En astronomía , una época o época de referencia es un momento en el tiempo utilizado como punto de referencia para alguna cantidad astronómica variable en el tiempo. Es útil para las coordenadas celestes o los elementos orbitales de un cuerpo celeste , ya que están sujetos a perturbaciones y varían con el tiempo. [1] Estas cantidades astronómicas variables en el tiempo pueden incluir, por ejemplo, la longitud media o la anomalía media de un cuerpo, el nodo de su órbita en relación con un plano de referencia , la dirección del apogeo o afelio de su órbita o el tamaño del eje mayor de su órbita.
El uso principal de las magnitudes astronómicas especificadas de esta manera es calcular otros parámetros relevantes del movimiento, con el fin de predecir posiciones y velocidades futuras. Las herramientas aplicadas de las disciplinas de la mecánica celeste o su subcampo, la mecánica orbital (para predecir trayectorias orbitales y posiciones de cuerpos en movimiento bajo los efectos gravitacionales de otros cuerpos), pueden usarse para generar una efemérides , una tabla de valores que indica las posiciones y velocidades de los objetos astronómicos en el cielo en un momento o momentos determinados.
Las magnitudes astronómicas se pueden especificar de varias maneras, por ejemplo, como una función polinómica del intervalo de tiempo, con una época como punto de origen temporal (esta es una forma común actual de utilizar una época). Alternativamente, la magnitud astronómica variable en el tiempo se puede expresar como una constante, igual a la medida que tenía en la época, dejando que su variación a lo largo del tiempo se especifique de alguna otra manera, por ejemplo, mediante una tabla, como era común durante los siglos XVII y XVIII.
La palabra época se utilizaba a menudo de una forma diferente en la literatura astronómica más antigua, por ejemplo, durante el siglo XVIII, en relación con las tablas astronómicas. En esa época, era habitual denominar "épocas" no a la fecha y hora estándar de origen de las magnitudes astronómicas variables en el tiempo, sino más bien a los valores en esa fecha y hora de esas mismas magnitudes variables en el tiempo . [2] De acuerdo con ese uso histórico alternativo, una expresión como "corregir las épocas" se referiría al ajuste, normalmente en una pequeña cantidad, de los valores de las magnitudes astronómicas tabuladas aplicables a una fecha y hora estándar fijas de referencia (y no, como podría esperarse del uso actual, a un cambio de una fecha y hora de referencia a una fecha y hora diferentes).
Los datos astronómicos a menudo se especifican no sólo en su relación con una época o fecha de referencia, sino también en sus relaciones con otras condiciones de referencia, como los sistemas de coordenadas especificados por " equinoccio ", o "equinoccio y ecuador ", o "equinoccio y eclíptica ", cuando estos son necesarios para especificar completamente los datos astronómicos del tipo considerado.
Cuando los datos dependen para sus valores de un sistema de coordenadas particular, la fecha de ese sistema de coordenadas debe especificarse directa o indirectamente.
Los sistemas de coordenadas celestes más utilizados en astronomía son las coordenadas ecuatoriales y las coordenadas eclípticas . Estas se definen en relación con la posición del equinoccio de primavera (móvil) , que a su vez está determinada por las orientaciones del eje de rotación de la Tierra y la órbita alrededor del Sol . Sus orientaciones varían (aunque lentamente, por ejemplo debido a la precesión ), y existe una infinidad de sistemas de coordenadas posibles. Por lo tanto, los sistemas de coordenadas más utilizados en astronomía necesitan su propia referencia de fecha porque los sistemas de coordenadas de ese tipo están en movimiento, por ejemplo, por la precesión de los equinoccios , hoy en día a menudo se resuelven en componentes precesionales, precesiones separadas del ecuador y de la eclíptica.
La época del sistema de coordenadas no necesita ser necesariamente la misma (y a menudo en la práctica no es la misma) que la época de los propios datos.
La diferencia entre la referencia a una época únicamente y la referencia a un equinoccio determinado con ecuador o eclíptica es, por tanto, que la referencia a la época contribuye a especificar la fecha de los valores de las propias variables astronómicas, mientras que la referencia a un equinoccio junto con ecuador/eclíptica, de una fecha determinada, se refiere a la identificación o a los cambios en el sistema de coordenadas en términos del cual se expresan esas variables astronómicas. (A veces, la palabra "equinoccio" puede utilizarse sola, por ejemplo, cuando resulta obvio a partir del contexto para los usuarios de los datos en qué forma se expresan las variables astronómicas consideradas, en forma ecuatorial o en forma eclíptica).
