En astronomía , la inclinación axial , también conocida como oblicuidad , es el ángulo entre el eje de rotación de un objeto y su eje orbital , que es la línea perpendicular a su plano orbital ; de manera equivalente, es el ángulo entre su plano ecuatorial y su plano orbital. [1] Se diferencia de la inclinación orbital .
Con una oblicuidad de 0 grados, los dos ejes apuntan en la misma dirección; es decir, el eje de rotación es perpendicular al plano orbital.
El eje de rotación de la Tierra , por ejemplo, es la línea imaginaria que pasa tanto por el Polo Norte como por el Polo Sur , mientras que el eje orbital de la Tierra es la línea perpendicular al plano imaginario por el que se mueve la Tierra mientras gira alrededor del Sol ; La oblicuidad o inclinación axial de la Tierra es el ángulo entre estas dos líneas.
A lo largo de un período orbital , la oblicuidad no suele cambiar considerablemente y la orientación del eje sigue siendo la misma con respecto al fondo de las estrellas . Esto hace que un polo apunte más hacia el Sol en un lado de la órbita y más lejos del Sol en el otro lado: la causa de las estaciones en la Tierra.
Hay dos métodos estándar para especificar la inclinación de un planeta. Una forma se basa en el polo norte del planeta , definido en relación con la dirección del polo norte de la Tierra, y la otra se basa en el polo positivo del planeta , definido por la regla de la mano derecha :
El plano orbital de la Tierra se conoce como plano de la eclíptica , y los astrónomos conocen la inclinación de la Tierra como oblicuidad de la eclíptica , siendo el ángulo entre la eclíptica y el ecuador celeste en la esfera celeste . [6] Se denota con la letra griega ε .
La Tierra actualmente tiene una inclinación axial de aproximadamente 23,44°. [7] Este valor permanece aproximadamente igual en relación con un plano orbital estacionario a lo largo de los ciclos de precesión axial . [8] Pero la eclíptica (es decir, la órbita de la Tierra) se mueve debido a perturbaciones planetarias , y la oblicuidad de la eclíptica no es una cantidad fija. En la actualidad, está disminuyendo a un ritmo de aproximadamente 46,8” [9] por siglo (ver detalles en Corto plazo a continuación) .
Los antiguos griegos tenían buenas medidas de la oblicuidad desde aproximadamente el año 350 a. C., cuando Piteas de Marsella midió la sombra de un gnomon en el solsticio de verano. [10] Alrededor del año 830 EC, el califa Al-Mamun de Bagdad ordenó a sus astrónomos que midieran la oblicuidad, y el resultado se utilizó en el mundo árabe durante muchos años. [11] En 1437, Ulugh Beg determinó que la inclinación axial de la Tierra era 23°30′17″ (23,5047°). [12]
Durante la Edad Media , se creía ampliamente que tanto la precesión como la oblicuidad de la Tierra oscilaban alrededor de un valor medio, con un período de 672 años, idea conocida como trepidación de los equinoccios. Quizás el primero en darse cuenta de que esto era incorrecto (durante el tiempo histórico) fue Ibn al-Shatir en el siglo XIV [13] y el primero en darse cuenta de que la oblicuidad está disminuyendo a un ritmo relativamente constante fue Fracastoro en 1538. [14] El primero Las observaciones occidentales modernas y precisas de la oblicuidad fueron probablemente las de Tycho Brahe de Dinamarca , alrededor de 1584, [15] aunque las observaciones de varios otros, incluidos al-Ma'mun , al-Tusi , [16] Purbach , Regiomontanus y Walther , podría haber proporcionado información similar.
