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Visto desde la Tierra en órbita , el Sol parece moverse con respecto a las estrellas fijas , y la eclíptica es el camino anual que sigue el Sol en la esfera celeste . Este proceso se repite en un ciclo que dura poco más de 365 días .

La eclíptica es el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. [1] [2] [a] Desde la perspectiva de un observador en la Tierra, el movimiento del Sol alrededor de la esfera celeste en el transcurso de un año traza un camino a lo largo de la eclíptica contra el fondo de estrellas . [3] La eclíptica es un plano de referencia importante y es la base del sistema de coordenadas de la eclíptica .

Movimiento aparente del sol [ editar ]

La eclíptica es la trayectoria aparente del Sol a lo largo de un año . [4]

Debido a que la Tierra tarda un año en orbitar el Sol, la posición aparente del Sol tarda un año en hacer un circuito completo de la eclíptica. Con un poco más de 365 días en un año, el Sol se mueve un poco menos de 1 ° hacia el este [5] todos los días. Esta pequeña diferencia en la posición del Sol con respecto a las estrellas hace que cualquier punto particular de la superficie de la Tierra alcance (y se sitúe directamente al norte o al sur) del Sol unos cuatro minutos más tarde cada día de lo que lo haría si la Tierra no orbitara; Por lo tanto, un día en la Tierra tiene una duración de 24 horas en lugar del día sidéreo de aproximadamente 23 horas y 56 minutos.. Nuevamente, esta es una simplificación, basada en una Tierra hipotética que orbita a una velocidad uniforme alrededor del Sol. La velocidad real con la que la Tierra orbita alrededor del Sol varía ligeramente durante el año, por lo que la velocidad con la que el Sol parece moverse a lo largo de la eclíptica también varía. Por ejemplo, el Sol está al norte del ecuador celeste durante unos 185 días de cada año y al sur de él durante unos 180 días. [6] La variación de la velocidad orbital representa parte de la ecuación del tiempo . [7]

Debido al movimiento de la Tierra alrededor del centro de masa Tierra-Luna , la trayectoria aparente del Sol se tambalea levemente, con un período de aproximadamente un mes . Debido a las perturbaciones adicionales de los otros planetas del Sistema Solar , el baricentro Tierra-Luna se tambalea ligeramente alrededor de una posición media de una manera compleja.

Relación con el ecuador celeste [ editar ]

El plano de la Tierra 's órbita proyecta en todas las formas direcciones del plano de referencia conocida como la eclíptica. Aquí, se muestra proyectada hacia afuera (gris) a la esfera celeste , junto con el ecuador de la Tierra y el eje polar (verde). El plano de la eclíptica se cruza con la esfera celeste a lo largo de un gran círculo (negro), el mismo círculo en el que el Sol parece moverse cuando la Tierra lo orbita. Las intersecciones de la eclíptica y el ecuador de la esfera celeste son los de primavera y otoño equinoccios (de color rojo), donde el sol parece cruzar el ecuador celeste.

Debido a que el eje de rotación de la Tierra no es perpendicular a su plano orbital , el plano ecuatorial de la Tierra no es coplanar con el plano de la eclíptica, sino que está inclinado hacia él en un ángulo de aproximadamente 23,4 °, lo que se conoce como la oblicuidad de la eclíptica . [8] Si el ecuador se proyecta hacia el exterior de la esfera celeste , formando el ecuador celeste , cruza la eclíptica en dos puntos conocidos como equinoccios . El Sol, en su aparente movimiento a lo largo de la eclíptica, cruza el ecuador celeste en estos puntos, uno de sur a norte y otro de norte a sur. [5]El cruce de sur a norte se conoce como equinoccio de primavera , también conocido como el primer punto de Aries y el nodo ascendente de la eclíptica en el ecuador celeste. [9] El cruce de norte a sur es el equinoccio de otoño o nodo descendente .

