El tiempo sideral ("sideral" pronunciado / s aɪ ˈ d ɪər i əl , s ə -/ sy- DEER -ee-əl, sə- ) es un sistema de cronometraje utilizado especialmente por los astrónomos . Utilizando el tiempo sideral y el sistema de coordenadas celestes , es fácil localizar las posiciones de los objetos celestes en el cielo nocturno . El tiempo sideral es una "escala de tiempo que se basa en la velocidad de rotación de la Tierra medida en relación con las estrellas fijas ". [1]
Vista desde el mismo lugar , una estrella vista en una posición en el cielo será vista en la misma posición en otra noche a la misma hora del día (o noche), si el día se define como un día sideral (también conocido como el período de rotación sidérea ). Esto es similar a cómo se puede utilizar la hora que marca un reloj de sol ( hora solar ) para encontrar la ubicación del Sol . Así como el Sol y la Luna parecen salir por el este y ponerse por el oeste debido a la rotación de la Tierra, también lo hacen las estrellas. Tanto el tiempo solar como el tiempo sideral hacen uso de la regularidad de la rotación de la Tierra alrededor de su eje polar: el tiempo solar se calcula según la posición del Sol en el cielo, mientras que el tiempo sideral se basa aproximadamente en la posición de las estrellas fijas en el cielo celeste teórico. esfera.
Más exactamente, el tiempo sidéreo es el ángulo, medido a lo largo del ecuador celeste , desde el meridiano del observador hasta el círculo máximo que pasa por el equinoccio de marzo (el equinoccio de primavera del hemisferio norte) y ambos polos celestes , y suele expresarse en horas, minutos, y segundos. (En el contexto del tiempo sidéreo, "equinoccio de marzo" o "equinoccio" o "primer punto de Aries" es actualmente una dirección, desde el centro de la Tierra a lo largo de la línea formada por la intersección del ecuador terrestre y la órbita de la Tierra alrededor el Sol, hacia la constelación de Piscis (en la antigüedad era hacia la constelación de Aries). [2] La hora común en un reloj típico (usando la hora solar media ) mide un ciclo ligeramente más largo, afectado no sólo por la rotación axial de la Tierra sino también por la órbita de la Tierra alrededor del Sol.
El propio equinoccio de marzo precede lentamente hacia el oeste en relación con las estrellas fijas, completando una revolución en unos 25.800 años, por lo que el mal llamado día "sideral" ("sideral" se deriva del latín sidus que significa "estrella") es 0,0084 segundos más corto que el estelar. día , el período real de rotación de la Tierra en relación con las estrellas fijas. [3] El período estelar ligeramente más largo se mide como el ángulo de rotación de la Tierra (ERA), anteriormente llamado ángulo estelar. [4] Un aumento de 360° en la ERA es una rotación completa de la Tierra.
Un día sidéreo en la Tierra dura aproximadamente 86164,0905 segundos (23 h 56 min 4,0905 s o 23,9344696 h). (Los segundos se definen según el Sistema Internacional de Unidades y no deben confundirse con los segundos de efemérides ). Cada día, la hora sidérea en cualquier lugar y hora será aproximadamente cuatro minutos más corta que la hora civil local (que se basa en la hora solar). ), de modo que para un año completo el número de "días" siderales es uno más que el número de días solares.
El tiempo solar se mide por el movimiento diurno aparente del Sol. El mediodía local en el tiempo solar aparente es el momento en que el Sol está exactamente hacia el sur o el norte (dependiendo de la latitud del observador y la estación). Un día solar medio (lo que normalmente medimos como un "día") es el tiempo promedio entre los mediodías solares locales ("promedio", ya que varía ligeramente a lo largo de un año).
La Tierra realiza una rotación alrededor de su eje cada día sidéreo; durante ese tiempo se mueve una distancia corta (aproximadamente 1°) a lo largo de su órbita alrededor del Sol. Entonces, después de que haya pasado un día sidéreo, la Tierra todavía necesita girar un poco más antes de que el Sol llegue al mediodía local según la hora solar. Por tanto, un día solar medio es casi 4 minutos más largo que un día sidéreo.
Las estrellas están tan lejos que el movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita casi no influye en su dirección aparente (excepto en el caso de las estrellas más cercanas si se miden con extrema precisión; ver paralaje ), por lo que regresan a su punto más alto al mismo tiempo cada sideral. día.