El equinoccio con el ecuador/eclíptica de una fecha determinada define qué sistema de coordenadas se utiliza. La mayoría de las coordenadas estándar que se utilizan hoy en día se refieren al año 2000 TT (es decir, a las 12 h (mediodía) en la escala de tiempo terrestre del 1 de enero de 2000, véase más abajo), que se produjo unos 64 segundos antes del mediodía UT1 en la misma fecha (véase ΔT ). Antes de 1984, se utilizaban comúnmente sistemas de coordenadas fechados en 1950 o 1900.
La expresión "equinoccio (y eclíptica/ecuador) de fecha " tiene un significado especial . Cuando las coordenadas se expresan como polinomios en el tiempo con respecto a un sistema de referencia definido de esta manera, eso significa que los valores obtenidos para las coordenadas con respecto a cualquier intervalo t después de la época indicada, están en términos del sistema de coordenadas de la misma fecha que los valores obtenidos, es decir, la fecha del sistema de coordenadas es igual a (época + t). [a]
Se puede observar que la fecha del sistema de coordenadas no tiene por qué ser la misma que la época de las magnitudes astronómicas en sí. Pero en ese caso (aparte del caso del "equinoccio de fecha" descrito anteriormente), se asociarán dos fechas con los datos: una fecha es la época de las expresiones dependientes del tiempo que dan los valores, y la otra fecha es la del sistema de coordenadas en el que se expresan los valores.
Por ejemplo, los elementos orbitales , especialmente los elementos osculadores de los planetas menores, se dan rutinariamente con referencia a dos fechas: primero, en relación con una época reciente para todos los elementos; pero algunos de los datos dependen de un sistema de coordenadas elegido, y luego es habitual especificar el sistema de coordenadas de una época estándar que a menudo no es la misma que la época de los datos. Un ejemplo es el siguiente: para el planeta menor (5145) Pholus , se han dado elementos orbitales que incluyen los siguientes datos: [3]
Época 2010 Ene. 4.0 TT. . . = JDT 2455200,5M 72.00071 . . . . . . . . (2000.0)norte. 0,01076162 .. . . . Peri. 354.75938a 20.3181594 . . . . . Nodo . 119.42656mi. 0,5715321. . . . . Incluye .. 24.66109
donde la época se expresa en términos de Tiempo Terrestre, con una fecha Juliana equivalente. Cuatro de los elementos son independientes de cualquier sistema de coordenadas particular: M es la anomalía media (grados), n: movimiento diario medio (grados/día), a: tamaño del semieje mayor (UA), e: excentricidad (adimensional). Pero el argumento del perihelio, la longitud del nodo ascendente y la inclinación dependen todos de las coordenadas y se especifican en relación con el marco de referencia del equinoccio y la eclíptica de otra fecha "2000.0", también conocida como J2000, es decir, el 1.5 de enero de 2000 (12 h del 1 de enero) o JD 2451545.0. [4]
En el conjunto particular de coordenadas ejemplificado anteriormente, muchos de los elementos se han omitido por ser desconocidos o indeterminados; por ejemplo, el elemento n permite calcular una dependencia temporal aproximada del elemento M, pero los otros elementos y el propio n se tratan como constantes, lo que representa una aproximación temporal (véase Elementos osculantes ).
De este modo, un sistema de coordenadas particular (equinoccio y ecuador/eclíptica de una fecha particular, como J2000.0) podría usarse para siempre, pero un conjunto de elementos osculadores para una época particular puede ser válido solo (aproximadamente) durante un tiempo bastante limitado, porque los elementos osculadores como los ejemplificados anteriormente no muestran el efecto de perturbaciones futuras que cambiarán los valores de los elementos.
Sin embargo, el período de validez es un asunto diferente en principio y no el resultado del uso de una época para expresar los datos. En otros casos, por ejemplo, el caso de una teoría analítica completa del movimiento de algún cuerpo astronómico, todos los elementos se darán normalmente en forma de polinomios en intervalos de tiempo a partir de la época, y también estarán acompañados por términos trigonométricos de perturbaciones periódicas especificadas adecuadamente. En ese caso, su período de validez puede extenderse a lo largo de varios siglos o incluso milenios a ambos lados de la época indicada.
