360 grados |
| 1 hora | 15 grados |
| 4 minutos | 1 grado |
| 1 minuto | 15 minutos de arco |
| 4 segundos | 1 minuto de arco |
| 1 segundo | 15 segundos de arco |
Este sistema ecuatorial, no depende del observador y es el que se utiliza en los catálogos o mapas estelares para representar las posiciones de las estrellas, cúmulos, galaxias, nebulosas y otros objetos celestes.
Sistema ecuatorial dependiente del observador.
Con fines prácticos, como es la orientación de los telescopios cuando se desea realizar una observación, se utiliza un tercer sistema también ecuatorial pero dependiente del observador y cuyas coordenadas son, la declinación (d) y el ángulo horario (t).
La declinación se define como en el primer sistema ecuatorial. El ángulo horario se mide a lo largo del ecuador celeste hacia el Oeste a partir de la intersección del Ecuador con el meridiano del observador y se expresa en grados, minutos y segundos de arco u horas, minutos y segundos de tiempo.
Un concepto muy importante y de gran uso en la Astronomía de Posición es la hora sideral de un lugar (S). Esta se define como la coordenada ascensión recta que en cada instante está cruzando sobre el meridiano de un lugar que cambia constantemente.
