El plano de la eclíptica o eclíptica es el plano orbital de la Tierra alrededor del Sol . [1] [2] [a] Desde la perspectiva de un observador terrestre, el movimiento del Sol alrededor de la esfera celeste a lo largo de un año traza una trayectoria a lo largo de la eclíptica sobre el fondo de estrellas . [3] La eclíptica es un plano de referencia importante y es la base del sistema de coordenadas de la eclíptica .
La eclíptica es la trayectoria aparente del Sol a lo largo de un año . [4]
Debido a que la Tierra tarda un año en orbitar alrededor del Sol, la posición aparente del Sol tarda un año en completar un circuito completo de la eclíptica. Con algo más de 365 días en un año, el Sol se mueve un poco menos de 1° hacia el este [5] cada día. Esta pequeña diferencia en la posición del Sol respecto de las estrellas hace que cualquier punto particular de la superficie de la Tierra alcance al Sol (y se ubique directamente al norte o al sur) aproximadamente cuatro minutos más tarde cada día de lo que lo haría si la Tierra no estuviera en órbita; Por lo tanto, un día en la Tierra dura 24 horas en lugar del día sidéreo de aproximadamente 23 horas y 56 minutos . Nuevamente, se trata de una simplificación, basada en una Tierra hipotética que orbita a velocidad uniforme alrededor del Sol. La velocidad real con la que la Tierra orbita alrededor del Sol varía ligeramente durante el año, por lo que la velocidad con la que el Sol parece moverse a lo largo de la eclíptica también varía. Por ejemplo, el Sol está al norte del ecuador celeste durante unos 185 días de cada año y al sur durante unos 180 días. [6] La variación de la velocidad orbital representa parte de la ecuación del tiempo . [7]
Debido al movimiento de la Tierra alrededor del centro de masa Tierra-Luna , la trayectoria aparente del Sol se tambalea ligeramente, con un período de aproximadamente un mes . Debido a nuevas perturbaciones por parte de otros planetas del Sistema Solar , el baricentro Tierra-Luna se tambalea ligeramente alrededor de una posición media de forma compleja.
Debido a que el eje de rotación de la Tierra no es perpendicular a su plano orbital , el plano ecuatorial de la Tierra no es coplanar con el plano de la eclíptica, sino que está inclinado hacia él en un ángulo de aproximadamente 23,4°, lo que se conoce como oblicuidad de la eclíptica . [8] Si el ecuador se proyecta hacia afuera, hacia la esfera celeste , formando el ecuador celeste , cruza la eclíptica en dos puntos conocidos como equinoccios . El Sol, en su movimiento aparente a lo largo de la eclíptica, cruza el ecuador celeste en estos puntos, uno de sur a norte y el otro de norte a sur. [5] El cruce de sur a norte se conoce como equinoccio de primavera , también conocido como el primer punto de Aries y el nodo ascendente de la eclíptica en el ecuador celeste. [9] El cruce de norte a sur es el equinoccio de otoño o nodo descendente .
La orientación del eje y el ecuador de la Tierra no están fijos en el espacio, sino que giran alrededor de los polos de la eclíptica con un período de unos 26.000 años, proceso conocido como precesión lunisolar , ya que se debe en su mayor parte al efecto gravitacional de la Luna y el Sol. en el abultamiento ecuatorial de la Tierra . Asimismo, la eclíptica en sí no es fija. Las perturbaciones gravitacionales de los demás cuerpos del Sistema Solar provocan un movimiento mucho menor del plano de la órbita terrestre, y por tanto de la eclíptica, conocido como precesión planetaria . La acción combinada de estos dos movimientos se llama precesión general y cambia la posición de los equinoccios en unos 50 segundos de arco (aproximadamente 0,014°) por año. [10]
Una vez más, esto es una simplificación. Los movimientos periódicos de la Luna y los movimientos periódicos aparentes del Sol (en realidad, de la Tierra en su órbita) provocan oscilaciones periódicas de corta amplitud y pequeña amplitud del eje de la Tierra y, por tanto, del ecuador celeste, conocidas como nutación . [11] Esto añade un componente periódico a la posición de los equinoccios; las posiciones del ecuador celeste y del equinoccio (vernal) con precesión y nutación totalmente actualizadas se denominan ecuador y equinoccio verdaderos ; las posiciones sin nutación son el ecuador medio y el equinoccio . [12]
La oblicuidad de la eclíptica es el término utilizado por los astrónomos para referirse a la inclinación del ecuador de la Tierra con respecto a la eclíptica, o del eje de rotación de la Tierra con respecto a una perpendicular a la eclíptica. Es de aproximadamente 23,4° y actualmente está disminuyendo 0,013 grados (47 segundos de arco) cada cien años debido a las perturbaciones planetarias. [13]
El valor angular de la oblicuidad se encuentra mediante la observación de los movimientos de la Tierra y otros 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.