La orientación del eje y el ecuador de la Tierra no están fijas en el espacio, sino que giran alrededor de los polos de la eclíptica con un período de unos 26.000 años, proceso conocido como precesión lunisolar , ya que se debe principalmente al efecto gravitacional de la Luna y el Sol. en la protuberancia ecuatorial de la Tierra . Asimismo, la eclíptica en sí no es fija. Las perturbaciones gravitacionales de los otros cuerpos del Sistema Solar provocan un movimiento mucho menor del plano de la órbita terrestre y, por tanto, de la eclíptica, conocido como precesión planetaria . La acción combinada de estos dos movimientos se llamaprecesión general , y cambia la posición de los equinoccios en aproximadamente 50 segundos de arco (aproximadamente 0.014 °) por año. [10]

Una vez más, esto es una simplificación. Los movimientos periódicos de la Luna y los movimientos periódicos aparentes del Sol (en realidad de la Tierra en su órbita) causan oscilaciones periódicas de pequeña amplitud a corto plazo del eje de la Tierra y, por lo tanto, del ecuador celeste, conocido como nutación . [11] Esto agrega un componente periódico a la posición de los equinoccios; las posiciones del ecuador celeste y el equinoccio (vernal) con precesión y nutación completamente actualizadas se denominan ecuador y equinoccio verdaderos ; las posiciones sin nutación son el ecuador medio y el equinoccio . [12]

Oblicuidad de la eclíptica [ editar ]

Oblicuidad de la eclíptica es el término utilizado por los astrónomos para la inclinación de la Tierra 's ecuador con respecto a la eclíptica, o de eje de rotación de la Tierra a una perpendicular a la eclíptica. Es de aproximadamente 23,4 ° y actualmente está disminuyendo 0,013 grados (47 segundos de arco) cada cien años debido a las perturbaciones planetarias . [13]

El valor angular de la oblicuidad se determina mediante la observación de los movimientos de la Tierra y otros 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.

Oblicuidad de la eclíptica durante 20.000 años, de Laskar (1986). [14] Tenga en cuenta que la oblicuidad varía solo de 24,2 ° a 22,5 ° durante este tiempo. El punto rojo representa el año 2000.

Hasta 1983, la oblicuidad para cualquier fecha se calculó a partir del trabajo de Newcomb , quien analizó las posiciones de los planetas hasta aproximadamente 1895:

ε = 23 ° 27 ′ 08 ″ .26 - 46 ″ .845 T - 0 ″ .0059 T 2 + 0 ″ .00181 T 3

donde ε es la oblicuidad y T son los siglos tropicales desde B1900.0 hasta la fecha en cuestión. [15]

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 ″ .45 - 46 ″ .815 T - 0 ″ .0006 T 2 + 0 ″ .00181 T 3

donde de ahora en adelante T son los siglos julianos desde J2000.0 . [dieciséis]

Las efemérides fundamentales de JPL se han actualizado continuamente. El Almanaque Astronómico de 2010 especifica: [17]

ε = 23 ° 26 '21 "0.406 - 46" 0,836769 T - 0 "0,0001831 T 2 + 0" 0,00200340 T 3 - 0 "0,576 × 10 -6 T 4 - 4" 0,34 × 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. [18] J. Laskar calculó una expresión para ordenar T 10 bueno a 0 ″ .04 / 1000 años durante 10,000 años. [14]

Todas estas expresiones son para la oblicuidad media , es decir, sin la nutación del ecuador incluida. La oblicuidad verdadera o instantánea incluye la nutación. [19]

Plano del Sistema Solar [ editar ]

La mayoría de los cuerpos principales del Sistema Solar orbitan alrededor del Sol en casi el mismo plano. Esto probablemente se deba a la forma en que el Sistema Solar se formó a partir de un disco protoplanetario . Probablemente, la representación actual más cercana del disco se conoce como el plano invariable del Sistema Solar . La órbita de la Tierra, y por lo tanto, la eclíptica, está inclinada un poco más de 1 ° con respecto al plano invariable, la órbita de Júpiter está dentro de un poco más de 12 ° y los otros planetas principales están todos dentro de aproximadamente 6 °. Debido a esto, la mayoría de los cuerpos del Sistema Solar aparecen muy cerca de la eclíptica en el cielo.

