El origen en el centro de la Tierra significa que las coordenadas son geocéntricas , es decir, vistas desde el centro de la Tierra como si fuera transparente . [3] El plano fundamental y la dirección primaria significan que el sistema de coordenadas, aunque está alineado con el ecuador y el polo de la Tierra , no gira con la Tierra, sino que permanece relativamente fijo con respecto a las estrellas de fondo . Una convención dextrógira significa que las coordenadas aumentan hacia el norte y hacia el este alrededor del plano fundamental.
Dirección primaria
Esta descripción de la orientación del sistema de referencia es algo simplificada; la orientación no es del todo fija. Un movimiento lento del eje de la Tierra, la precesión , provoca un giro lento y continuo del sistema de coordenadas hacia el oeste alrededor de los polos de la eclíptica , completando un circuito en unos 26.000 años. A esto se superpone un movimiento más pequeño de la eclíptica y una pequeña oscilación del eje de la Tierra, la nutación . [4]
Para determinar la dirección primaria exacta, estos movimientos requieren la especificación del equinoccio de una fecha particular, conocida como época , al momento de dar una posición. Los tres más utilizados son:
Equinoccio medio de una época estándar (normalmente J2000.0 , pero puede incluir B1950.0, B1900.0, etc.)
es una dirección estándar fija que permite comparar directamente las posiciones establecidas en varias fechas.
Equinoccio medio de la fecha
es la intersección de la eclíptica de la "fecha" (es decir, la eclíptica en su posición en la "fecha") con el ecuador medio (es decir, el ecuador rotado por precesión hasta su posición en la "fecha", pero libre de las pequeñas oscilaciones periódicas de nutación). Se utiliza comúnmente en el cálculo de órbitas planetarias .
Equinoccio verdadero de fecha
es la intersección de la eclíptica de la "fecha" con el ecuador verdadero (es decir, el ecuador medio más la nutación). Esta es la intersección real de los dos planos en cualquier momento particular, teniendo en cuenta todos los movimientos.
Por lo tanto, una posición en el sistema de coordenadas ecuatorial se especifica típicamente como equinoccio verdadero y ecuador de la fecha , equinoccio medio y ecuador de J2000.0 , o algo similar. Nótese que no existe una "eclíptica media", ya que la eclíptica no está sujeta a pequeñas oscilaciones periódicas. [5]
Coordenadas esféricas
Uso en astronomía
Las coordenadas esféricas de una estrella se expresan a menudo como un par, ascensión recta y declinación , sin una coordenada de distancia . La dirección de los objetos suficientemente distantes es la misma para todos los observadores, y es conveniente especificar esta dirección con las mismas coordenadas para todos. Por el contrario, en el sistema de coordenadas horizontales , la posición de una estrella difiere de un observador a otro en función de sus posiciones en la superficie de la Tierra, y cambia continuamente con la rotación de la Tierra.
El símbolo de declinación δ (delta minúscula, abreviado DEC) mide la distancia angular de un objeto perpendicular al ecuador celeste, positivo al norte, negativo al sur. Por ejemplo, el polo norte celeste tiene una declinación de +90°. El origen de la declinación es el ecuador celeste, que es la proyección del ecuador de la Tierra sobre la esfera celeste. La declinación es análoga a la latitud terrestre . [6] [7] [8]
El símbolo de ascensión recta α (en minúscula "alfa", abreviado RA) mide la distancia angular de un objeto hacia el este a lo largo del ecuador celeste desde el equinoccio de marzo hasta el círculo horario que pasa por el objeto. El punto del equinoccio de marzo es uno de los dos puntos donde la eclíptica interseca el ecuador celeste. La ascensión recta se mide generalmente en horas siderales , minutos y segundos en lugar de grados, resultado del método de medición de ascensiones rectas cronometrando el paso de objetos a través del meridiano a medida que la Tierra gira . Hay 360°/24 horas = 15° en una hora de ascensión recta, y 24 h de ascensión recta alrededor de todo el ecuador celeste . [6] [9] [10]
Cuando se utilizan juntas, la ascensión recta y la declinación suelen abreviarse RA/Dec.
