Declinação
Na astronomia, declinação (abreviado dec; símbolo δ) é um dos dois ângulos que localizam um ponto na esfera celeste no sistema de coordenadas equatoriais, sendo o outro o ângulo horário. O ângulo de declinação é medido ao norte ou ao sul do equador celeste, ao longo do círculo horário que passa pelo ponto em questão.
A raiz da palavra declinação (latim, declinatio) significa "uma inclinação para longe" ou "uma curvatura para baixo". Vem da mesma raiz das palavras inclinar ("dobrar para a frente") e reclinar ("dobrar para trás").
Em alguns textos astronômicos dos séculos 18 e 19, a declinação é dada como Distância do Pólo Norte (N.P.D.), que é equivalente a 90 – (declinação). Por exemplo, um objeto marcado como declinação −5 teria um N.P.D. de 95, e uma declinação de -90 (o pólo celeste sul) teria um N.P.D. de 180.
Explicação
A declinação em astronomia é comparável à latitude geográfica, projetada na esfera celeste, e a ascensão reta é igualmente comparável à longitude. Os pontos ao norte do equador celeste têm declinações positivas, enquanto os pontos ao sul têm declinações negativas. Quaisquer unidades de medida angular podem ser usadas para declinação, mas normalmente é medida em graus (°), minutos (′) e segundos (″) de medida sexagesimal, com 90° equivalente a um quarto de círculo. Não ocorrem declinações com magnitudes superiores a 90°, pois os pólos são os pontos mais ao norte e mais ao sul da esfera celeste.
Um objeto no
- equador celestial tem uma declinação de 0°
- pólo celeste norte tem uma declinação de +90 °
- pólo celestial sul tem uma declinação de -90 °
O sinal é normalmente incluído, seja positivo ou negativo.
Efeitos da precessão
O eixo da Terra gira lentamente para o oeste sobre os pólos da eclíptica, completando um circuito em cerca de 26.000 anos. Esse efeito, conhecido como precessão, faz com que as coordenadas de objetos celestes estacionários mudem continuamente, ainda que lentamente. Portanto, as coordenadas equatoriais (incluindo a declinação) são inerentemente relativas ao ano de sua observação, e os astrônomos as especificam com referência a um ano específico, conhecido como época. Coordenadas de diferentes épocas devem ser rotacionadas matematicamente para corresponder umas às outras ou para corresponder a uma época padrão.
A época padrão usada atualmente é J2000.0, que é 1º de janeiro de 2000 às 12:00 TT. O prefixo "J" indica que é uma época Juliana. Antes de J2000.0, os astrônomos usaram as sucessivas épocas Besselianas B1875.0, B1900.0 e B1950.0.
Estrelas
A direção de uma estrela permanece quase fixa devido à sua vasta distância, mas sua ascensão reta e declinação mudam gradualmente devido à precessão dos equinócios e ao movimento próprio, e ciclicamente devido à paralaxe anual. As declinações dos objetos do Sistema Solar mudam muito rapidamente em comparação com as das estrelas, devido ao movimento orbital e proximidade.
Como visto de locais no Hemisfério Norte da Terra, objetos celestes com declinações superiores a 90° − φ (onde φ = latitude do observador) parecem circular diariamente em torno do pólo celeste sem mergulhar abaixo do horizonte e, portanto, são chamadas de estrelas circumpolares. Isso ocorre de forma semelhante no Hemisfério Sul para objetos com declinações menores (ou seja, mais negativas) que −90° − φ (onde φ é sempre um número negativo para as latitudes do sul). Um exemplo extremo é a estrela polar que tem uma declinação próxima a +90°, portanto é circumpolar vista de qualquer lugar do Hemisfério Norte, exceto muito perto do equador.
Estrelas circumpolares nunca mergulham abaixo do horizonte. Por outro lado, existem outras estrelas que nunca se elevam acima do horizonte, visto de qualquer ponto da superfície da Terra (exceto extremamente perto do equador. Em terreno plano, a distância deve estar dentro de aproximadamente 2 km, embora isso varia de acordo com a altitude do observador e o terreno ao redor). Geralmente, se uma estrela cuja declinação é δ é circumpolar para algum observador (onde δ é positivo ou negativo), então uma estrela cuja declinação é −δ nunca sobe acima do horizonte, como visto pelo mesmo observador. (Isso negligencia o efeito da refração atmosférica.) Da mesma forma, se uma estrela é circumpolar para um observador na latitude φ, ela nunca se eleva acima do horizonte visto por um observador na latitude −φ.
