La fecha juliana heliocéntrica ( HJD ) es la fecha juliana (JD) corregida por las diferencias en la posición de la Tierra con respecto al Sol . Al cronometrar eventos que ocurren más allá del Sistema Solar , debido a la velocidad finita de la luz , el momento en que se observa el evento depende de la posición cambiante del observador en el Sistema Solar. Antes de que se puedan combinar múltiples observaciones, deben reducirse a una ubicación de referencia fija común. Esta corrección también depende de la dirección hacia el objeto o evento que se está cronometrando.
La corrección es cero (HJD = JD) para los objetos situados en los polos de la eclíptica . En el resto del mundo, se trata aproximadamente de una curva sinusoidal anual, y la mayor amplitud se da en la eclíptica. La corrección máxima corresponde al tiempo que tarda la luz en recorrer la distancia del Sol a la Tierra, es decir, ±8,3 min (500 s, 0,0058 días).
JD y HJD se definen independientemente del estándar de tiempo . En cambio, JD se puede expresar como, por ejemplo, UTC, UT1 , TT o TAI . Las diferencias entre estos estándares de tiempo son del orden de un minuto, por lo que para una precisión de minutos en los tiempos se debe indicar el estándar utilizado. La corrección HJD implica la posición heliocéntrica de la Tierra, que se expresa en TT. Si bien la opción práctica puede ser UTC, la opción natural es TT.
Dado que el propio Sol orbita alrededor del baricentro del Sistema Solar, la corrección HJD no se basa en una referencia fija. La diferencia entre la corrección al heliocentro y al baricentro es de hasta ±4 s. Para una precisión de segundos, se debe calcular la fecha juliana baricéntrica (BJD) en lugar de la HJD.
La formulación habitual de la corrección HJD supone que el objeto se encuentra a una distancia infinita, con toda seguridad más allá del Sistema Solar. El error resultante para los objetos del Cinturón de Edgeworth-Kuiper sería de 5 s, y para los objetos del Cinturón de asteroides principal sería de 100 s. En este cálculo, la Luna –que está más cerca que el Sol– puede estar erróneamente situada en el lado lejano del Sol, lo que da como resultado un error de unos 15 min.
En términos del vector desde el heliocentro hasta el observador, el vector unitario desde el observador hacia el objeto o evento y la velocidad de la luz :
Cuando el producto escalar se expresa en términos de la ascensión recta y la declinación del Sol (índice ) y del objeto extrasolar esto se convierte en:
donde es la distancia entre el Sol y el observador. La misma ecuación se puede utilizar con cualquier sistema de coordenadas astronómicas . En coordenadas eclípticas el Sol está en latitud cero, por lo que
![{\displaystyle HJD=JD-{\frac {r}{c}}\cdot [\sin(\delta )\cdot \sin(\delta _{\odot })+\cos(\delta )\cdot \cos(\delta _{\odot })\cdot \cos(\alpha -\alpha _{\odot })]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b860f4529c05235fadb8e51882af6cca5763b53a)
