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En astronomía , la inclinación axial , también conocida como oblicuidad , es el ángulo entre el eje de rotación de un objeto y su eje orbital o, de manera equivalente, el ángulo entre su plano ecuatorial y su plano orbital . [1] Se diferencia de la inclinación orbital .

Con una oblicuidad de 0 grados, los dos ejes apuntan en la misma dirección; es decir, el eje de rotación es perpendicular al plano orbital. La oblicuidad de la Tierra oscila entre 22,1 y 24,5 grados [2] en un ciclo de 41.000 años. Basado en una fórmula continuamente actualizada (aquí Laskar, 1986, aunque desde 2006 el IMCCE y la IAU recomiendan el modelo P03), la oblicuidad media de la Tierra (sin tener en cuenta la nutación en oblicuidad) es actualmente de aproximadamente 23 ° 26′11.5 ″ (o 23,43652 °) y decreciente; según el modelo astronómico P03, su valor (sin tener en cuenta la nutación en oblicuidad) fue de 23 ° 26 '11,570 "(23,4365472133 °) el 1 de enero de 2021, 0 TT.

En el transcurso de un período orbital , la oblicuidad generalmente no cambia considerablemente y la orientación del eje permanece igual en relación con el fondo de las estrellas . Esto hace que un polo se dirija más hacia el Sol en un lado de la órbita y el otro polo en el otro lado, la causa de las estaciones en la Tierra .

Estándares [ editar ]

Hay dos métodos estándar para especificar la inclinación de un planeta. Una forma se basa en el polo norte del planeta , definido en relación con la dirección del polo norte de la Tierra, y la otra forma se basa en el polo positivo del planeta , definido por la regla de la mano derecha :

  • La IAU también usa la regla de la mano derecha para definir un polo positivo [6] con el propósito de determinar la orientación. Usando esta convención, Venus se inclina 177 ° ("al revés") y gira progrado.

Tierra [ editar ]

La inclinación axial de la Tierra (oblicuidad) es actualmente de unos 23,4 °.

El plano orbital de la Tierra se conoce como plano de la eclíptica , y los astrónomos conocen la inclinación de la Tierra como la oblicuidad de la eclíptica , que es el ángulo entre la eclíptica y el ecuador celeste en la esfera celeste . [7] Se denota con la letra griega ε .

La Tierra tiene actualmente una inclinación axial de aproximadamente 23,44 °. [8] Este valor permanece aproximadamente igual en relación con un plano orbital estacionario a lo largo de los ciclos de precesión axial . [9] Pero la eclíptica ( es decir , la órbita de la Tierra) se mueve debido a perturbaciones planetarias , y la oblicuidad de la eclíptica no es una cantidad fija. En la actualidad, está disminuyendo a un ritmo de aproximadamente 46,8 ″ [10] por siglo (consulte los detalles en Corto plazo a continuación) .

Historia [ editar ]

Es posible que la oblicuidad de la Tierra se haya medido con razonable precisión ya en el año 1100 a. C. en India y China. [11] Los antiguos griegos tenían buenas medidas de la oblicuidad desde aproximadamente 350 aC, cuando Pytheas de Marsella midió la sombra de un gnomon en el solsticio de verano. [12] Aproximadamente en el año 830 d. C., el califa Al-Mamun de Bagdad ordenó a sus astrónomos que midieran la oblicuidad, y el resultado se utilizó en el mundo árabe durante muchos años. [13] En 1437, Ulugh Beg determinó que la inclinación axial de la Tierra era de 23 ° 30′17 ″ (23,5047 °). [14]

Se creía ampliamente, durante la Edad Media , que tanto la precesión como la oblicuidad de la Tierra oscilaban alrededor de un valor medio, con un período de 672 años, una idea conocida como trepidación de los equinoccios. Quizás el primero en darse cuenta de esto era incorrecto (durante el tiempo histórico) fue Ibn al-Shatir en el siglo XIV [15] y el primero en darse cuenta de que la oblicuidad está disminuyendo a un ritmo relativamente constante era Fracastoro en 1538. [16] La primera Las observaciones occidentales precisas y modernas de la oblicuidad fueron probablemente las de Tycho Brahe de Dinamarca , alrededor de 1584, [17]aunque las observaciones de varios otros, incluidos al-Ma'mun , al-Tusi , [18] Purbach , Regiomontanus y Walther , podrían haber proporcionado información similar.

Temporadas [ editar ]

El eje de la Tierra permanece orientado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo, independientemente de dónde se encuentre en su órbita . El verano del hemisferio norte ocurre en el lado derecho de este diagrama, donde el polo norte (rojo) se dirige hacia el Sol, el invierno a la izquierda.

