Eclíptica

Como se ve desde la Tierra orbitante, el Sol parece moverse con respecto a las estrellas fijas, y el eclíptico es el camino anual que el Sol sigue en la esfera celestial. Este proceso se repite en un ciclo que dura un poco más de 365 días.

La eclíptica o plano de la eclíptica es el plano orbital de la Tierra alrededor del Sol. Desde la perspectiva de un observador en la Tierra, el movimiento del Sol alrededor de la esfera celeste en el transcurso de un año traza un camino a lo largo de la eclíptica contra el fondo de las estrellas. La eclíptica es un plano de referencia importante y es la base del sistema de coordenadas de la eclíptica.

Movimiento aparente del Sol

La eclíptica es la trayectoria aparente del Sol a lo largo de un año.

Debido a que la Tierra tarda un año en dar una vuelta alrededor del Sol, la posición aparente del Sol tarda un año en dar una vuelta completa a la eclíptica. Con un poco más de 365 días en un año, el Sol se mueve un poco menos de 1° hacia el este todos los días. Esta pequeña diferencia en la posición del Sol con respecto a las estrellas hace que cualquier punto particular en la superficie de la Tierra alcance (y se ubique 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 orbitaba; por lo tanto, un día en la Tierra tiene una duración de 24 horas en lugar del día sideral de aproximadamente 23 horas y 56 minutos. Nuevamente, esta es una simplificación, basada en una Tierra hipotética que orbita a una 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. La variación de la velocidad orbital explica parte de la ecuación del tiempo.

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 las perturbaciones adicionales de los otros planetas del Sistema Solar, el baricentro Tierra-Luna se tambalea ligeramente alrededor de una posición media de manera compleja.

Relación con el ecuador celeste

El plano de la órbita terrestre proyectado en todas las direcciones forma el plano de referencia conocido como el eclíptico. Aquí se muestra hacia fuera (gray) hacia la esfera celestial, junto con el Ecuador de la Tierra y el eje polar (verde). El plano de la eclíptica intersecte la esfera celestial a lo largo de un gran círculo (negro), el mismo círculo en el que el Sol parece moverse como la Tierra lo orbita. Las intersecciones de la eclíptica y del ecuador en la esfera celestial son los equinoccios vernales y otoñales (rojo), donde el Sol parece cruzar el ecuador celestial.

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 coplanario con el plano de la eclíptica, sino que está inclinado con respecto a él en un ángulo de aproximadamente 23,4°, que se conoce como la oblicuidad de la eclíptica. Si el ecuador se proyecta 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, el otro de norte a sur. El cruce de sur a norte se conoce como el equinoccio vernal, 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 otoño o nodo descendente.

La orientación del eje de la Tierra y el ecuador no son 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, ya que se debe principalmente al efecto gravitatorio de la Luna y el Sol sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. Asimismo, la eclíptica en sí no es fija. Las perturbaciones gravitatorias de los demás cuerpos del Sistema Solar provocan un movimiento mucho menor del plano de la órbita de la Tierra, y por tanto de la eclíptica, conocido como precesión planetaria. La acción combinada de estos dos movimientos se denomina precesión general y cambia la posición de los equinoccios en unos 50 segundos de arco (alrededor de 0,014°) por año.

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 pequeña amplitud a corto plazo del eje de la Tierra y, por lo tanto, del ecuador celeste, conocidas como nutación. Esto agrega un componente periódico a la posición de los equinoccios; las posiciones del ecuador celeste y el 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.

Oblicuidad de la eclíptica

Oblicuidad de la eclíptica es el término utilizado por los astrónomos para la inclinación del ecuador de la Tierra con respecto a la eclíptica, o del eje de rotación de la Tierra a una perpendicular a la eclíptica. Tiene aproximadamente 23,4° y actualmente está disminuyendo 0,013 grados (47 segundos de arco) cada cien años debido a las perturbaciones planetarias.

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 varios valores astronómicos, incluida la oblicuidad.

Oblicuidad de la eclíptica durante 20.000 años, de Laskar (1986). Tenga en cuenta que la oblicuidad varía sólo de 24.2° a 22.5° durante este tiempo. El punto rojo representa el año 2000.

Hasta 1983, la oblicuidad de cualquier fecha se calculaba a partir del trabajo de Newcomb, quien analizó las posiciones de los planetas hasta alrededor de 1895:

ε = 23°27′08.26″ − 46.845″ T − 0.0059″ T² + 0,00181″ T³

donde ε es la oblicuidad y T es tropical siglos desde B1900.0 hasta la fecha en cuestión.

Desde 1984, la serie DE de efemérides generadas por computadora del Jet Propulsion Laboratory pasó a ser la efeméride fundamental 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 de aquí en adelante T es Julian siglos desde J2000.0.

Las efemérides fundamentales del JPL se han actualizado continuamente. El Almanaque Astronómico para 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

Estas expresiones para la oblicuidad están destinadas a una alta precisión en un período de tiempo relativamente corto, quizás varios siglos. J. Laskar calculó una expresión para ordenar T¹⁰ bueno a 0.04″/1000 años durante 10,000 años.