Hasta 1983 la oblicuidad para cualquier fecha se calculaba a partir del trabajo de Newcomb , quien analizó las posiciones de los planetas hasta aproximadamente 1895:
ε = 23°27′08.26″ − 46.845″ T − 0.0059″ T 2 + 0.00181″ T 3
donde ε es la oblicuidad y T son los siglos tropicales desde B1900.0 hasta la fecha en cuestión. [15]
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:
ε = 23°26′21,45″ − 46,815″ T − 0,0006″ T2 + 0,00181 ″ T3
donde en adelante T son siglos julianos desde J2000.0 . [dieciséis]
Las efemérides fundamentales del JPL se han actualizado continuamente. El Almanaque Astronómico de 2010 especifica: [17]
ε = 23°26′21.406″ − 46.836769″ T − 0.0001831″ T 2 + 0.00200340″ T 3 − 0.576×10 −6 ″ T 4 − 4.34×10 −8 ″ T 5
Estas expresiones para la oblicuidad están destinadas a lograr una alta precisión en un lapso de tiempo relativamente corto, tal vez varios siglos. [18] J. Laskar calculó una expresión para ordenar T 10 bueno a 0,04″ /1000 años durante 10.000 años. [14]
Todas estas expresiones son para la oblicuidad media , es decir, sin incluir la nutación del ecuador. La oblicuidad verdadera o instantánea incluye la nutación. [19]
La mayoría de los cuerpos principales del Sistema Solar orbitan alrededor del Sol casi en el mismo plano. Probablemente esto se deba a la forma en que el Sistema Solar se formó a partir de un disco protoplanetario . Probablemente la representación actual más cercana del disco sea la conocida como plano invariable del Sistema Solar . La órbita de la Tierra, y por tanto la eclíptica, está inclinada un poco más de 1° con respecto al plano invariable, la órbita de Júpiter está a poco más de ½° de ella y los demás planetas principales están todos dentro de unos 6°. Debido a esto, la mayoría de los cuerpos del Sistema Solar aparecen muy cerca de la eclíptica en el cielo.
El plano invariable está definido por el momento angular de todo el Sistema Solar, esencialmente la suma vectorial de todos los momentos angulares orbitales y rotacionales de todos los cuerpos del sistema; más del 60% del total procede de la órbita de Júpiter. [20] Esa suma requiere un conocimiento preciso de cada objeto en el sistema, lo que lo convierte en un valor algo incierto. Debido a la incertidumbre con respecto a la ubicación exacta del plano invariable y debido a que la eclíptica está bien definida por el movimiento aparente del Sol, la eclíptica se utiliza como plano de referencia del Sistema Solar tanto por precisión como por conveniencia. El único inconveniente de utilizar la eclíptica en lugar del plano invariable es que en escalas de tiempo geológico, se moverá contra puntos de referencia fijos en el fondo distante del cielo. [21] [22]
La eclíptica forma uno de los dos planos fundamentales utilizados como referencia para las posiciones en la esfera celeste, siendo el otro el ecuador celeste . Perpendiculares a la eclíptica se encuentran los polos de la eclíptica , siendo el polo norte de la eclíptica el polo al norte del ecuador. De los dos planos fundamentales, la eclíptica es la que está más cerca de estar inmóvil en comparación con las estrellas de fondo, siendo su movimiento debido a la precesión planetaria aproximadamente 1/100 del del ecuador celeste. [23]