El eje de la Tierra permanece inclinado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo durante un año (independientemente de dónde se encuentre en su órbita ). Esto significa que un polo (y el hemisferio asociado de la Tierra ) se alejará del Sol en un lado de la órbita, y media órbita más tarde (medio año después) este polo se dirigirá hacia el Sol. Ésta es la causa de las estaciones de la Tierra . El verano ocurre en el hemisferio norte cuando el polo norte se dirige hacia el sol. Las variaciones en la inclinación axial de la Tierra pueden influir en las estaciones y es probable que sea un factor en el cambio climático a largo plazo (ver también los ciclos de Milankovitch ) .

Relación entre la inclinación axial de la Tierra (ε) y los círculos tropicales y polares

Oscilación [ editar ]

Corto plazo [ editar ]

Oblicuidad de la eclíptica durante 20.000 años, de Laskar (1986). El punto rojo representa el año 2000.

El valor angular exacto de la oblicuidad se determina mediante la observación de los movimientos de la Tierra y los planetas durante muchos años. Los astrónomos producen nuevas efemérides fundamentales a medida que mejora la precisión de la observación y aumenta la comprensión de la dinámica , y de estas efemérides se derivan varios valores astronómicos, incluida la oblicuidad.

Se publican almanaques anuales que enumeran los valores derivados y los métodos de uso. Hasta 1983, el valor angular del Almanaque Astronómico de la oblicuidad media para cualquier fecha se calculó en base al trabajo de Newcomb , quien analizó las posiciones de los planetas hasta aproximadamente 1895:

ε = 23 ° 27 ′ 8.26 ″ - 46.845 ″ T - 0.0059 ″ T 2 +0,001 81T 3

donde ε es la oblicuidad y T son los siglos tropicales desde B1900.0 hasta la fecha en cuestión. [19]

A partir de 1984, la serie DE de efemérides generadas por computadora del Laboratorio de Propulsión a Chorro se convirtió en la efeméride fundamental del Almanaque Astronómico . Se calculó la oblicuidad basada en DE200, que analizó las observaciones de 1911 a 1979:

ε = 23 ° 26 ′ 21,448 ″ - 46,8150 ″ T - 0,00059 ″ T 2 +0,001 813T 3

donde de ahora en adelante T son los siglos julianos a partir de J2000.0 . [20]

Las efemérides fundamentales de JPL se han actualizado continuamente. Por ejemplo, de acuerdo con la resolución de la IAU en 2006 a favor del modelo astronómico P03, el Almanaque Astronómico de 2010 especifica: [21]

ε = 23 ° 26 ′ 21,406 ″ -46.836 769T -0.000 1831T 2 +0,002 003 40T 3 - 5,76 ″ × 10 −7 T 4 - 4,34 ″ × 10 −8 T 5

Estas expresiones para la oblicuidad están pensadas para una alta precisión en un período de tiempo relativamente corto, quizás ± varios siglos. [22] J. Laskar calculó una expresión para ordenar T 10 bueno a 0.02 ″ durante 1000 años y varios segundos de arco durante 10,000 años.

ε = 23 ° 26 ′ 21,448 ″ - 4680,93 ″ t - 1,55 ″ t 2 + 1999,25 ″ t 3 - 51,38 ″ t 4 - 249,67 ″ t 5 - 39,05 ″ t 6 + 7,12 ″ t 7 + 27,87 ″ t 8 + 5,79 ″ t 9 + 2.45 ″ t 10

donde aquí t es múltiplos de 10,000 años julianos desde J2000.0 . [23]

Estas expresiones son para la denominada oblicuidad media , es decir, la oblicuidad libre de variaciones a corto plazo. Los movimientos periódicos de la Luna y de la Tierra en su órbita causan oscilaciones mucho más pequeñas (9,2 segundos de arco ) de período corto (aproximadamente 18,6 años) del eje de rotación de la Tierra, conocidas como nutación , que agregan un componente periódico a la oblicuidad de la Tierra. [24] [25] La oblicuidad verdadera o instantánea incluye esta nutación. [26]

Largo plazo [ editar ]

Utilizando métodos numéricos para simular el comportamiento del Sistema Solar , se han investigado los cambios a largo plazo en la órbita de la Tierra y, por tanto, su oblicuidad, durante un período de varios millones de años. Durante los últimos 5 millones de años, la oblicuidad de la Tierra ha variado entre 22 ° 2 ′ 33 ″ y 24 ° 30 ′ 16 ″ , con un período medio de 41 040 años. Este ciclo es una combinación de precesión y el término más grande en el movimiento de la eclíptica . Durante el próximo millón de años, el ciclo llevará la oblicuidad entre 22 ° 13 ′ 44 ″ y 24 ° 20 ′ 50 ″ . [27]