El plano invariable está definido por el momento angular de todo el Sistema Solar, esencialmente la suma vectorial de todos los momentos angulares orbitales y rotacionales de todos los cuerpos del sistema; más del 60% del total proviene de la órbita de Júpiter. [20] Esa suma requiere un conocimiento preciso de todos los objetos del sistema, lo que lo convierte en un valor algo incierto. Debido a la incertidumbre con respecto a la ubicación exacta del plano invariable y a que la eclíptica está bien definida por el movimiento aparente del Sol., la eclíptica se utiliza como plano de referencia del Sistema Solar tanto por precisión como por conveniencia. El único inconveniente de usar la eclíptica en lugar del plano invariable es que en escalas de tiempo geológico, se moverá contra puntos de referencia fijos en el fondo distante del cielo. [21] [22]

Plano de referencia celeste [ editar ]

El movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica (rojo) como se ve en el interior de la esfera celeste . Las coordenadas de la eclíptica aparecen en (rojo). El ecuador celeste (azul) y las coordenadas ecuatoriales (azul), al estar inclinados hacia la eclíptica, parecen tambalearse a medida que avanza el Sol.

La eclíptica forma uno de los dos planos fundamentales que se utilizan como referencia para las posiciones en la esfera celeste , siendo el otro el ecuador celeste . Perpendiculares a la eclíptica están los polos de la eclíptica, siendo el polo norte de la eclíptica el polo norte del ecuador. De los dos planos fundamentales, la eclíptica está más cerca de inmóvil contra las estrellas de fondo, su movimiento debido a la precesión planetaria es aproximadamente 1/100 del del ecuador celeste. [23]

Las coordenadas esféricas , conocidas como longitud y latitud de la eclíptica o longitud y latitud celestes, se utilizan para especificar las posiciones de los cuerpos en la esfera celeste con respecto a la eclíptica. La longitud se mide positivamente hacia el este [5] 0 ° a 360 ° a lo largo de la eclíptica desde el equinoccio de primavera, la misma dirección en la que el Sol parece moverse. La latitud se mide perpendicular a la eclíptica, a + 90 ° hacia el norte o -90 ° hacia el sur a los polos de la eclíptica, siendo la eclíptica en sí misma una latitud de 0 °. Para una posición esférica completa, también es necesario un parámetro de distancia. Se utilizan diferentes unidades de distancia para diferentes objetos. Dentro del Sistema Solar , unidades astronómicasse utilizan, y para objetos cercanos a la Tierra , se utilizan radios terrestres o kilómetros . También se utiliza ocasionalmente un correspondiente sistema de coordenadas rectangulares para diestros ; el eje x se dirige hacia el equinoccio de primavera, el eje y 90 ° hacia el este y el eje z hacia el polo norte de la eclíptica ; la unidad astronómica es la unidad de medida. Los símbolos de las coordenadas de la eclíptica están algo estandarizados; ver la tabla. [24]

Las coordenadas eclípticas son convenientes para especificar las posiciones de los objetos del Sistema Solar , ya que la mayoría de las órbitas de los planetas tienen pequeñas inclinaciones hacia la eclíptica y, por lo tanto, siempre aparecen relativamente cerca de ella en el cielo. Debido a que la órbita de la Tierra, y por lo tanto la eclíptica, se mueve muy poco, es una referencia relativamente fija con respecto a las estrellas.

Inclinación de la eclíptica durante 200.000 años, de Dziobek (1892). [26] Esta es la inclinación a la eclíptica de 101,800 EC. Tenga en cuenta que la eclíptica gira solo unos 7 ° durante este tiempo, mientras que el ecuador celeste realiza varios ciclos completos alrededor de la eclíptica. La eclíptica es una referencia relativamente estable en comparación con el ecuador celeste.

Debido al movimiento precesional del equinoccio , las coordenadas eclípticas de los objetos en la esfera celeste cambian continuamente. Especificar una posición en coordenadas eclípticas requiere especificar un equinoccio particular, es decir, el equinoccio de una fecha particular, conocida como época ; las coordenadas se refieren a la dirección del equinoccio en esa fecha. Por ejemplo, el Almanaque Astronómico [27] enumera la posición heliocéntrica de Marte a las 0h hora terrestre , 4 de enero de 2010 como: longitud 118 ° 09 '15 ".8, latitud + 1 ° 43' 16" .7, distancia heliocéntrica verdadera 1.6302454 AU, equinoccio medio y eclíptica de fecha. Esto especifica el equinoccio mediode 4 de enero de 2010 0h TT como arriba , sin la adición de nutación.

