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Inclinación axial

El polo positivo de un planeta se define mediante la regla de la mano derecha : si los dedos de la mano derecha se curvan en la dirección de rotación, el pulgar apunta hacia el ...

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El polo positivo de un planeta se define mediante la regla de la mano derecha : si los dedos de la mano derecha se curvan en la dirección de rotación, el pulgar apunta hacia el polo positivo. La inclinación axial se define como el ángulo entre la dirección del polo positivo y la normal al plano orbital. Los ángulos para la Tierra, Urano y Venus son aproximadamente 23°, 97° y 177°, respectivamente.

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 ; equivalentemente, 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 por el Polo Norte y 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 al girar 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 generalmente no cambia considerablemente, y la orientación del eje permanece constante con respecto al fondo estelar . Esto provoca que un polo apunte más hacia el Sol en un lado de la órbita y más lejos del Sol en el otro, lo que da origen a las estaciones en la Tierra.

Estándares

Existen dos métodos estándar para especificar la inclinación de un planeta. Un método se basa en el polo norte del planeta , definido en relación con la dirección del polo norte de la Tierra, y el otro método se basa en el polo positivo del planeta , definido por la regla de la mano derecha :

Tierra

El plano orbital de la Tierra se conoce como el plano de la eclíptica , y la inclinación de la Tierra es conocida por los astrónomos como la oblicuidad de la eclíptica , que es el ángulo entre la eclíptica y el ecuador celeste en la esfera celeste . [ 6 ] Se denota con la letra griega ε .

Actualmente, la Tierra tiene una inclinación axial de aproximadamente 23,44°. [ 7 ] Este valor permanece prácticamente constante con respecto a 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 una tasa de aproximadamente 46,8″ [ 9 ] por siglo (véanse los detalles en el apartado de Corto Plazo más adelante) .

Historia

Los antiguos griegos tenían buenas mediciones de la oblicuidad desde aproximadamente el 350 a. C., cuando Piteas de Marsella midió la sombra de un gnomon en el solsticio de verano . [ 10 ] Alrededor del 830 d. C., 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 la inclinación axial de la Tierra como 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, una idea conocida como la trepidación de los equinoccios. Quizás el primero en darse cuenta de que esto era incorrecto (en tiempos históricos) 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 ] Las primeras observaciones occidentales modernas y precisas de la oblicuidad fueron probablemente las de Tycho Brahe de Dinamarca , alrededor de 1584, [ 15 ] aunque las observaciones de otros, incluidos al-Ma'mun , al-Tusi , [ 16 ] Purbach , Regiomontanus y Walther , podrían haber proporcionado información similar.

Estaciones

Ilustración del paralelismo axial . El eje de la Tierra permanece orientado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo, independientemente de su posición en la órbita . El verano del hemisferio norte se sitúa a la derecha de este diagrama, donde el Polo Norte (en rojo) apunta hacia el Sol, mientras que el invierno se encuentra a la izquierda.

El eje de la Tierra permanece inclinado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo durante todo el año (independientemente de su posición en la órbita ); esto se conoce como paralelismo axial . Esto significa que un polo (y el hemisferio terrestre asociado ) estará orientado en dirección opuesta al Sol en un lado de la órbita, y media órbita después (medio año después) este polo estará orientado hacia el Sol. Esta es la causa de las estaciones terrestres . El verano ocurre en el hemisferio norte cuando el Polo Norte está orientado hacia el Sol y el Polo Sur en dirección opuesta. 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 (véase también los ciclos de Milankovitch ) .

Relación entre la inclinación axial de la Tierra (ε) y los círculos tropicales y polares.

Oscilación

Corto plazo

Oblicuidad de la eclíptica durante 20 000 años, según Laskar (1986). El punto rojo representa el año 2000.

El valor angular exacto de la oblicuidad se determina mediante la observación de los movimientos de la Tierra y los 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.

Los almanaques anuales se publican enumerando 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:

ε = 23°27′8.26″ − 46.845″ T − 0.0059″ T 2 +0,001 81 ″ T 3

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 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′21.448″ − 46.8150″ T − 0.00059″ T 2 +0,001 813 ″ T 3

donde en adelante T son siglos julianos a partir de 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 ]

ε = 23°26′21.406″ −46,836 769 ″ T −0,000 1831 ″ T 2 +0,002 003 40 ″ T 3 − 5,76″ × 10 −7 T 4 − 4,34″ × 10 −8 T 5

Estas expresiones para la oblicuidad están destinadas a una alta precisión en un lapso de tiempo relativamente corto, tal vez ± varios siglos. [ 20 ] Jacques Laskar calculó una expresión de orden T 10 buena a 0,02″ en 1000 años y varios segundos de arco en 10 000 años.