La Luna tiene un efecto estabilizador sobre la oblicuidad de la Tierra. El análisis del mapa de frecuencias realizado en 1993 sugirió que, en ausencia de la Luna, la oblicuidad podría cambiar rápidamente debido a las resonancias orbitales y el comportamiento caótico del Sistema Solar , alcanzando hasta 90 ° en tan solo unos pocos millones de años (ver también Órbita de la Luna ) . [28] [29] Sin embargo, simulaciones numéricas más recientes [30]realizado en 2011 indicó que incluso en ausencia de la Luna, la oblicuidad de la Tierra podría no ser tan inestable; variando sólo entre 20 y 25 °. Para resolver esta contradicción, se ha calculado la tasa de difusión de la oblicuidad, y se encontró que se necesitan más de miles de millones de años para que la oblicuidad de la Tierra alcance cerca de 90 °. [31] El efecto estabilizador de la Luna continuará durante menos de 2 mil millones de años. A medida que la Luna continúa alejándose de la Tierra debido a la aceleración de las mareas , pueden ocurrir resonancias que causarán grandes oscilaciones de la oblicuidad. [32]

Oblicuidad a largo plazo de la eclíptica. Izquierda : durante los últimos 5 millones de años; tenga en cuenta que la oblicuidad varía solo de aproximadamente 22,0 ° a 24,5 °. Derecha : durante el próximo millón de años; tenga en cuenta los aprox. Período de variación de 41.000 años. En ambos gráficos, el punto rojo representa el año 1850. (Fuente: Berger, 1976) .

Cuerpos del Sistema Solar [ editar ]

Comparación del período de rotación (acelerado 10000 veces, valores negativos que denotan retrógrado), aplanamiento e inclinación axial de los planetas y la Luna (animación SVG)

Los cuatro planetas rocosos más internos del Sistema Solar pueden haber tenido grandes variaciones de su oblicuidad en el pasado. Dado que la oblicuidad es el ángulo entre el eje de rotación y la dirección perpendicular al plano orbital, cambia a medida que el plano orbital cambia debido a la influencia de otros planetas. Pero el eje de rotación también puede moverse ( precesión axial ), debido al par que ejerce el sol sobre la protuberancia ecuatorial de un planeta. Como la Tierra, todos los planetas rocosos muestran una precesión axial. Si la tasa de precesión fuera muy rápida, la oblicuidad en realidad permanecería bastante constante incluso cuando cambia el plano orbital. [33] La tasa varía debido a la disipación de la marea y el núcleo - mantointeracción, entre otras cosas. Cuando la tasa de precesión de un planeta se acerca a ciertos valores, las resonancias orbitales pueden causar grandes cambios en la oblicuidad. La amplitud de la contribución que tiene una de las tasas de resonancia se divide por la diferencia entre la tasa de resonancia y la tasa de precesión, por lo que se vuelve grande cuando las dos son similares. [33]

Lo más probable es que Mercurio y Venus se hayan estabilizado por la disipación de las mareas del Sol. La Tierra fue estabilizada por la Luna, como se mencionó anteriormente, pero antes de su formación , la Tierra también podría haber pasado por tiempos de inestabilidad. La oblicuidad de Marte es bastante variable a lo largo de millones de años y puede encontrarse en un estado caótico; varía entre 0 ° y 60 ° durante algunos millones de años, dependiendo de las perturbaciones de los planetas. [28] [34] Algunos autores discuten que la oblicuidad de Marte es caótica y muestran que la disipación de las mareas y el acoplamiento viscoso núcleo-manto son adecuados para que haya alcanzado un estado completamente amortiguado, similar a Mercurio y Venus. [4] [35]Los cambios ocasionales en la inclinación axial de Marte se han sugerido como una explicación de la aparición y desaparición de ríos y lagos durante el curso de la existencia de Marte. Un cambio podría provocar una explosión de metano en la atmósfera, provocando un calentamiento, pero luego el metano se destruiría y el clima volvería a ser árido. [36] [37]

Las oblicuidades de los planetas exteriores se consideran relativamente estables.

Planetas extrasolares [ editar ]

La oblicuidad estelar ψ s , es decir, la inclinación axial de una estrella con respecto al plano orbital de uno de sus planetas, se ha determinado solo para unos pocos sistemas. Pero para 49 estrellas a la fecha, se ha observado la desalineación de órbita-espín proyectada por el cielo λ , [40] que sirve como límite inferior a ψ s . La mayoría de estas medidas se basan en el efecto Rossiter-McLaughlin . Hasta ahora, no ha sido posible limitar la oblicuidad de un planeta extrasolar. Pero el aplanamiento rotacional del planeta y el séquito de lunas y / o anillos, que se pueden rastrear con fotometría de alta precisión, por ejemplo, mediante el telescopio espacial Kepler , podrían proporcionar acceso aψ p en un futuro próximo.

Los astrofísicos han aplicado teorías de mareas para predecir la oblicuidad de los planetas extrasolares . Se ha demostrado que las oblicuidades de los exoplanetas en la zona habitable alrededor de estrellas de baja masa tienden a erosionarse en menos de 10 9 años, [41] [42] lo que significa que no tendrían estaciones como la Tierra.

Ver también [ editar ]

  • Ciclos de Milankovitch
  • Movimiento polar
  • Rotación alrededor de un eje fijo
  • Verdadero vagabundeo polar

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

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  • Oblicuidad de la calculadora de la eclíptica