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Eclíptica

Visto desde la Tierra en órbita , el Sol parece moverse con respecto a las estrellas fijas , y la eclíptica es la trayectoria anual que sigue el Sol en la esfera celeste . Este ...

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Visto desde la Tierra en órbita , el Sol parece moverse con respecto a las estrellas fijas , y la eclíptica es la trayectoria anual que sigue el Sol en la esfera celeste . Este proceso se repite en un ciclo que dura poco más de 365 días .

La eclíptica o plano eclíptico es la trayectoria aparente del Sol en la esfera celeste , resultante de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. [ 1 ] [ 2 ] [ a ] ​​Fue un concepto central en varias ciencias antiguas, proporcionando el marco para mediciones clave en astronomía, astrología y elaboración de calendarios. La eclíptica recibe este nombre porque los antiguos observaron que los eclipses solo ocurren cuando la Luna la cruza. [ 3 ]

La trayectoria del Sol se puede trazar contra el fondo de las estrellas , especialmente las constelaciones del Zodíaco . [ 4 ] Los planetas del Sistema Solar se pueden ver a lo largo de la eclíptica porque sus planos orbitales están muy cerca del de la Tierra. La Luna también aparece cerca del plano, con su plano orbital inclinado solo 5,1°, intersectando la eclíptica en los nodos lunares .

La eclíptica es un plano de referencia importante y constituye la base del sistema de coordenadas eclípticas . Los científicos de la antigüedad pudieron calcular la inclinación axial de la Tierra comparando el ángulo de la eclíptica (aproximadamente 23,4°) con el del plano ecuatorial .

movimiento aparente del Sol

La eclíptica es la trayectoria aparente del Sol a lo largo del transcurso de un año . [ 5 ]

Debido a que la Tierra tarda un año en orbitar el Sol, la posición aparente del Sol tarda un año en completar un circuito de la eclíptica. Con algo más de 365 días en un año, el Sol se mueve un poco menos de 1° hacia el este [ b ] cada día. Esta pequeña diferencia en la posición del Sol con respecto a las estrellas hace que cualquier punto en la superficie de la Tierra alcance (y se sitúe directamente al norte o al sur de) el Sol unos cuatro minutos más tarde cada día de lo que lo haría si la Tierra no orbitara; por lo tanto, un día en la Tierra dura 24 horas en lugar de las aproximadamente 23 horas y 56 minutos del día sideral . Nuevamente, esto es una simplificación, basada en una Tierra hipotética que orbita a una velocidad angular uniforme alrededor del Sol. La velocidad real con la que la Tierra orbita el 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 de él durante unos 180 días. [ 6 ] La variación de la velocidad orbital explica parte de la ecuación del tiempo . [ 7 ]

Debido al movimiento de la Tierra alrededor del centro de masas Tierra-Luna , la trayectoria aparente del Sol oscila ligeramente, con un período de aproximadamente un mes . Debido a las perturbaciones adicionales causadas por los demás planetas del Sistema Solar, el baricentro Tierra-Luna oscila ligeramente alrededor de una posición media de forma compleja.

Inclinación respecto al plano del Sistema Solar

Representación del disco protoplanetario del sistema solar primitivo a partir del cual se formaron la Tierra y otros cuerpos del sistema solar.

La mayoría de los cuerpos principales del Sistema Solar orbitan alrededor del Sol en casi el mismo plano. Se cree que esto se debe a que los planetas se formaron a partir de un disco protoplanetario , con todo el polvo y el gas orbitando alrededor del Sol cerca de un solo plano. [ 8 ] El plano invariable del Sistema Solar es el plano que pasa por su centro de masa perpendicular a su vector de momento angular . [ 9 ] La órbita de la Tierra, y por lo 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 él, y Mercurio, el planeta con la mayor inclinación, se encuentra alrededor de 6°. [ 10 ] Debido a esto, la mayoría de los cuerpos del Sistema Solar aparecen muy cerca de la eclíptica en el cielo.