El eje de la Tierra permanece inclinado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo durante todo el año (independientemente de en qué punto de su órbita se encuentre ) debido al efecto giroscopio . Esto significa que un polo (y el hemisferio de la Tierra asociado ) se alejará del Sol en un lado de la órbita, y media órbita después (medio año después) este polo se dirigirá hacia el Sol. Esta es la causa de las estaciones de la Tierra . El verano ocurre en el hemisferio norte cuando el polo norte está dirigido hacia el Sol. Las variaciones en la inclinación axial de la Tierra pueden influir en las estaciones y probablemente sean un factor en el cambio climático a largo plazo (ver también ciclos de Milankovitch ) .
El valor angular exacto de la oblicuidad se encuentra mediante la observación de los movimientos de la Tierra y los 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 diversos valores astronómicos, incluida la oblicuidad.
Se publican almanaques anuales que enumeran los valores derivados y los métodos de uso. Hasta 1983, el valor angular de la oblicuidad media del Almanaque Astronómico para cualquier fecha se calculaba basándose en el trabajo de Newcomb , quien analizó las posiciones de los planetas hasta aproximadamente 1895:
donde ε es la oblicuidad y T son los siglos tropicales desde B1900.0 hasta la fecha en cuestión. [17]
A partir de 1984, la serie DE de efemérides generadas por computadora del Jet Propulsion Laboratory asumió el papel de efemérides fundamentales del Almanaque Astronómico . Se calculó la oblicuidad basada en DE200, que analizó las observaciones de 1911 a 1979:
donde en adelante T son siglos julianos desde J2000.0 . [18]
Las efemérides fundamentales del JPL se han actualizado continuamente. Por ejemplo, según la resolución de la IAU de 2006 a favor del modelo astronómico P03, el Almanaque Astronómico de 2010 especifica: [19]
Estas expresiones para la oblicuidad están destinadas a lograr una alta precisión en un lapso de tiempo relativamente corto, quizás ± varios siglos. [20] J. Laskar calculó una expresión para ordenar T 10 bueno a 0,02 ″ durante 1000 años y varios segundos de arco durante 10.000 años.
donde aquí t es múltiplos de 10.000 años julianos desde J2000.0 . [21]
Estas expresiones son para la llamada oblicuidad media , es decir, la oblicuidad libre de variaciones de corto plazo. Los movimientos periódicos de la Luna y de la Tierra en su órbita provocan oscilaciones de período corto (alrededor de 18,6 años) mucho más pequeñas (9,2 segundos de arco ) del eje de rotación de la Tierra, conocidas como nutación , que añaden un componente periódico a la oblicuidad de la Tierra. [22] [23] La oblicuidad verdadera o instantánea incluye esta nutación. [24]
Utilizando métodos numéricos para simular el comportamiento del Sistema Solar durante un período de varios millones de años, se han investigado los cambios a largo plazo en la órbita de la Tierra y, por tanto, en su oblicuidad. Durante los últimos 5 millones de años, la oblicuidad de la Tierra ha variado entre 22°2′33″ y 24°30′16″ , con un período medio de 41.040 años. Este ciclo es una combinación de precesión y el término más grande en el movimiento de la eclíptica . Durante el próximo millón de años, el ciclo tendrá una oblicuidad entre 22°13′44″ y 24°20′50″ . [25]
La Luna tiene un efecto estabilizador sobre la oblicuidad de la Tierra. El análisis de mapas de frecuencia realizado en 1993 sugirió que, en ausencia de la Luna, la oblicuidad podría cambiar rápidamente debido a resonancias orbitales y al comportamiento caótico del Sistema Solar , alcanzando hasta 90° en tan solo unos pocos millones de años ( ver también Órbita de la Luna ). [26] [27] Sin embargo, simulaciones numéricas más recientes [28] realizadas en 2011 indicaron que incluso en ausencia de la Luna, la oblicuidad de la Tierra podría no ser tan inestable; variando sólo entre 20 y 25°. Para resolver esta contradicción, se calculó la tasa de difusión de la oblicuidad y se descubrió que se necesitan más de miles de millones de años para que la oblicuidad de la Tierra alcance cerca de 90°. [29] El efecto estabilizador de la Luna continuará durante menos de dos mil millones de años. A medida que la Luna continúa alejándose de la Tierra debido a la aceleración de las mareas , pueden ocurrir resonancias que causarán grandes oscilaciones de la oblicuidad. [30]
