La fecha juliana baricéntrica ( BJD ) es la fecha juliana (JD) corregida por las diferencias en la posición de la Tierra con respecto al baricentro del Sistema Solar . Debido a la velocidad finita de la luz , el momento en que se observa un evento astronómico depende de la posición cambiante del observador en el Sistema Solar. Antes de poder 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.
En 1991, el BJD sustituyó al Fechado Juliano Heliocéntrico (HJD), que reducía los tiempos hasta el centro del Sol , que a su vez orbita alrededor del baricentro. La diferencia entre el HJD y el BJD es de hasta ±4 s.
La corrección es pequeña para los objetos situados en los polos de la eclíptica . En el resto del mundo, se trata de una curva senoidal anual y la mayor amplitud se da en la eclíptica. La corrección máxima corresponde al tiempo que tarda la luz en recorrer la distancia desde el baricentro hasta la Tierra, es decir, ±8,3 min (500 s, 0,0058 días).
JD y BJD se definen independientemente del estándar de tiempo . JD se puede expresar como, por ejemplo, UTC , TT , TAI , TDB , etc. Las diferencias entre estos estándares de tiempo son del orden de un minuto, por lo que para una precisión mejor que un minuto, se debe indicar el estándar de tiempo. Si bien muchos citan el BJD en UTC, UTC es discontinuo y se desvía con la adición de cada segundo intercalar , y por lo tanto solo se debe utilizar para la sincronización relativa en un período de tiempo corto (~1 año). Para una sincronización absoluta de alta precisión, se debe utilizar TDB. Sin embargo, las aplicaciones para las que una precisión de ±1,7 ms es suficiente pueden utilizar TT para aproximarse a TDB, que es mucho más fácil de calcular.
Despreciando los efectos de la relatividad especial y general , la corrección del Tiempo Terrestre (TT) es
donde es el vector del baricentro al observador, es el vector unitario del observador al objeto o evento, es la distancia del observador al objeto o evento observado, y es la velocidad de la luz.
Esta expresión debe utilizarse para objetos dentro del Sistema Solar.
En el límite de la distancia infinita al objeto, la expresión exacta se convierte en
Esta expresión debería utilizarse para objetos situados más allá del Sistema Solar. El error es del orden de 100 s para los objetos del cinturón principal de asteroides y de 5 s para los del cinturón de Edgeworth-Kuiper . A la distancia de Próxima Centauri, la precisión es de 1 ms.
Debido a la precisión limitada con la que se almacenan los números de punto flotante en las computadoras , la expresión exacta en la práctica no es precisa para grandes distancias. La aproximación
Es preciso para grandes distancias. Se debe utilizar si el objeto está más allá del Sistema Solar y si también se requiere precisión de milisegundos.