El plano invariable se define 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 proviene de la órbita de Júpiter. [ 10 ] Dicha suma requiere un conocimiento preciso de cada objeto del sistema, lo que la convierte en un valor algo incierto. Debido a la incertidumbre respecto a la ubicación exacta del plano invariable, y dado 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 usar la eclíptica en lugar del plano invariable es que, en escalas de tiempo geológicas, se moverá con respecto a puntos de referencia fijos en el fondo distante del cielo. [ 11 ] [ 12 ]

Inclinación hacia el plano galáctico

La eclíptica está inclinada 60° con respecto al plano galáctico . [ 14 ]

Una vista del cielo oscuro que muestra la diferencia de inclinación entre el plano galáctico de la Vía Láctea y los planos orbitales de los planetas del Sistema Solar, que no presentan mucha inclinación entre sí, incluyendo la eclíptica, iluminada por la luz zodiacal delineada y flanqueada por una lluvia de meteoros.
El movimiento general y la orientación del Sol, con la Tierra y la Luna como satélites de su Sistema Solar.

Haciendo referencia al ecuador terrestre

El plano de la eclíptica (gris) se proyecta hacia afuera en la esfera celeste . La inclinación de 23,44° del eje terrestre define su ecuador celeste (rojo). Los equinoccios (puntos rojos) ocurren dos veces al año, cuando el Sol aparece directamente sobre el ecuador.

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 con respecto a él en un ángulo de aproximadamente 23,4°, lo que se conoce como la oblicuidad de la eclíptica . [ 15 ] Si el ecuador se proyecta hacia afuera en 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. [ b ] El cruce de sur a norte se conoce como el equinoccio de marzo , también conocido como el primer punto de Aries y el nodo ascendente de la eclíptica en el ecuador celeste. El cruce de norte a sur es el equinoccio de septiembre o nodo descendente . [ 16 ]

plano de referencia celeste

El movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica (en rojo) visto desde el interior de la esfera celeste . Las coordenadas eclípticas aparecen en rojo. El ecuador celeste (en azul) y las coordenadas ecuatoriales (en azul), al estar inclinadas con respecto a la eclíptica, parecen oscilar a medida que el Sol avanza.

La eclíptica constituye 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 eclípticos , siendo el polo eclíptico norte el polo situado al norte del ecuador. De los dos planos fundamentales, la eclíptica es el que se mantiene más prácticamente inmóvil con respecto a las estrellas de fondo, y su movimiento debido a la precesión planetaria es aproximadamente 1/100 del del ecuador celeste. [ 17 ]

Las coordenadas esféricas , conocidas como longitud y latitud eclípticas 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 [ b ] de 0° a 360° a lo largo de la eclíptica desde el equinoccio de marzo, la misma dirección en la que parece moverse el Sol. La latitud se mide perpendicularmente a la eclíptica, hasta +90° al norte o −90° al sur hasta los polos de la eclíptica, siendo la eclíptica misma 0° de latitud. 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 rectangulares dextrógiro correspondiente ; el eje x está dirigido hacia el equinoccio de marzo, el eje y 90° al este y el eje z hacia el polo norte de la eclíptica; La unidad astronómica es la unidad de medida. Los símbolos para las coordenadas eclípticas están estandarizados en cierta medida; véase la tabla. [ 18 ]

Las coordenadas eclípticas son útiles para especificar la posición de los objetos del Sistema Solar, ya que la mayoría de las órbitas planetarias tienen una inclinación pequeña 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 ende la eclíptica, se mueve muy poco, constituye 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. Para especificar una posición en coordenadas eclípticas, es necesario especificar un equinoccio en particular, es decir, el equinoccio de una fecha determinada, conocida como época ; las coordenadas se refieren a la dirección del equinoccio en esa fecha. Por ejemplo, el Almanaque Astronómico indica 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 UA, equinoccio medio y eclíptica de la fecha. Esto especifica el equinoccio medio del 4 de enero de 2010 a las 0 h TT como se indicó anteriormente , sin la nutación. [ 20 ]

Cambio de inclinación

La oblicuidad de la eclíptica de 23,4° está disminuyendo actualmente 0,013 grados (47 segundos de arco) cada cien años debido a perturbaciones planetarias. [ 21 ]

El valor angular de la oblicuidad se determina mediante la observación de los movimientos de la Tierra y otros planetas a lo largo de muchos años. Los astrónomos elaboran nuevas efemérides fundamentales a medida que mejora la precisión de las observaciones y aumenta la comprensión de la dinámica , y a partir de estas efemérides se derivan diversos valores astronómicos, incluida la oblicuidad. [ 22 ]

