Eclíptica

Como visto pela órbita da Terra, o Sol parece se mover com respeito às estrelas fixas, e a eclíptica é o caminho anual que o Sol segue na esfera celestial. Este processo se repete em um ciclo que dura um pouco mais de 365 dias.

A eclíptica ou plano da eclíptica é o plano orbital da Terra em torno do Sol. Da perspectiva de um observador na Terra, o movimento do Sol ao redor da esfera celeste ao longo de um ano traça um caminho ao longo da eclíptica contra o fundo das estrelas. A eclíptica é um importante plano de referência e é a base do sistema de coordenadas eclípticas.

Movimento aparente do Sol

A eclíptica é o caminho aparente do Sol ao longo de um ano.

Como a Terra leva um ano para orbitar o Sol, a posição aparente do Sol leva um ano para fazer um circuito completo da eclíptica. Com pouco mais de 365 dias em um ano, o Sol se move um pouco menos de 1° para leste todos os dias. Essa pequena diferença na posição do Sol em relação às estrelas faz com que qualquer ponto específico na superfície da Terra alcance (e fique diretamente ao norte ou ao sul) o Sol cerca de quatro minutos mais tarde a cada dia do que se A Terra não orbitava; um dia na Terra tem, portanto, 24 horas de duração, em vez do dia sideral de aproximadamente 23 horas e 56 minutos. Novamente, esta é uma simplificação, baseada em uma Terra hipotética que orbita em velocidade uniforme ao redor do Sol. A velocidade real com que a Terra orbita o Sol varia ligeiramente durante o ano, de modo que a velocidade com que o Sol parece se mover ao longo da eclíptica também varia. Por exemplo, o Sol fica ao norte do equador celeste por cerca de 185 dias de cada ano e ao sul dele por cerca de 180 dias. A variação da velocidade orbital é responsável por parte da equação do tempo.

Devido ao movimento da Terra em torno do centro de massa Terra-Lua, o caminho aparente do Sol oscila ligeiramente, com um período de cerca de um mês. Devido a outras perturbações dos outros planetas do Sistema Solar, o baricentro Terra-Lua oscila ligeiramente em torno de uma posição média de uma forma complexa.

Relação com o equador celeste

O plano da órbita da Terra projetado em todas as direções forma o plano de referência conhecido como eclíptico. Aqui, é mostrado projetado para fora (gray) para a esfera celestial, juntamente com o equador e o eixo polar da Terra (verde). O plano da eclíptica intersecta a esfera celestial ao longo de um grande círculo (preto), o mesmo círculo em que o Sol parece mover-se à medida que a Terra a orbita. As interseções da eclíptica e do equador na esfera celestial são os equinócios vernais e de outono (vermelho), onde o Sol parece cruzar o equador celestial.

Como o eixo de rotação da Terra não é perpendicular ao seu plano orbital, o plano equatorial da Terra não é coplanar com o plano da eclíptica, mas é inclinado a ele por um ângulo de cerca de 23,4°, que é conhecido como a obliquidade da eclíptica. Se o equador é projetado para fora da esfera celeste, formando o equador celeste, ele cruza a eclíptica em dois pontos conhecidos como equinócios. O Sol, em seu movimento aparente ao longo da eclíptica, cruza o equador celeste nesses pontos, um de sul para norte, outro de norte para sul. A travessia do sul para o norte é conhecida como o equinócio vernal, também conhecido como o primeiro ponto de Áries e o nó ascendente da eclíptica no equador celeste. A travessia de norte a sul é o equinócio de outono ou nó descendente.

A orientação do eixo da Terra e do equador não são fixos no espaço, mas giram sobre os pólos da eclíptica com um período de cerca de 26.000 anos, um processo conhecido como precessão lunissolar, já que se deve principalmente ao efeito gravitacional da Lua e do Sol na protuberância equatorial da Terra. Da mesma forma, a própria eclíptica não é fixa. As perturbações gravitacionais dos outros corpos do Sistema Solar causam um movimento muito menor do plano da órbita da Terra e, portanto, da eclíptica, conhecido como precessão planetária. A ação combinada desses dois movimentos é chamada de precessão geral e altera a posição dos equinócios em cerca de 50 segundos de arco (cerca de 0,014°) por ano.

Mais uma vez, isso é uma simplificação. Movimentos periódicos da Lua e movimentos periódicos aparentes do Sol (na verdade, da Terra em sua órbita) causam oscilações periódicas de pequena amplitude de curto prazo do eixo da Terra e, portanto, do equador celeste, conhecido como nutação. Isso adiciona um componente periódico à posição dos equinócios; as posições do equador celeste e do equinócio (vernal) com precessão e nutação totalmente atualizadas são chamadas de equador e equinócio verdadeiros; as posições sem nutação são o equador médio e o equinócio.

Obliquidade da eclíptica

Obliquidade da eclíptica é o termo usado pelos astrônomos para a inclinação do equador da Terra em relação à eclíptica, ou do eixo de rotação da Terra em uma perpendicular à eclíptica. É cerca de 23,4° e atualmente está diminuindo 0,013 graus (47 segundos de arco) por cem anos devido a perturbações planetárias.