Otra forma de entender esta diferencia es observar que, en relación con las estrellas, vistas desde la Tierra, la posición del Sol a la misma hora cada día parece moverse alrededor de la Tierra una vez al año. Un año tiene alrededor de 36 5,24 días solares pero 36 6,24 días sidéreos. Por lo tanto, hay un día solar menos por año que días sidéreos, similar a una observación de la paradoja de la rotación de la moneda . [5] Esto hace que un día sidéreo sea aproximadamente365.24/366,24veces la duración del día solar de 24 horas.
La rotación de la Tierra no es una simple rotación alrededor de un eje que permanece siempre paralelo a sí mismo. El propio eje de rotación de la Tierra gira alrededor de un segundo eje, ortogonal al plano de la órbita terrestre, y tarda unos 25.800 años en realizar una rotación completa. Este fenómeno se denomina precesión de los equinoccios . Debido a esta precesión, las estrellas parecen moverse alrededor de la Tierra de una manera más complicada que una simple rotación constante.
Por esta razón, para simplificar la descripción de la orientación de la Tierra en astronomía y geodesia , era convencional trazar las posiciones de las estrellas en el cielo según la ascensión recta y la declinación , que se basan en un marco de referencia que sigue la precesión de la Tierra, y para realizar un seguimiento de la rotación de la Tierra, a través del tiempo sidéreo, también en relación con este marco. (El marco de referencia convencional, para fines de catálogos de estrellas, fue reemplazado en 1998 por el Marco de Referencia Celestial Internacional , que es fijo con respecto a las fuentes de radio extragalácticas. Debido a las grandes distancias, estas fuentes no tienen un movimiento propio apreciable . [ 6] ) En este marco de referencia, la rotación de la Tierra es casi constante, pero las estrellas parecen girar lentamente con un período de aproximadamente 25.800 años. También es en este marco de referencia que el año tropical (o año solar), el año relacionado con las estaciones de la Tierra, representa una órbita de la Tierra alrededor del Sol. La definición precisa de un día sidéreo es el tiempo que tarda una rotación de la Tierra en este sistema de referencia precesante.
En el pasado, el tiempo se medía observando las estrellas con instrumentos como tubos cenital fotográficos y astrolabios Danjon , y el paso de las estrellas a través de líneas definidas se cronometraba con el reloj del observatorio. Luego, utilizando la ascensión recta de las estrellas de un catálogo de estrellas, se calculó el tiempo en que la estrella debería haber pasado por el meridiano del observatorio y se calculó una corrección del tiempo que marca el reloj del observatorio. La hora sidérea se definió de manera que el equinoccio de marzo transitaría por el meridiano del observatorio a las 0 horas, hora sidérea local. [7]
A partir de la década de 1970, los métodos de radioastronomía , la interferometría de línea de base muy larga (VLBI) y la sincronización del púlsar superaron a los instrumentos ópticos en cuanto a astrometría más precisa . Esto dio como resultado la determinación de UT1 (tiempo solar medio a 0° de longitud) utilizando VLBI, una nueva medida del ángulo de rotación de la Tierra y nuevas definiciones de tiempo sidéreo. Estos cambios entraron en vigor el 1 de enero de 2003. [8]
El ángulo de rotación de la Tierra ( ERA ) mide la rotación de la Tierra desde un origen en el ecuador celeste, el Origen Intermedio Celestial , también denominado Origen de Efemérides Celestial , [9] que no tiene movimiento instantáneo a lo largo del ecuador; Originalmente se lo denominó origen no giratorio . Este punto está muy cerca del equinoccio de J2000. [10]
ERA, medida en radianes , está relacionada con UT1 mediante una relación lineal simple: [3]
ERA reemplaza al tiempo sideral aparente de Greenwich (GAST). El origen en el ecuador celeste de GAST, denominado equinoccio verdadero , se mueve debido al movimiento del ecuador y la eclíptica. La falta de movimiento del origen de ERA se considera una ventaja significativa. [11]
La ERA se puede convertir a otras unidades; por ejemplo, el Almanaque Astronómico del Año 2017 lo tabuló en grados, minutos y segundos. [12]
Como ejemplo, el Almanaque Astronómico del año 2017 dio la ERA a las 0 h del 1 de enero de 2017 UT1 como 100° 37′ 12.4365″. [13]
Aunque ERA pretende reemplazar el tiempo sidéreo, existe la necesidad de mantener las definiciones del tiempo sidéreo durante la transición y cuando se trabaja con datos y documentos más antiguos.