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. [ 23 ]

A partir de 1984, la serie DE de efemérides generadas por computadora del Laboratorio de Propulsión a Chorro se convirtió en la efeméride fundamental del Almanaque Astronómico . La oblicuidad basada en DE200, que analizó observaciones desde 1911 hasta 1979, se calculó:

ε = 23°26′21.45″ − 46.815″ T − 0.0006″ T 2 + 0.00181″ T 3

donde en adelante T son siglos julianos a partir de J2000.0 . [ 24 ]

Las efemérides fundamentales del JPL se han actualizado continuamente. El Almanaque Astronómico de 2010 especifica: [ 25 ]

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 diseñadas para una alta precisión en un lapso de tiempo relativamente corto, tal vez varios siglos. [ 26 ] J. Laskar calculó una expresión de orden T 10 buena a 0,04″ /1000 años durante 10 000 años. [ 22 ]

Todas estas expresiones se refieren a la oblicuidad media , es decir, sin incluir la nutación del ecuador. La oblicuidad verdadera o instantánea incluye la nutación. [ 27 ]

Precesión

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 lo tanto, de la eclíptica, conocido como precesión planetaria .

Asimismo, la orientación del eje terrestre y del ecuador no están fijos en el espacio, sino que giran alrededor de los polos de la eclíptica con un período de unos 26.000 años, un proceso conocido como precesión lunisolar o precesión axial , ya que se debe principalmente al efecto gravitacional de la Luna y el Sol sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra .

La acción combinada de estos dos movimientos se llama precesión general y cambia la posición de los equinoccios en unos 50 segundos de arco (unos 0,014°) por año. [ 28 ]

Inclinación

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) causan oscilaciones periódicas de corta duración y pequeña amplitud del eje de la Tierra y, por lo tanto, del ecuador celeste, conocidas como nutación . [ 29 ] Esto añade un componente periódico a la posición de los equinoccios; las posiciones del ecuador celeste y del equinoccio (de marzo) con precesión y nutación completamente actualizadas se denominan ecuador y equinoccio verdaderos ; las posiciones sin nutación son el ecuador y el equinoccio medios . [ 30 ]

Equinoccios y solsticios

En los polos terrestres, el Sol solo aparece en el horizonte durante todo el día alrededor del equinoccio , marcando el cambio entre la noche polar, que dura medio año , y el día polar . La imagen muestra el Polo Sur justo antes del equinoccio de marzo, donde el Sol aparece por refracción a pesar de estar aún por debajo del horizonte.

Los instantes exactos de los equinoccios y solsticios son aquellos en los que la longitud eclíptica aparente (incluyendo los efectos de la aberración y la nutación ) del Sol es de 0°, 90°, 180° y 270°. Debido a las perturbaciones de la órbita terrestre y las anomalías del calendario , las fechas de estos eventos no son fijas. [ 31 ]

Eclipses

A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, el paralelismo axial aproximado del plano orbital de la Luna ( inclinado cinco grados respecto a la eclíptica) provoca la revolución de los nodos lunares con respecto a la Tierra. Esto da lugar a una temporada de eclipses aproximadamente cada seis meses, en la que puede ocurrir un eclipse solar durante la fase de luna nueva y un eclipse lunar durante la fase de luna llena .

Debido a que la órbita de la Luna está inclinada solo unos 5,145° con respecto a la eclíptica y el Sol siempre está muy cerca de ella, los eclipses siempre ocurren sobre o cerca de la eclíptica. Debido a la inclinación de la órbita lunar, 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 se encuentra en conjunción (luna nueva ) u oposición ( luna llena ). La eclíptica recibe este nombre porque los antiguos observaron que los eclipses solo ocurren cuando la Luna la cruza. [ 3 ]

En las constelaciones

Gráfico equirrectangular de la declinación frente a la ascensión recta de las constelaciones modernas, con una línea punteada que indica la eclíptica. Las constelaciones están codificadas por colores según su familia y año de creación.