O valor angular da obliquidade é encontrado pela observação dos movimentos da Terra e de outros planetas ao longo de muitos anos. Os astrônomos produzem novas efemérides fundamentais à medida que a precisão da observação melhora e a compreensão da dinâmica aumenta, e dessas efemérides vários valores astronômicos, incluindo a obliquidade, são derivados.

Obliquidade da eclíptica por 20.000 anos, de Laskar (1986). Note que a oblíquo varia apenas de 24,2° a 22,5° durante este tempo. O ponto vermelho representa o ano 2000.

Até 1983, a obliquidade para qualquer data era calculada a partir do trabalho de Newcomb, que analisou as posições dos planetas até cerca de 1895:

ε = 23°27′08,26″ − 46,845″ T − 0,0059″ T² + 0,00181″ T³

onde ε é a obliquidade e T é tropical séculos de B1900.0 até a data em questão.

A partir de 1984, a série DE de efemérides geradas por computador do Laboratório de Propulsão a Jato assumiu o papel de efemérides fundamentais do Almanaque Astronômico. A obliquidade baseada no DE200, que analisou observações de 1911 a 1979, foi calculada:

ε = 23°26′21,45″ − 46,815″ T − 0,0006″ T² + 0,00181″ T³

em que doravante T são séculos julianos de J2000.0.

As efemérides fundamentais do JPL foram continuamente atualizadas. O Almanaque Astronômico de 2010 especifica:

ε = 23°26′21.406″ − 46,836769″ T − 0,0001831″ T² + 0,00200340″ T³ − 0,576×10⁻⁶″ T ⁴ − 4,34×10⁻⁸″ T⁵

Essas expressões para a obliquidade destinam-se a alta precisão em um período de tempo relativamente curto, talvez vários séculos. J. Laskar calculou uma expressão para ordenar T¹⁰ bom para 0,04″/1000 anos mais de 10.000 anos.

Todas essas expressões são para a obliquidade média, ou seja, sem a nutação do equador incluída. A obliquidade verdadeira ou instantânea inclui a nutação.

Plano do Sistema Solar

Vistas superiores e laterais do plano da eclíptica, mostrando planetas Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. A maioria dos planetas orbita o Sol quase no mesmo plano em que a Terra orbita, a eclíptica.		Cinco planetas (incluindo Terra) alinhados ao longo da eclíptica em julho de 2010, ilustrando como os planetas orbitam o Sol em quase o mesmo plano. Foto tirada ao pôr do sol, olhando para o oeste sobre Surakarta, Java, Indonésia.

A maioria dos corpos principais do Sistema Solar orbitam o Sol quase no mesmo plano. Isso provavelmente se deve à maneira como o Sistema Solar se formou a partir de um disco protoplanetário. Provavelmente, a representação atual mais próxima do disco é conhecida como plano invariável do Sistema Solar. A órbita da Terra e, portanto, a eclíptica, é inclinada um pouco mais de 1° em relação ao plano invariável, a órbita de Júpiter está a pouco mais de ½° dela e os outros planetas principais são todos dentro de cerca de 6 °. Por causa disso, a maioria dos corpos do Sistema Solar aparecem muito próximos da eclíptica no céu.

O plano invariável é definido pelo momento angular de todo o Sistema Solar, essencialmente a soma vetorial de todos os momentos angulares orbitais e rotacionais de todos os corpos do sistema; mais de 60% do total vem da órbita de Júpiter. Essa soma requer conhecimento preciso de cada objeto no sistema, tornando-se um valor um tanto incerto. Por causa da incerteza quanto à localização exata do plano invariável e porque a eclíptica é bem definida pelo movimento aparente do Sol, a eclíptica é usada como plano de referência do Sistema Solar tanto por precisão quanto por conveniência. A única desvantagem de usar a eclíptica em vez do plano invariável é que, em escalas de tempo geológicas, ela se moverá contra pontos de referência fixos no fundo distante do céu.

Plano de referência celeste

O movimento aparente do Sol ao longo da eclíptica (vermelho) como visto no interior da esfera celestial. As coordenadas eclípticas aparecem em (vermelho). O equador celeste (azul) e as coordenadas equatoriais (azul), inclinando-se à eclíptica, parecem balançar à medida que o Sol avança.

A eclíptica forma um dos dois planos fundamentais usados como referência para posições na esfera celeste, sendo o outro o equador celeste. Perpendiculares à eclíptica estão os pólos da eclíptica, sendo o pólo norte da eclíptica o pólo ao norte do equador. Dos dois planos fundamentais, a eclíptica está mais perto de não se mover contra as estrelas de fundo, seu movimento devido à precessão planetária sendo aproximadamente 1/100 do equador celeste.