ε = 23°26′21.448″ − 4680.93″ t − 1.55″ t 2 + 1999.25″ t 3 − 51.38″ t 4 − 249.67″ t 5 − 39.05″ t 6 + 7.12″ t 7 + 27.87″ t 8 + 5.79″ t 9 + 2.45″ t 10

donde aquí t son múltiplos de 10.000 años julianos desde J2000.0 . [ 21 ]

Estas expresiones corresponden a la denominada oblicuidad media , es decir, la oblicuidad libre de variaciones a corto plazo. Los movimientos periódicos de la Luna y de la Tierra en su órbita provocan oscilaciones mucho menores (9,2 segundos de arco ) y de corto período (aproximadamente 18,6 años) del eje de rotación de la Tierra, conocidas como nutación , que añaden un componente periódico a la oblicuidad terrestre. [ 22 ] [ 23 ] La oblicuidad verdadera o instantánea incluye esta nutación. [ 24 ]

a largo plazo

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 lo 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 mayor en el movimiento de la eclíptica . Durante el próximo millón de años, el ciclo mantendrá la oblicuidad entre 22°13′44″ y 24°20′50″ . [ 25 ]

La Luna tiene un efecto estabilizador sobre la oblicuidad de la Tierra. El análisis del mapa de frecuencia realizado en 1993 sugirió que, en ausencia de la Luna, la oblicuidad podría cambiar rápidamente debido a resonancias orbitales y comportamiento caótico del Sistema Solar , alcanzando hasta 90° en tan solo unos pocos millones de años ( véase 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 solo en unos 20–25°. Para resolver esta contradicción, se ha calculado la tasa de difusión de la oblicuidad, y se encontró 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 producirse resonancias que causarán grandes oscilaciones de la oblicuidad. [ 30 ]

Oblicuidad a largo plazo de la eclíptica. Izquierda: durante los últimos 5 millones de años; la oblicuidad varía solo entre aproximadamente 22,0° y 24,5°. Derecha: durante el próximo  millón de años; obsérvese el período de variación de aproximadamente 41 000 años. En ambos gráficos, el punto rojo representa el año 1850. [ 31 ]

Cuerpos del Sistema Solar

Inclinación axial de ocho planetas y dos planetas enanos, Ceres y Plutón.

Los cuatro planetas rocosos más internos del Sistema Solar podrían 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 el plano orbital cambia debido a la influencia de otros planetas. Pero el eje de rotación también puede moverse ( precesión axial ), debido al torque 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 se mantendría bastante constante incluso cuando el plano orbital cambie. [ 32 ] La tasa varía debido a la disipación de 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 causar grandes cambios en la oblicuidad. La amplitud de la contribución que tiene una de las tasas resonantes se divide por la diferencia entre la tasa resonante y la tasa de precesión, por lo que se vuelve grande cuando ambas son similares. [ 32 ]

Mercurio y Venus probablemente se estabilizaron por la disipación de marea del Sol. La Tierra se estabilizó 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 estar en un estado caótico; varía hasta 0° a 60° durante algunos millones de años, dependiendo de las perturbaciones de los planetas. [ 26 ] [ 33 ] Algunos autores cuestionan que la oblicuidad de Marte sea caótica y muestran que la disipación de marea y el acoplamiento viscoso núcleo-manto son suficientes para que haya alcanzado un estado completamente amortiguado, similar al de Mercurio y Venus. [ 3 ] [ 34 ]

Se ha sugerido que los cambios ocasionales en la inclinación axial de Marte podrían explicar la aparición y desaparición de ríos y lagos a lo largo de la existencia del planeta. Un cambio podría provocar una liberación repentina de metano a la atmósfera, causando un calentamiento, pero luego el metano se destruiría y el clima volvería a ser árido. [ 35 ] [ 36 ]

Se considera que las oblicuidades de los planetas exteriores son relativamente estables.

Planetas extrasolares

La oblicuidad estelar ψ s , es decir, la inclinación axial de una estrella con respecto al plano orbital de uno de sus planetas, solo se ha determinado para unos pocos sistemas.

Para 2012, se había medido la desalineación espín-órbita proyectada en el cielo λ para 49 estrellas, [ 39 ] donde λ sirve como un límite inferior para ψ s . La mayoría de estas mediciones se basaron en el efecto Rossiter-McLaughlin .

Hasta 2024, se ha medido la inclinación axial de 4 exoplanetas, uno de los cuales ( VHS 1256 b ) tiene una inclinación similar a la de Urano de 90 grados ± 25 grados. [ 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 mil millones de años, [ 41 ] [ 42 ] lo que significa que no tendrían estaciones inducidas por la inclinación como las tiene la Tierra.

Véase también

Referencias

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