Algunos datos y algunas épocas tienen un largo período de uso por otras razones. Por ejemplo, los límites de las constelaciones de la UAI se especifican en relación con un equinoccio de cerca del comienzo del año 1875. Se trata de una cuestión de convención, pero la convención se define en términos del ecuador y la eclíptica tal como eran en 1875. Para averiguar en qué constelación se encuentra un cometa en particular hoy, la posición actual de ese cometa debe expresarse en el sistema de coordenadas de 1875 (equinoccio/ecuador de 1875). Por lo tanto, ese sistema de coordenadas todavía se puede utilizar hoy, aunque la mayoría de las predicciones de cometas realizadas originalmente para 1875 (época = 1875) ya no serían útiles hoy en día debido a la falta de información sobre su dependencia del tiempo y las perturbaciones.
Para calcular la visibilidad de un objeto celeste para un observador en un momento y lugar específicos de la Tierra, se necesitan las coordenadas del objeto en relación con un sistema de coordenadas de la fecha actual. Si se utilizan coordenadas relativas a alguna otra fecha, se producirán errores en los resultados. La magnitud de esos errores aumenta con la diferencia horaria entre la fecha y hora de la observación y la fecha del sistema de coordenadas utilizado, debido a la precesión de los equinoccios. Si la diferencia horaria es pequeña, entonces pueden ser suficientes correcciones relativamente fáciles y pequeñas para la precesión. Si la diferencia horaria es grande, entonces deben aplicarse correcciones más completas y precisas. Por esta razón, una posición estelar leída a partir de un atlas o catálogo estelar basado en un equinoccio y ecuador suficientemente antiguos no puede usarse sin correcciones si se requiere una precisión razonable.
Además, las estrellas se mueven unas con respecto a otras a través del espacio. El movimiento aparente a través del cielo en relación con otras estrellas se denomina movimiento propio . La mayoría de las estrellas tienen movimientos propios muy pequeños, pero unas pocas tienen movimientos propios que se acumulan hasta alcanzar distancias notables después de unas pocas decenas de años. Por lo tanto, algunas posiciones estelares leídas en un atlas o catálogo de estrellas para una época suficientemente antigua también requieren correcciones de movimiento propio para lograr una precisión razonable.
Debido a la precesión y al movimiento propio, los datos estelares se vuelven menos útiles a medida que la edad de las observaciones y su época, y el equinoccio y el ecuador a los que se refieren, se hacen más antiguos. Después de un tiempo, es más fácil o mejor cambiar a datos más nuevos, generalmente denominados época y equinoccio/ecuador más nuevos, que seguir aplicando correcciones a los datos más antiguos.
Las épocas y los equinoccios son momentos en el tiempo, por lo que se pueden especificar de la misma manera que los momentos que indican cosas distintas a las épocas y los equinoccios. Las siguientes formas estándar de especificar épocas y equinoccios parecen ser las más populares:
Los tres se expresan en TT = Tiempo Terrestre .
Los años besselianos, utilizados principalmente para las posiciones de las estrellas, se pueden encontrar en catálogos más antiguos, pero ahora están quedando obsoletos. El resumen del catálogo Hipparcos , [5] por ejemplo, define la "época del catálogo" como "J1991.25" (8,75 años julianos antes del 1,5 de enero de 2000 TT, por ejemplo, 2,5625 de abril de 1991 TT).
El año besseliano recibe su nombre del matemático y astrónomo alemán Friedrich Bessel (1784-1846). Meeus 1991, p. 125 define el comienzo de un año besseliano como el momento en el que la longitud media del Sol, incluido el efecto de la aberración y medida a partir del equinoccio medio de la fecha, es exactamente de 280 grados. Este momento cae cerca del comienzo del año gregoriano correspondiente . La definición dependía de una teoría particular de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, la de Newcomb (1895), que ahora está obsoleta; por esa razón, entre otras, el uso de los años besselianos también se ha vuelto o está volviéndose obsoleto.
Lieske 1979, p. 282 dice que una "época besseliana" se puede calcular a partir de la fecha juliana según
La definición de Lieske no es exactamente coherente con la definición anterior en términos de la longitud media del Sol. Al utilizar años besselianos, especifique qué definición se está utilizando.
Para distinguir entre años calendario y años besselianos, se hizo habitual añadir ".0" a los años besselianos. Desde que se pasó a los años julianos a mediados de los años 1980, se ha hecho habitual anteponer "B" a los años besselianos. Por lo tanto, "1950" es el año calendario 1950 y "1950.0" = "B1950.0" es el comienzo del año besseliano 1950.