La eclíptica actualmente pasa por las siguientes trece constelaciones (el zodíaco , excepto Ofiuco ): [ 32 ]

Hay doce constelaciones adicionales que no están en la eclíptica, pero están lo suficientemente cerca como para que la Luna y los planetas puedan aparecer ocasionalmente en algunas de ellas. [ 34 ] [ 35 ]

Venus es el único planeta que ocasionalmente pasa por las 25 constelaciones. [ 35 ]

Astrología

La eclíptica forma el centro del zodíaco , un cinturón celeste de unos 20° de latitud a través del cual el Sol, la Luna y los planetas parecen moverse siempre. [ 36 ] 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. [ 37 ] En la antigüedad, los signos correspondían aproximadamente a 12 de las constelaciones que se encuentran a ambos lados de la eclíptica. [ 38 ] Estos signos todavía se utilizan a veces en la terminología moderna. El « Primer Punto de Aries » recibió ese nombre cuando el Sol del equinoccio de marzo se encontraba en la constelación de Aries ; desde entonces se ha desplazado a Piscis debido a la precesión de los equinoccios . [ 39 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Estrictamente, el plano de la órbita media, con variaciones menores promediadas.
  2. 1 2 3 Las direcciones norte y sur en la esfera celeste se refieren al polo celeste norte y al polo celeste sur . El este es la dirección hacia la que gira la Tierra , el oeste es la opuesta.