Coordenadas esféricas, conhecidas como longitude e latitude eclíptica ou longitude e latitude celeste, são usadas para especificar posições de corpos na esfera celeste em relação à eclíptica. A longitude é medida positivamente para o leste de 0° a 360° ao longo da eclíptica a partir do equinócio vernal, a mesma direção em que o Sol parece se mover. A latitude é medida perpendicularmente à eclíptica, a +90° para o norte ou -90° para o sul até os pólos da eclíptica, sendo a própria eclíptica 0° de latitude. Para uma posição esférica completa, também é necessário um parâmetro de distância. Diferentes unidades de distância são usadas para diferentes objetos. Dentro do Sistema Solar, são usadas unidades astronômicas e, para objetos próximos à Terra, são usados raios ou quilômetros da Terra. Um sistema de coordenadas retangulares destros correspondente também é usado ocasionalmente; o eixo x é direcionado para o equinócio vernal, o eixo y 90° para o leste e o eixo z para o norte pólo eclíptico; a unidade astronômica é a unidade de medida. Os símbolos para coordenadas eclípticas são um tanto padronizados; veja a tabela.

As coordenadas da eclíptica são convenientes para especificar as posições dos objetos do Sistema Solar, já que a maioria dos planetas é o mais importante. as órbitas têm pequenas inclinações em relação à eclíptica e, portanto, sempre aparecem relativamente próximas a ela no céu. Como a órbita da Terra e, portanto, a eclíptica, se move muito pouco, é uma referência relativamente fixa em relação às estrelas.

Inclinação da eclíptica mais de 200.000 anos, de Dziobek (1892). Esta é a inclinação para a eclíptica de 101,800 CE. Note que a eclíptica gira por apenas cerca de 7° durante este tempo, enquanto o equador celestial faz vários ciclos completos ao redor da eclíptica. A eclíptica é uma referência relativamente estável em comparação com o equador celestial.

Por causa do movimento de precessão do equinócio, as coordenadas eclípticas dos objetos na esfera celeste estão mudando continuamente. A especificação de uma posição em coordenadas eclípticas requer a especificação de um equinócio específico, ou seja, o equinócio de uma data específica, conhecida como época; as coordenadas referem-se à direção do equinócio naquela data. Por exemplo, o Almanaque Astronômico lista a posição heliocêntrica de Marte às 0h Hora Terrestre, 4 de janeiro de 2010 como: longitude 118°09′15.8″, latitude +1°43′16.7″, distância heliocêntrica verdadeira 1.6302454 AU, equinócio médio e eclíptica de data. Isso especifica o equinócio médio de 4 de janeiro de 2010 0h TT como acima, sem a adição de nutação.

Eclipses

À medida que a Terra gira em torno do Sol, o paralelismo axial aproximado do plano orbital da Lua (intilado cinco graus para o eclíptico) resulta na revolução dos nós lunares relativos à Terra. Isso causa uma temporada de eclipse aproximadamente a cada seis meses, em que um eclipse solar pode ocorrer na nova fase da lua e um eclipse lunar pode ocorrer na fase da lua cheia.

Como a órbita da Lua está inclinada apenas cerca de 5,145° em relação à eclíptica e o Sol está sempre muito próximo da eclíptica, os eclipses sempre ocorrem sobre ela ou perto dela. Devido à inclinação da órbita da Lua, os eclipses não ocorrem em todas as conjunções e oposições do Sol e da Lua, mas apenas quando a Lua está perto de um nó ascendente ou descendente ao mesmo tempo em que está em conjunção (nova) ou oposição (completa). A eclíptica tem esse nome porque os antigos observaram que os eclipses só ocorrem quando a Lua a atravessa.

Equinócios e solstícios

Os instantes exatos dos equinócios e solstícios são os momentos em que a longitude eclíptica aparente (incluindo os efeitos da aberração e nutação) do Sol é 0°, 90°, 180° e 270°. Devido a perturbações da órbita da Terra e anomalias do calendário, as datas destes não são fixas.

Nas constelações

plotagem equirectangular de declinação vs ascensão direita das constelações modernas com uma linha pontilhada denotando a eclíptica. Constelações são codificadas por família e ano estabelecido.

A eclíptica atualmente passa pelas seguintes constelações:

As constelações Cetus e Orion não estão na eclíptica, mas estão próximas o suficiente para que a Lua e os planetas possam ocasionalmente aparecer nelas.

Astrologia

A eclíptica forma o centro do zodíaco, um cinturão celeste com cerca de 20° de largura em latitude através do qual o Sol, a Lua e os planetas sempre parecem se mover. Tradicionalmente, esta região é dividida em 12 signos de 30° de longitude, cada um dos quais se aproxima do movimento do Sol em um mês. Nos tempos antigos, os signos correspondiam aproximadamente a 12 das constelações que se estendem pela eclíptica. Esses sinais às vezes ainda são usados na terminologia moderna. O "Primeiro Ponto de Áries" foi nomeado quando o Sol do equinócio de março estava na verdade na constelação de Áries; desde então, mudou-se para Peixes por causa da precessão dos equinócios.

Notas e referências