Las coordenadas esféricas , conocidas como longitud y latitud de la eclíptica o longitud y latitud celestes, se utilizan para especificar las posiciones de los cuerpos en la esfera celeste con respecto a la eclíptica. La longitud se mide positivamente hacia el este [5] 0° a 360° a lo largo de la eclíptica desde el equinoccio de primavera, la misma dirección en la que el Sol parece moverse. La latitud se mide perpendicular a la eclíptica, hasta +90° hacia el norte o -90° hacia el sur con respecto a los polos de la eclíptica, siendo la propia eclíptica una latitud de 0°. Para una posición esférica completa, también es necesario un parámetro de distancia. Se utilizan diferentes unidades de distancia para diferentes objetos. Dentro del Sistema Solar se utilizan unidades astronómicas , y para objetos cercanos a la Tierra se utilizan radios terrestres o kilómetros . Ocasionalmente también se utiliza un sistema de coordenadas rectangular diestro correspondiente ; el eje x está dirigido hacia el equinoccio de primavera, el eje y 90° hacia el este y el eje z hacia el polo norte de la eclíptica; la unidad astronómica es la unidad de medida. Los símbolos de las coordenadas de la eclíptica están algo estandarizados; ver la tabla. [24]
Las coordenadas de la eclíptica son convenientes para especificar las posiciones de los objetos del Sistema Solar, ya que la mayoría de las órbitas de los planetas tienen pequeñas inclinaciones con respecto a la eclíptica y, por lo tanto, siempre aparecen relativamente cerca de ella en el cielo. Debido a que la órbita de la Tierra, y por tanto la eclíptica, se mueve muy poco, es una referencia relativamente fija con respecto a las estrellas.
Debido al movimiento de precesión del equinoccio , las coordenadas eclípticas de los objetos en la esfera celeste cambian continuamente. Especificar una posición en coordenadas de la eclíptica requiere especificar un equinoccio particular, es decir, el equinoccio de una fecha particular, conocida como época ; las coordenadas están referidas a la dirección del equinoccio en esa fecha. Por ejemplo, el Almanaque Astronómico [27] enumera la posición heliocéntrica de Marte a las 0 h hora terrestre del 4 de enero de 2010 como: longitud 118°09′15,8″, latitud +1°43′16,7″, distancia heliocéntrica verdadera 1,6302454 AU, equinoccio medio y eclíptica de fecha. Esto especifica el equinoccio medio del 4 de enero de 2010 0h TT como se indica arriba, sin la adición de nutación.
Debido a que la órbita de la Luna está inclinada sólo unos 5,145° con respecto a la eclíptica y el Sol siempre está muy cerca de la eclíptica, los eclipses siempre ocurren en ella o cerca de ella. Debido a la inclinación de la órbita de la Luna, los eclipses no ocurren en cada conjunción y oposición del Sol y la Luna, sino solo cuando la Luna está cerca de un nodo ascendente o descendente al mismo tiempo que está en conjunción ( nueva ) u oposición ( lleno ). La eclíptica se llama así porque los antiguos notaron que los eclipses sólo ocurren cuando la Luna la cruza. [28]
Los instantes exactos de los equinoccios y solsticios son los momentos en que la longitud eclíptica aparente (incluidos los efectos de aberración y nutación ) del Sol es 0°, 90°, 180° y 270°. Debido a perturbaciones de la órbita terrestre y anomalías del calendario , las fechas de estos no son fijas. [29]
La eclíptica actualmente pasa por las siguientes constelaciones :
Las constelaciones de Cetus y Orión no están en la eclíptica, pero están lo suficientemente cerca como para que ocasionalmente puedan aparecer en ellas la Luna y los planetas. [31]
La eclíptica forma el centro del zodíaco , un cinturón celeste de unos 20° de ancho de latitud a través del cual el Sol, la Luna y los planetas siempre parecen moverse. [32] Tradicionalmente, esta región se divide en 12 signos de 30° de longitud, cada uno de los cuales se aproxima al movimiento del Sol en un mes. [33] En la antigüedad, los signos correspondían aproximadamente a 12 de las constelaciones que se encuentran a ambos lados de la eclíptica. [34] Estos signos a veces todavía se utilizan en la terminología moderna. El " primer punto de Aries " recibió su nombre cuando el Sol del equinoccio de marzo estaba en realidad en la constelación de Aries ; Desde entonces se ha trasladado a Piscis debido a la precesión de los equinoccios . [35]
astrología.