Eclipses [ editar ]

Debido a que la órbita de la Luna está inclinada solo unos 5.145 ° con respecto a la eclíptica y el Sol siempre está muy cerca de la eclíptica, los eclipses siempre ocurren en ella o cerca de ella. Debido a la inclinación de la Luna 's órbita , los eclipses no ocurren en cada conjunto y la oposición del Sol y la Luna, pero sólo cuando la Luna está cerca de un ascendente o nodo descendente , al mismo tiempo que está en conjunción ( nueva ) o oposición ( completa ). La eclíptica se llama así porque los antiguos notaron que los eclipses solo ocurren cuando la Luna la cruza. [28]

Equinoccios y solsticios [ editar ]

Los instantes exactos de equinoccios y solsticios son los momentos en que la longitud eclíptica aparente (incluidos los efectos de aberración y nutación ) del Sol es 0 °, 90 °, 180 ° y 270 °. Debido a las perturbaciones de la órbita de la Tierra y las anomalías del calendario , las fechas de estas no son fijas. [29]

En las constelaciones [ editar ]

Gráfico equirrectangular de declinación frente a ascensión recta de las constelaciones modernas con una línea de puntos que denota la eclíptica. Las constelaciones están codificadas por colores por familia y año de establecimiento. (vista detallada)

La eclíptica pasa actualmente por las siguientes constelaciones :

  • Piscis
  • Aries
  • Tauro
  • Geminis
  • Cáncer
  • León
  • Virgo
  • Libra
  • Escorpio
  • Ofiuco [30]
  • Sagitario
  • Capricornio
  • Acuario

Astrología [ editar ]

La eclíptica forma el centro del zodíaco , un cinturón celeste de unos 20 ° de ancho en latitud a través del cual el Sol , la Luna y los planetas siempre parecen moverse. [31] Tradicionalmente, esta región se divide en 12 signos de 30 ° de longitud, cada uno de los cuales se aproxima al movimiento del Sol en un mes. [32] En la antigüedad, los signos correspondían aproximadamente a 12 de las constelaciones que se encuentran a horcajadas sobre la eclíptica. [33] Estos signos a veces todavía se utilizan en la terminología moderna. El " primer punto de Aries " fue nombrado cuando el sol del equinoccio de marzo estaba en la constelación de Aries.; desde entonces se ha trasladado a Piscis debido a la precesión de los equinoccios . [34]

Ver también [ editar ]

  • Formación y evolución del sistema solar.
  • Plano invariable
  • Disco protoplanetario
  • Sistema de coordenadas celestes

Notas y referencias [ editar ]

