Precesión de los equinoccios


En astronomía, la precesión de los equinoccios o precesión axial, es el cambio lento y gradual en la orientación del eje de rotación de la Tierra, que hace que la posición que indica el eje de la Tierra en la esfera celeste se desplace alrededor del polo de la eclíptica, trazando un cono y recorriendo una circunferencia completa cada 25 776 años, período conocido como año platónico, de manera similar al bamboleo de un trompo o peonza. El valor actual del desplazamiento angular es de 50,290966 segundos sexagesimales por año, o alrededor de 1 grado cada 71,6 años.[1][2]

Dado que los polos terrestres bambolean a ese ritmo, los puntos de la órbita en los que los polos están a la misma distancia del Sol también se desplazan a dicho ritmo y en dirección contraria a la de traslación de la Tierra. Cuando el planeta llega a esos puntos se produce el equinoccio y por ello son los puntos equinocciales. Su desplazamiento en dirección contraria al de traslación de la Tierra determina el nombre de «pre-cesión». Lo que en el bamboleo del eje corresponde a 50,29 segundos de arco por año, en la órbita corresponde a unos 36.300 kilómetros.

Este cambio de dirección es debido a la inclinación del eje de rotación terrestre sobre el plano de la eclíptica y la torsión ejercida por las fuerzas de marea de la Luna y el Sol sobre la protuberancia ecuatorial de la Tierra. Estas fuerzas tienden a llevar el exceso de masa presente en el ecuador hasta el plano de la eclíptica.[3]

Históricamente se le atribuye el descubrimiento de la precesión de los equinoccios a Hiparco de Nicea como el primero en dar el valor de la precesión de la Tierra con una aproximación extraordinaria para la época. Las fechas exactas no son conocidas, pero las observaciones astronómicas atribuidas a Hiparco por Claudio Ptolomeo datan del 147 al 127 a. C.

Algunos historiadores sostienen que este fenómeno ya era conocido, al menos en parte, por el astrónomo babilonio Cidenas, quien habría advertido este desplazamiento ya en el año 340 a. C.[4][5]

La rotación de la Tierra causa un ensanchamiento ecuatorial, y un achatamiento polar de unos 21 km aproximadamente. Además el eje de rotación de la Tierra está inclinado 23° 27' con respecto a la perpendicular a la eclíptica (el plano que contiene la órbita solar de la Tierra). Por tanto, una mitad del ensanchamiento ecuatorial se sitúa sobre el plano de la eclíptica y la otra mitad debajo. Durante los equinoccios, los ensanchamientos de cada lado de la eclíptica están a la misma distancia del Sol y este no produce momento de fuerza. En cambio, todo el resto del tiempo, y sobre todo en los solsticios, el ensanchamiento de uno de los lados de la eclíptica no se encuentra a la misma distancia que el ensanchamiento del otro lado, y se produce un momento de fuerza creado por el Sol, que tiende a llevar el exceso de masa presente en el ecuador hasta el plano de la eclíptica y provoca el movimiento de precesión de la Tierra.


Órbita de la Tierra con el Sol en el centro. Las posiciones de la Tierra a la izquierda y la derecha actualmente coinciden aproximadamente con los solsticios. Las dos del centro corresponden a los equinoccios. Las fechas de calendario en las que ocurren los solsticios y equinoccios varían de un año a otro aproximadamente en 6 horas más (por ello hay que incluir un día más cada cuatro años).
Visión desde la Tierra, en el cielo terrestre, del sentido de precesión del punto equinoccial vernal por la constelación de Piscis comparado con el sentido del aparente desplazamiento del Sol durante los meses del año. El tramo de eclíptica que cruza ante la constelación de Piscis es de 38º.