Desprezando a refração atmosférica, para um observador no equador, a declinação é sempre 0° nos pontos leste e oeste do horizonte. No ponto norte, é 90° − |φ|, e no ponto sul, −90° + |φ|. A partir dos pólos, a declinação é uniforme em todo o horizonte, aproximadamente 0°.
| Latitude do observador (°) | Declinação | ||
| de estrelas circunpolares (°) | de estrelas não-circunolares (°) | de estrelas não visíveis (°) | |
| + para latitude norte, − para sul | − para latitude norte, + para sul | ||
| 90 (Pole) | 90 a 0 | — | 0 a 90 |
| 66.5 (Círculo Ártico/Anártico) | 90 a 23.5 | +23.5 a −23.5 | 23.5 a 90 |
| 45 (meio ponto) | 90 a 45 | +45 a −45 | 45 a 90 |
| 23.5 (Trópico de Câncer/Capricorn) | 90 a 66.5 | +66.5 a -66.5 | 66.5 a 90 |
| 0 (Equator) | — | +90 a −90 | — |
As estrelas não circumpolares são visíveis apenas durante determinados dias ou estações do ano.
Sol
A declinação do Sol varia com as estações. Visto das latitudes árticas ou antárticas, o Sol é circumpolar perto do solstício de verão local, levando ao fenômeno de estar acima do horizonte à meia-noite, o que é chamado de sol da meia-noite. Da mesma forma, perto do solstício de inverno local, o Sol permanece abaixo do horizonte o dia todo, o que é chamado de noite polar.
Relação com a latitude
Quando um objeto está diretamente acima, sua declinação está quase sempre dentro de 0,01 graus da latitude do observador; seria exatamente igual, exceto por duas complicações.
A primeira complicação se aplica a todos os objetos celestes: a declinação do objeto é igual à latitude astronômica do observador, mas o termo "latitude" normalmente significa latitude geodésica, que é a latitude em mapas e dispositivos GPS. Nos Estados Unidos continentais e arredores, a diferença (a deflexão vertical) é normalmente de alguns segundos de arco (1 segundo de arco = 1/3600 de um grau), mas pode chegar a 41 segundos de arco.
A segunda complicação é que, assumindo que não há deflexão da vertical, "overhead" significa perpendicular ao elipsóide no local do observador, mas a linha perpendicular não passa pelo centro da terra; almanaques fornecem declinações medidas no centro da Terra. (Um elipsóide é uma aproximação ao nível do mar que é matematicamente administrável).
Notas e referências
- ^ Observatório Naval dos EUA, Escritório Náutico Almanac (1992). P. Kenneth Seidelmann (ed.). Suplemento explicativo ao Almanac astronômico. University Science Books, Mill Valley, CA. p. 724. ISBN 0-935702-68-7.
- ^ Barclay, James (1799). Um Dicionário Inglês Completa e Universal.
- ^ Moulton, Forest Ray (1918). Uma Introdução à Astronomia. Nova Iorque: Macmillan Co. p. 125, art. 66.
- ^ Moulton (1918), pp. 92–95.
- ^ ver, por exemplo, U.S. Observatório Naval Escritório Almanac Náutico, Escritório Almanac Náutico; U.K. Hydrographic Office, H.M. Nautical Almanac Office (2008). «Time Scales and Coordinate Systems, 2010» (em inglês). O Almanac astronômico para o Ano 2010. Escritório de impressão U.S. Govt. p. B2.
- ^ «Celestial Coordinates» (em inglês). www.austincc.edu. Retrieved 2017-03-24.
- ^ "Baylor.edu" (PDF).
- ^ «USDOV2009» (em inglês). Silver Spring, Maryland: U.S. National Geodetic Survey. 2011.
- ^ P. Kenneth Seidelmann, ed. (1992). Suplemento explicativo ao Almanac astronômico. Sausalito, CA: University Science Books. pp. 200–5.