De manera similar a la hora solar media, cada lugar de la Tierra tiene su propia hora sidérea local (LST), dependiendo de la longitud del punto. Dado que no es factible publicar tablas para cada longitud, las tablas astronómicas utilizan el tiempo sidéreo de Greenwich (GST), que es el tiempo sidéreo en el meridiano de referencia del IERS , denominado con menor precisión Greenwich o primer meridiano . Hay dos variedades, el tiempo sidéreo medio si se utilizan el ecuador medio y el equinoccio de la fecha, y el tiempo sidéreo aparente si se utilizan el ecuador y el equinoccio aparentes de la fecha. El primero ignora el efecto de la nutación astronómica mientras que el segundo lo incluye. Cuando se combina la elección de la ubicación con la elección de incluir o no la nutación astronómica, resultan las siglas GMST, LMST, GAST y LAST.
Las siguientes relaciones son verdaderas: [14]
Las nuevas definiciones de media de Greenwich y tiempo sidéreo aparente (desde 2003, ver arriba) son:
tal que θ es el ángulo de rotación de la Tierra, E PREC es la precesión acumulada y E 0 es la ecuación de los orígenes, que representa la precesión y nutación acumuladas. [15] El cálculo de la precesión y la nutación se describió en el Capítulo 6 de Urban & Seidelmann.
Como ejemplo, el Almanaque Astronómico del año 2017 dio la ERA a las 0 h del 1 de enero de 2017 UT1 como 100° 37′ 12.4365″. El GAST fue de 6 h 43 m 20,7109 s. Para GMST la hora y los minutos eran iguales pero el segundo era 21.1060. [13]
Si se mide un cierto intervalo I tanto en tiempo solar medio (UT1) como en tiempo sidéreo, el valor numérico será mayor en tiempo sidéreo que en UT1, porque los días sidéreos son más cortos que los días UT1. La proporción es:
tal que t representa el número de siglos julianos transcurridos desde el mediodía del 1 de enero de 2000, hora terrestre . [dieciséis]
Seis de los ocho planetas solares tienen rotación progrado , es decir, giran más de una vez al año en la misma dirección en la que orbitan alrededor del Sol, por lo que el Sol sale por el este. [17] Venus y Urano , sin embargo, tienen rotación retrógrada . Para la rotación prógrada, la fórmula que relaciona la duración de los días sidéreos y solares es:
o equivalente:
Al calcular la fórmula para una rotación retrógrada, el operador del denominador será un signo más (dicho de otra manera, en la fórmula original la duración del día sidéreo debe tratarse como negativa). Esto se debe a que el día solar es más corto que el día sidéreo para la rotación retrógrada, ya que la rotación del planeta sería en contra de la dirección del movimiento orbital.
Si un planeta gira progrado y el día sidéreo es exactamente igual al período orbital, entonces la fórmula anterior da un día solar infinitamente largo ( división por cero ). Este es el caso de un planeta en rotación sincrónica ; En el caso de excentricidad cero, un hemisferio experimenta el día eterno y el otro la noche eterna, con un "cinturón crepuscular" que los separa.
Todos los planetas solares más distantes del Sol que la Tierra son similares a la Tierra en que, dado que experimentan muchas rotaciones por revolución alrededor del Sol, sólo hay una pequeña diferencia entre la duración del día sidéreo y la del día solar: la la relación entre el primero y el segundo nunca será inferior a la relación de la Tierra de 0,997. Pero la situación es bastante diferente para Mercurio y Venus. El día sidéreo de Mercurio es aproximadamente dos tercios de su período orbital, por lo que, según la fórmula del prógrado, su día solar dura dos revoluciones alrededor del Sol, tres veces más que su día sidéreo. Venus gira retrógrado con un día sidéreo que dura aproximadamente 243,0 días terrestres, o aproximadamente 1,08 veces su período orbital de 224,7 días terrestres; por lo tanto, según la fórmula retrógrada, su día solar es de aproximadamente 116,8 días terrestres y tiene aproximadamente 1,9 días solares por período orbital.
Por convención, los períodos de rotación de los planetas se dan en términos sidéreos a menos que se especifique lo contrario.