Los cuatro planetas rocosos más internos del Sistema Solar pueden haber tenido grandes variaciones en su oblicuidad en el pasado. Dado que la oblicuidad es el ángulo entre el eje de rotación y la dirección perpendicular al plano orbital, cambia a medida que cambia el plano orbital debido a la influencia de otros planetas. Pero el eje de rotación también puede moverse ( precesión axial ), debido al par ejercido por el Sol sobre el abultamiento ecuatorial de un planeta. Al igual que la Tierra, todos los planetas rocosos muestran precesión axial. Si la tasa de precesión fuera muy rápida, la oblicuidad en realidad permanecería bastante constante incluso cuando cambia el plano orbital. [31] La tasa varía debido a la disipación de las mareas y la interacción núcleo - manto , entre otras cosas. Cuando la tasa de precesión de un planeta se acerca a ciertos valores, las resonancias orbitales pueden provocar grandes cambios en la oblicuidad. La amplitud de la contribución que tiene una de las tasas de resonancia se divide por la diferencia entre la tasa de resonancia y la tasa de precesión, por lo que se vuelve grande cuando las dos son similares. [31]
Lo más probable es que Mercurio y Venus se hayan estabilizado gracias a la disipación de las mareas del Sol. La Tierra fue estabilizada por la Luna, como se mencionó anteriormente, pero antes de su formación , la Tierra también pudo haber pasado por períodos de inestabilidad. La oblicuidad de Marte es bastante variable a lo largo de millones de años y puede encontrarse en un estado caótico; varía entre 0° y 60° a lo largo de algunos millones de años, dependiendo de las perturbaciones de los planetas. [26] [32] Algunos autores cuestionan que la oblicuidad de Marte sea caótica y muestran que la disipación de las mareas y el acoplamiento viscoso entre el núcleo y el manto son adecuados para que haya alcanzado un estado completamente amortiguado, similar a Mercurio y Venus. [3] [33]
Los cambios ocasionales en la inclinación axial de Marte se han sugerido como una explicación para la aparición y desaparición de ríos y lagos a lo largo de la existencia de Marte. Un cambio podría provocar una explosión de metano en la atmósfera, provocando un calentamiento, pero luego el metano sería destruido y el clima volvería a ser árido. [34] [35]
Las oblicuidades de los planetas exteriores se consideran relativamente estables.
La oblicuidad estelar ψ s , es decir, la inclinación axial de una estrella con respecto al plano orbital de uno de sus planetas, se ha determinado sólo para unos pocos sistemas. Para 2012, se había observado una desalineación λ de la órbita de giro proyectada en el cielo en 49 estrellas, [38] que sirve como límite inferior para ψ s . La mayoría de estas mediciones se basan en el efecto Rossiter-McLaughlin . Desde el lanzamiento de telescopios espaciales como el telescopio espacial Kepler , ha sido posible determinar y estimar la oblicuidad de un planeta extrasolar. El aplanamiento rotacional del planeta y el entorno de lunas y/o anillos, que son rastreables con fotometría de alta precisión, brindan acceso a la oblicuidad planetaria, ψ p . Desde entonces se ha determinado la oblicuidad de muchos planetas extrasolares, como Kepler-186f y Kepler-413b . [39] [40]
Los astrofísicos han aplicado teorías de mareas para predecir la oblicuidad de los planetas extrasolares . Se ha demostrado que las oblicuidades de los exoplanetas en la zona habitable alrededor de estrellas de baja masa tienden a erosionarse en menos de 10 9 años, [41] [42] lo que significa que no tendrían estaciones inducidas por la inclinación como las que tiene la Tierra.