Angulo horario
Como alternativa a la ascensión recta , el ángulo horario (abreviado HA o LHA, ángulo horario local ), un sistema zurdo, mide la distancia angular de un objeto hacia el oeste a lo largo del ecuador celeste desde el meridiano del observador hasta el círculo horario que pasa por el objeto. A diferencia de la ascensión recta, el ángulo horario siempre aumenta con la rotación de la Tierra . El ángulo horario puede considerarse un medio para medir el tiempo transcurrido desde la culminación superior , el momento en que un objeto entra en contacto con el meridiano superior.
Se dice que una estrella que culmina en el meridiano del observador tiene un ángulo horario cero (0 h ). Una hora sideral (aproximadamente 0,9973 horas solares ) más tarde, la rotación de la Tierra llevará a la estrella al oeste del meridiano y su ángulo horario será de 1 h . Al calcular fenómenos topocéntricos , la ascensión recta puede convertirse en un ángulo horario como paso intermedio. [11] [12] [13]
Coordenadas ecuatoriales geocéntricas. El origen es el centro de la Tierra . El plano fundamental es el plano del ecuador de la Tierra. La dirección principal (el eje x ) es el equinoccio de marzo . Una convención para la mano derecha especifica un eje y a 90° al este en el plano fundamental; el eje z es el eje polar norte. El marco de referencia no gira con la Tierra, sino que la Tierra gira alrededor del eje z .
Existen diversas variantes rectangulares de coordenadas ecuatoriales. Todas tienen:
El plano fundamental en el plano del ecuador de la Tierra.
La dirección principal (el eje x ) hacia el equinoccio de marzo , es decir, el lugar donde el Sol cruza el ecuador celeste en dirección norte en su circuito aparente anual alrededor de la eclíptica .
La posición del Sol a menudo se especifica en las coordenadas rectangulares ecuatoriales geocéntricas X , Y , Z y una cuarta coordenada de distancia, R (= √ X 2 + Y 2 + Z 2 ) , en unidades de la unidad astronómica .
Las posiciones de los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar a menudo se especifican en las coordenadas rectangulares ecuatoriales geocéntricas ξ , η , ζ y una cuarta coordenada de distancia, Δ (igual a √ ξ 2 + η 2 + ζ 2 ), en unidades de la unidad astronómica .Estas coordenadas rectangulares están relacionadas con las coordenadas esféricas correspondientes por
Las posiciones de los satélites artificiales de la Tierra se especifican en coordenadas ecuatoriales geocéntricas , también conocidas como inercial ecuatorial geocéntrica (GEI) , inercial centrada en la Tierra (ECI) y sistema inercial convencional (CIS) , todas las cuales son equivalentes en definición a los marcos rectangulares ecuatoriales geocéntricos astronómicos, arriba. En el marco ecuatorial geocéntrico, los ejes x , y y z a menudo se designan I , J y K , respectivamente, o la base del marco se especifica mediante los vectores unitarios Î , Ĵ y K̂ .
Este marco es similar al marco ξ , η , ζ anterior, excepto que el origen se traslada al centro del Sol . Se utiliza comúnmente en el cálculo de órbitas planetarias. Los tres sistemas de coordenadas rectangulares astronómicos están relacionados por [16]
^ Nautical Almanac Office, Observatorio Naval de los Estados Unidos; HM Nautical Almanac Office; Observatorio Real de Greenwich (1961). Suplemento explicativo de las Efemérides Astronómicas y las Efemérides y el Almanaque Náutico Americanos. HM Stationery Office, Londres (reimpresión 1974). págs. 24, 26.
^ Vallado, David A. (2001). Fundamentos de astrodinámica y aplicaciones . Microcosm Press, El Segundo, CA. p. 157. ISBN1-881883-12-4.
^ Oficina del Almanaque Náutico del Observatorio Naval de los EE. UU.; Oficina Hidrográfica del Reino Unido; Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad (2008). El Almanaque Astronómico del Año 2010. Oficina de Imprenta del Gobierno de los EE. UU., pág. M2, "lugar aparente". ISBN978-0-7077-4082-9.