Referencias

  1. ↑ Oficina del Almanaque Náutico de los Estados Unidos ; Oficina Hidrográfica del Reino Unido, Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad (2008). El Almanaque Astronómico del Año 2010. GPO . pág.  M5. ISBN 978-0-7077-4082-9.
  2. ↑ "Léxico y glosario de términos de NIVEL 5" .
  3. 1 2 Ball, Robert S. (1908). Un tratado sobre astronomía esférica . Cambridge University Press. pág. 83 . 
  4. ↑ "La eclíptica: la trayectoria anual del Sol en la esfera celeste" .
  5. ↑ Oficina del Almanaque Náutico del Observatorio Naval de EE. UU. (1992). P. Kenneth Seidelmann (ed.). Suplemento explicativo del Almanaque Astronómico . University Science Books, Mill Valley, CA. ISBN 0-935702-68-7.pág. 11
  6. ↑ Almanaque Astronómico 2010 , sec. C
  7. ↑ Suplemento explicativo (1992), sección 1.233
  8. ↑ Armitage, Philip J. (2011). "Dinámica de los discos protoplanetarios". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 195– 236. arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 . S2CID 55900935 . 
  9. ↑ Souami, D.; Souchay, J. (1 de julio de 2012). "El plano invariable del sistema solar". Astronomía y Astrofísica . 543 : A133. doi : 10.1051/0004-6361/201219011 .
  10. 1 2 3 Heider, KP (3 de abril de 2009). "El plano medio (plano invariable) del Sistema Solar que pasa por el baricentro" . Archivado del original el 3 de junio de 2013. Recuperado el 10 de abril de 2009 .
    producido utilizando
    Vitagliano, Aldo. "Solex  10" (programa informático). Università degli Studi di Napoli Federico II . Archivado desde el original el 24 de mayo de 2015 . Consultado el 23 de noviembre de 2010 .
  11. ↑ Danby, JMA (1988). Fundamentos de mecánica celeste . Willmann-Bell, Inc., Richmond, VA. Sección 9.1. ISBN  0-943396-20-4.
  12. ↑ Roy, AE (1988). Movimiento orbital (tercera ed.). Institute of Physics Publishing. Sección 5.3. ISBN   0-85274-229-0.
  13. ↑ Fichas informativas planetarias , en http://nssdc.gsfc.nasa.gov
  14. ↑ "Avión Galáctico" . Swinburne . Consultado el 9 de mayo de 2026 .
  15. ↑ Suplemento explicativo (1992), pág. 733
  16. ↑ Almanaque Astronómico 2010 , págs. M2 y M6
  17. ↑ Montenbruck, Oliver (1989). Cálculos prácticos de efemérides . Springer-Verlag. ISBN 0-387-50704-3., sección 1.4
  18. ↑ Suplemento explicativo (1961), sección 2A
  19. ↑ Suplemento explicativo (1961), sec. 1G
  20. ↑ Almanaque Astronómico 2010 , pág. E14
  21. ↑ Chauvenet, William (1906). Manual de astronomía esférica y práctica . Vol. IJB Lippincott Co., Filadelfia. , art. 365–367, págs. 694–695, en Google Books
  22. 1 2 Laskar, J. (1986). "Términos seculares de las teorías planetarias clásicas utilizando los resultados de la relatividad general". Astronomía y astrofísica . 157 (1): 59. Bibcode : 1986A & A...157...59L ., tabla 8, en SAO/NASA ADS
  23. ↑ Suplemento explicativo (1961), sección 2B
  24. ↑ Observatorio Naval de los EE. UU., Oficina del Almanaque Náutico; Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad (1989). El Almanaque Astronómico del Año 1990. Oficina de Imprenta del Gobierno de los EE. UU. ISBN 0-11-886934-5., pág. B18
  25. ↑ Almanaque Astronómico 2010 , pág. B52
  26. ↑ Newcomb, Simon (1906). Compendio de astronomía esférica . MacMillan Co., Nueva York.págs. 226-227, en Google Libros
  27. ^ Meeus, Jean (1991). Algoritmos astronómicos . Willmann-Bell, Inc., Richmond, VA. ISBN 0-943396-35-2., cap. 21
  28. ↑ Suplemento explicativo (1992), secciones 1.322 y 3.21
  29. ↑ Oficina del Almanaque Náutico del Observatorio Naval de EE. UU.; Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad (1961). Suplemento explicativo de las Efemérides Astronómicas y del Almanaque Náutico y de Efemérides Estadounidenses . Oficina de Publicaciones de Su Majestad, Londres. , sec. 2C
  30. ↑ Suplemento explicativo (1992), págs. 731 y 737
  31. ↑ Meeus (1991), cap. 26
  32. ↑ Shapiro, Lee (1977). "Las verdaderas constelaciones del zodíaco" . Sociedad Internacional del Planetario. Archivado del original el 20 de septiembre de 2018. Recuperado el 2 de mayo de 2026 .
  33. ↑ Serviss, Garrett P. (1908). Astronomía a simple vista . Harper & Brothers, Nueva York y Londres. pp. 105 , 106. 
  34. ↑ Kidger, Mark (2005). Enigmas astronómicos: Vida en Marte, la Estrella de Belén y otros misterios de la Vía Láctea . The Johns Hopkins University Press. págs. 38–39 . ISBN  9780801880261.
  35. 1 2 Mosley, John (1999). "Las constelaciones reales del zodíaco" . Sociedad Internacional del Planetario. Archivado del original el 1 de julio de 2017. Recuperado el 21 de marzo de 2017 .
  36. ↑ Bryant, Walter W. (1907). Historia de la astronomía . Libros olvidados. pág. 3. ISBN  9781440057922.{{cite book}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  37. ↑ Bryant (1907), pág. 4.
  38. ↑ Véase, por ejemplo, Leo, Alan (1899). Astrología para todos . LN Fowler & Company. pág. 8. astrología . 
  39. ↑ Vallado, David A. (2001). Fundamentos de astrodinámica y aplicaciones (2.ª ed.). El Segundo, CA: Microcosm Press. pág. 153. ISBN   1-881883-12-4.
  • La eclíptica: la trayectoria anual del Sol en la esfera celeste. Departamento de Física de la Universidad de Durham.
  • Simulador de estaciones y eclíptica de la Universidad de Nebraska-Lincoln
  • MEDIR EL CIELO: Una guía rápida de la esfera celeste. James B. Kaler, Universidad de Illinois.
  • Las estaciones de la Tierra. Archivado el 13 de octubre de 2007 en la Wayback Machine del Observatorio Naval de los Estados Unidos.
  • Conceptos básicos: la eclíptica, el ecuador y los sistemas de coordenadas. AstrologyClub.Org
  • Kinoshita, H.; Aoki, S. (1983). "La definición de la eclíptica". Mecánica Celestial . 31 (4): 329– 338. Bibcode : 1983CeMec..31..329K . doi : 10.1007/BF01230290 . S2CID 122913096 . ; comparación de las definiciones de LeVerrier, Newcomb y Standish.