Todas estas expresiones son para la oblicuidad media, es decir, sin incluir la nutación del ecuador. La oblicuidad verdadera o instantánea incluye la nutación.

Plano del Sistema Solar

Vistas superiores y laterales del plano de la eclíptica, mostrando planetas Mercurio, Venus, Tierra y Marte. La mayoría de los planetas orbitan el Sol muy cerca en el mismo plano en el que la Tierra orbita, la eclíptica.		Cinco planetas (Tierra incluida) alineados a lo largo de la eclíptica en julio de 2010, ilustrando cómo los planetas orbitan el Sol en casi el mismo plano. Foto tomada al atardecer, mirando al oeste sobre Surakarta, Java, Indonesia.

La mayoría de los cuerpos principales del Sistema Solar orbitan alrededor del Sol casi en el mismo plano. Esto probablemente se deba a la forma en que se formó el Sistema Solar a partir de un disco protoplanetario. Probablemente la representación actual más cercana del disco se conoce como el plano invariable del Sistema Solar. 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 un poco más de ½° del mismo, y los otros 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 de rotación de todos los cuerpos del sistema; más del 60% del total proviene de la órbita de Júpiter. Esa suma requiere un conocimiento preciso de cada objeto en el sistema, por lo que es 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 usa 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 geológico, se moverá contra puntos de referencia fijos en el fondo distante del cielo.

Plano de referencia celeste

El movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica (rojo) como se ve en el interior de la esfera celestial. Las coordenadas eclípticas aparecen en (rojo). El ecuador celestial (azul) y las coordenadas ecuatoriales (azul), inclinándose a la eclíptica, parecen oscilar a medida que avanza el Sol.

La eclíptica forma uno de los dos planos fundamentales utilizados como referencia para posiciones en la esfera celeste, siendo el otro el ecuador celeste. Perpendiculares a la eclíptica están los polos de la eclíptica, siendo el polo norte de la eclíptica el polo norte del ecuador. De los dos planos fundamentales, la eclíptica está más cerca de no moverse contra las estrellas de fondo, su movimiento debido a la precesión planetaria es aproximadamente 1/100 del ecuador celeste.

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 de 0° a 360° a lo largo de la eclíptica desde el equinoccio vernal, la misma dirección en la que parece moverse el Sol. La latitud se mide perpendicular a la eclíptica, a +90° hacia el norte o −90° hacia el sur hasta los polos de la eclíptica, siendo la eclíptica misma latitud 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 usa un sistema de coordenadas rectangular derecho correspondiente; el eje x está dirigido hacia el equinoccio vernal, el eje y 90° hacia el este y el eje z hacia el norte polo 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.

Las coordenadas de la eclíptica son convenientes para especificar las posiciones de los objetos del Sistema Solar, ya que la mayoría de los planetas' Las órbitas 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 ende la eclíptica, se mueve muy poco, es una referencia relativamente fija con respecto a las estrellas.

Inclinación de la eclíptica durante más de 200.000 años, de Dziobek (1892). Esta es la inclinación a la eclíptica de 101.800 CE. Tenga en cuenta que el eclíptico gira sólo por unos 7° durante este tiempo, mientras que el ecuador celestial hace varios ciclos completos alrededor de la eclíptica. La eclíptica es una referencia relativamente estable en comparación con el Ecuador celestial.

Debido al movimiento de precesión del equinoccio, las coordenadas de la eclíptica de los objetos en la esfera celeste cambian continuamente. Especificar una posición en coordenadas eclípticas requiere especificar un equinoccio particular, es decir, el equinoccio de una fecha particular, conocida como época; las coordenadas se refieren a la dirección del equinoccio en esa fecha. Por ejemplo, el Almanaque astronómico enumera la posición heliocéntrica de Marte a las 0h, hora terrestre, el 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 la fecha. Esto especifica el equinoccio medio del 4 de enero de 2010 0h TT como arriba, sin la adición de nutación.

Eclipses

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

Debido a que la órbita de la Luna está inclinada solo alrededor de 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 (completo). La eclíptica se llama así porque los antiguos notaron que los eclipses solo ocurren cuando la Luna la cruza.

Equinoccios y solsticios

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.

En las constelaciones

Parcela equirectangular de declinación vs ascensión derecha de las constelaciones modernas con una línea doteada que denota la eclíptica. Las constelaciones son codificadas por la familia y el año establecido. (Versión detallada)

La eclíptica actualmente pasa por las siguientes constelaciones:

Las constelaciones Cetus y Orion no están en la eclíptica, pero están lo suficientemente cerca como para que la Luna y los planetas puedan aparecer ocasionalmente en ellas.

Astrología

La eclíptica forma el centro del zodíaco, un cinturón celeste de unos 20° de ancho en latitud a través del cual el Sol, la Luna y los planetas siempre parecen moverse. 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. En la antigüedad, los signos correspondían aproximadamente a 12 de las constelaciones que se extienden a ambos lados de la eclíptica. Estos signos a veces todavía se usan en la terminología moderna. El "Primer Punto de Aries" fue nombrado cuando el Sol del equinoccio de marzo estaba realmente en la constelación de Aries; desde entonces se ha trasladado a Piscis debido a la precesión de los equinoccios.

Notas y referencias