Según Meeus, y también según la fórmula dada anteriormente,
Un año juliano es un intervalo con la longitud de un año medio en el calendario juliano , es decir, 365,25 días. Esta medida de intervalo no define ninguna época: el calendario gregoriano se usa generalmente para fechar. Pero, las épocas convencionales estándar que no son épocas besselianas se han designado a menudo hoy en día con un prefijo "J", y la fecha del calendario a la que se refieren es ampliamente conocida, aunque no siempre la misma fecha en el año: así, "J2000" se refiere al instante de las 12 del mediodía (mediodía) del 1 de enero de 2000, y J1900 se refiere al instante de las 12 del mediodía del 0 de enero de 1900, igual al 31 de diciembre de 1899. [6] También es habitual ahora especificar en qué escala de tiempo se expresa la hora del día en esa designación de época, p. ej., a menudo Tiempo Terrestre .
Además, una época opcionalmente prefijada por "J" y designada como un año con decimales ( 2000 + x ), donde x es positivo o negativo y se cita con 1 o 2 decimales, ha llegado a significar una fecha que es un intervalo de x años julianos de 365,25 días de la época J2000 = JD 2451545.0 (TT), que todavía corresponde (a pesar del uso del prefijo "J" o la palabra "juliano") a la fecha del calendario gregoriano del 1 de enero de 2000, a las 12 h TT (unos 64 segundos antes del mediodía UTC del mismo día del calendario). [7] (Véase también año juliano (astronomía) .) Al igual que la época besseliana, una época juliana arbitraria está relacionada por tanto con la fecha juliana por
La UAI decidió en su Asamblea General de 1976 [8] que el nuevo equinoccio estándar de J2000.0 debería utilizarse a partir de 1984. Antes de eso, el equinoccio de B1950.0 parece haber sido el estándar. [ cita requerida ]
Antes, los distintos astrónomos o grupos de astrónomos definían las épocas de forma individual, pero hoy en día las épocas estándar se definen generalmente mediante acuerdos internacionales a través de la IAU , de modo que los astrónomos de todo el mundo pueden colaborar de forma más eficaz. Resulta ineficiente y propenso a errores si los datos o las observaciones de un grupo tienen que traducirse de forma no estándar para que otros grupos puedan comparar los datos con información de otras fuentes. Un ejemplo de cómo funciona esto: si alguien mide la posición de una estrella hoy, utiliza una transformación estándar para obtener la posición expresada en términos del marco de referencia estándar de J2000 y, a menudo, es esta posición de J2000 la que se comparte con otros.
Por otra parte, también ha existido una tradición astronómica de conservar las observaciones exactamente en la forma en que fueron hechas, para que otros puedan corregir posteriormente las reducciones al estándar si eso resulta deseable, como ha ocurrido a veces.
La época estándar actualmente utilizada "J2000" está definida por acuerdo internacional como equivalente a:
En escalas de tiempo más cortas, existen diversas prácticas para definir cuándo comienza cada día. En el uso ordinario, el día civil se calcula por la época de medianoche , es decir, el día civil comienza a medianoche. Pero en el uso astronómico más antiguo, era habitual, hasta el 1 de enero de 1925, calcular por una época de mediodía , 12 horas después del comienzo del día civil de la misma denominación, de modo que el día comenzaba cuando el sol medio cruzaba el meridiano al mediodía. [11] Esto todavía se refleja en la definición de J2000, que comenzaba al mediodía, hora terrestre.
En las culturas tradicionales y en la antigüedad se utilizaban otras épocas. En el antiguo Egipto , los días se contaban de sol a sol, siguiendo una época matutina. Esto puede estar relacionado con el hecho de que los egipcios regulaban su año según la salida helíaca de la estrella Sirio , un fenómeno que ocurre por la mañana justo antes del amanecer. [12]
En algunas culturas que seguían un calendario lunar o lunisolar , en el que el comienzo del mes estaba determinado por la aparición de la Luna Nueva al anochecer, el comienzo del día se contaba de puesta de sol a puesta de sol, siguiendo una época vespertina, por ejemplo, los calendarios judío e islámico [13] y en la Europa occidental medieval al calcular las fechas de las fiestas religiosas, [14] mientras que en otras se seguía una época matutina, por ejemplo, los calendarios hindú y budista .