  1. ^ Estrictamente, el plano de la órbita media, con variaciones menores promediadas.
  1. ^ Oficina de almanaque náutico de USNO ; Oficina Hidrográfica del Reino Unido, Oficina de Almanaque Náutico de HM (2008). El almanaque astronómico del año 2010 . GPO . pag. M5. ISBN 978-0-7077-4082-9.
  2. ^ "Léxico de nivel 5 y glosario de términos" .
  3. ^ "La eclíptica: trayectoria anual del sol en la esfera celeste" .
  4. ^ Oficina de almanaque náutico del Observatorio Naval de Estados Unidos (1992). P. Kenneth Seidelmann (ed.). Suplemento explicativo del Almanaque astronómico . Libros de ciencia universitaria, Mill Valley, CA. ISBN 0-935702-68-7., pag. 11
  5. ^ a b c Las direcciones norte y sur en la esfera celeste son en el sentido hacia el polo norte celeste y hacia el polo sur celeste . El este es la dirección hacia la que gira la Tierra , el oeste es la opuesta.
  6. ^ Almanaque astronómico 2010 , sec. C
  7. ^ Suplemento explicativo (1992), sec. 1.233
  8. ^ Suplemento explicativo (1992), p. 733
  9. ^ Almanaque astronómico 2010 , p. M2 y M6
  10. ^ Suplemento explicativo (1992), sec. 1.322 y 3.21
  11. ^ Oficina de almanaque náutico del Observatorio Naval de Estados Unidos; Oficina de Almanaque Náutico HM (1961). Suplemento explicativo de las efemérides astronómicas y las efemérides americanas y el almanaque náutico . Oficina de papelería HM, Londres., sec. 2C
  12. ^ Suplemento explicativo (1992), p. 731 y 737
  13. ^ Chauvenet, William (1906). Un manual de astronomía esférica y práctica . Yo . JB Lippincott Co., Filadelfia., Arte. 365–367, pág. 694–695, en Google Books
  14. ↑ a b Laskar, J. (1986). "Términos seculares de las teorías planetarias clásicas utilizando los resultados de la relatividad general". Bibcode : 1986A & A ... 157 ... 59L . Cite journal requiere |journal=( ayuda ), tabla 8, en SAO / NASA ADS
  15. ^ Suplemento explicativo (1961), sec. 2B
  16. ^ Observatorio Naval de Estados Unidos, Oficina de Almanaque Náutico; Oficina de Almanaque Náutico de Su Majestad (1989). El almanaque astronómico del año 1990 . Gobierno de EE. UU. Imprenta. ISBN 0-11-886934-5., pag. B18
  17. ^ Almanaque astronómico 2010 , p. B52
  18. ^ Newcomb, Simon (1906). Un compendio de astronomía esférica . MacMillan Co., Nueva York., pag. 226-227, en libros de Google
  19. ^ Meeus, Jean (1991). Algoritmos astronómicos . Willmann-Bell, Inc., Richmond, VA. ISBN 0-943396-35-2., Cap. 21
  20. ^ "El plano medio (plano invariable) del sistema solar que pasa por el baricentro" . 3 de abril de 2009. Archivado desde el original el 3 de junio de 2013 . Consultado el 10 de abril de 2009 .producido con Vitagliano, Aldo. "Solex 10" . Archivado desde el original (programa de computadora) el 29 de abril de 2009 . Consultado el 10 de abril de 2009 .
  21. ^ Danby, JMA (1988). Fundamentos de la mecánica celeste . Willmann-Bell, Inc., Richmond, VA. sección 9.1. ISBN 0-943396-20-4.
  22. ^ Roy, AE (1988). Movimiento orbital (tercera ed.). Instituto de Publicaciones de Física. sección 5.3. ISBN 0-85274-229-0.
  23. ^ Montenbruck, Oliver (1989). Cálculos prácticos de efemérides . Springer-Verlag. ISBN 0-387-50704-3., sec 1.4
  24. ^ Suplemento explicativo (1961), sec. 2A
  25. ^ Suplemento explicativo (1961), sec. 1G
  26. ^ Dziobek, Otto (1892). Teorías matemáticas de los movimientos planetarios . Registrar Publishing Co., Ann Arbor, Michigan., pag. 294, en libros de Google
  27. ^ Almanaque astronómico 2010 , p. E14
  28. Ball, Robert S. (1908). Tratado de astronomía esférica . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 83 .
  29. Meeus (1991), cap. 26
  30. ^ Serviss, Garrett P. (1908). Astronomía a simple vista . Harper & Brothers, Nueva York y Londres. págs.  105 , 106.
  31. ^ Bryant, Walter W. (1907). Una historia de la astronomía . pag. 3. ISBN 9781440057922.
  32. ^ Bryant (1907), pág. 4.
  33. ^ Véase, por ejemplo, Leo, Alan (1899). Astrología para todos . LN Fowler & Company. pag. 8 . astrología.
  34. ^ Vallado, David A. (2001). Fundamentos de Astrodinámica y Aplicaciones (2ª ed.). El Segundo, CA: Microcosm Press. pag. 153. ISBN 1-881883-12-4.

Enlaces externos [ editar ]

  • Eclíptica (astronomía) en la Encyclopædia Britannica
  • La eclíptica: la trayectoria anual del sol en la esfera celeste Departamento de Física de la Universidad de Durham
  • Seasons and Ecliptic Simulator Universidad de Nebraska-Lincoln
  • MEDICIÓN DEL CIELO Una guía rápida de la esfera celeste James B. Kaler, Universidad de Illinois
  • Observatorio Naval de EE. UU. Earth's Seasons
  • Conceptos básicos: la eclíptica, el ecuador y los sistemas de coordenadas AstrologyClub.Org
  • Kinoshita, H .; Aoki, S. (1983). "La definición de la eclíptica". Mecánica celeste . 31 (4): 329–338. Código Bibliográfico : 1983CeMec..31..329K . doi : 10.1007 / BF01230290 . S2CID  122913096 .; comparación de las definiciones de LeVerrier, Newcomb y Standish.