Inclinación axial
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; de manera equivalente, es el ángulo entre su plano ecuatorial y el plano orbital. 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 a través del cual la Tierra se mueve como gira alrededor del Sol; La oblicuidad o inclinación axial de la Tierra es el ángulo entre estas dos líneas. La oblicuidad de la Tierra oscila entre 22,1 y 24,5 grados en un ciclo de 41.000 años. Basado en una fórmula continuamente actualizada (aquí Laskar, 1986, aunque desde 2006 el IMCCE y la IAU recomiendan el modelo P03), la oblicuidad media de la Tierra (sin tener en cuenta la nutación en la oblicuidad) es actualmente de unos 23°26′ 10,6″ (o 23,43629°) y decreciente (alrededor de 46,806"/siglo juliano, en promedio, del 1 de enero de 2023 al 2 de enero de 2123, con el modelo de Laskar, o 46,833"/siglo juliano, con modelo P03). Según el modelo astronómico P03, su valor (sin tener en cuenta la nutación en oblicuidad) fue de 23°26′11.120″ (23.4364172008°) el 1 de enero de 2022, 0 TT, y de 23°26′10.634″ (23.4362871883°) el 1 de enero de 2022. enero 2023, 0 TT.
En el transcurso de un período orbital, la oblicuidad no suele cambiar considerablemente y la orientación del eje permanece igual en relación con el fondo de las estrellas. Esto hace que un polo apunte más hacia el Sol en un lado de la órbita y más lejos del Sol en el otro lado, la causa de las estaciones en la Tierra.
Estándares
Hay dos métodos estándar para especificar la inclinación de un planeta. Una forma se basa en el polo norte del planeta, definido en relación con la dirección del polo norte de la Tierra, y la otra forma se basa en el polo norte del planeta. i>polo positivo, definido por la regla de la mano derecha:
- La Unión Astronómica Internacional (IAU) define la polo norte de un planeta como el que se encuentra en el lado norte de la Tierra del plano invariable del Sistema Solar; bajo este sistema, Venus está inclinado 3° y gira retrogrado, frente al de la mayoría de los otros planetas.
- La IAU también utiliza la regla de la mano derecha para definir una polo positivo para determinar la orientación. Utilizando esta convención, Venus está inclinado 177° ("abajo") y gira prograda.
Tierra
El plano orbital de la Tierra se conoce como plano de la eclíptica, y los astrónomos conocen la inclinación de la Tierra como la oblicuidad de la eclíptica, que es el ángulo entre la eclíptica y la ecuador celeste en la esfera celeste. Se denota con la letra griega ε.
La Tierra actualmente tiene una inclinación axial de aproximadamente 23,44°. Este valor permanece casi igual en relación con un plano orbital estacionario a lo largo de los ciclos de precesión axial. Pero la eclíptica (es decir, la órbita de la Tierra) se mueve debido a las perturbaciones planetarias y la oblicuidad de la eclíptica no es una cantidad fija. En la actualidad, está disminuyendo a un ritmo de alrededor de 46,8″ por siglo (ver detalles en Corto plazo a continuación).
Historia
La oblicuidad de la Tierra puede haberse medido con razonable precisión ya en el año 1100 a. C. en India y China. Los antiguos griegos tenían buenas medidas de la oblicuidad desde alrededor del año 350 a. C., cuando Piteas de Marsella midió la sombra de un gnomon en el solsticio de verano. Alrededor de 830 EC, el califa Al-Mamun de Bagdad ordenó a sus astrónomos que midieran la oblicuidad y el resultado se usó en el mundo árabe durante muchos años. En 1437, Ulugh Beg determinó que la inclinación axial de la Tierra era de 23°30′17″ (23,5047°).
Durante la Edad Media se creía ampliamente que tanto la precesión como la oblicuidad de la Tierra oscilaban en torno a un valor medio, con un período de 672 años, idea conocida como trepidación de la equinoccios. Quizás el primero en darse cuenta de que esto era incorrecto (durante el tiempo histórico) fue Ibn al-Shatir en el siglo XIV y el primero en darse cuenta de que la oblicuidad está disminuyendo a un ritmo relativamente constante fue Fracastoro en 1538. Las primeras observaciones occidentales precisas y modernas de la oblicuidad probablemente fueron las de Tycho Brahe de Dinamarca, alrededor de 1584, aunque las observaciones de varios otros, incluidos al-Ma'mun, al-Tusi, Purbach, Regiomontanus y Walther, podrían haber proporcionado información similar.
Temporadas
El eje de la Tierra permanece inclinado en la misma dirección con respecto a las estrellas de fondo a lo largo de un año (independientemente de dónde se encuentre en su órbita). Esto significa que un polo (y el hemisferio de la Tierra asociado) se alejará del Sol en un lado de la órbita, y media órbita más tarde (medio año después) este polo se dirigirá hacia el Sol. Esta es la causa de las estaciones de la Tierra. El verano ocurre en el hemisferio norte cuando el polo norte se dirige hacia el Sol. Las variaciones en la inclinación del eje de la Tierra pueden influir en las estaciones y es probable que sea un factor en el cambio climático a largo plazo (ver también los ciclos de Milankovitch).
Oscilación
Corto plazo
El valor angular exacto de la oblicuidad se encuentra mediante la observación de los movimientos de la Tierra y los 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.
Se publican almanaques anuales que enumeran los valores derivados y los métodos de uso. Hasta 1983, el valor angular de la oblicuidad media del Astronomical Almanac para cualquier fecha se calculaba en base al trabajo de Newcomb, quien analizó las posiciones de los planetas hasta alrededor de 1895:
- ε = 23°27′8.26′′ − 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′21.448′′ − 46.8150′′ T − 0.00059′′ T2 + 0,001813. T3
donde de aquí en adelante T es Julian siglos desde J2000.0.
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:
- ε = 23°26′21.406′ 46.836769. T − 0,0001831. T2 + 0,00200340. T3 − 5.76′ × 10−7 T4 − 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 buena a 0,02″ durante 1000 años y varios segundos de arco durante 10 000 años.
- ε = 23°26′21.448′ − 4680.93′′ t − 1.55′ t2 + 1999.25′′′ t3. - 51.38′ t4 − 249.67′ t5 − 39.05′ t6 + 7.12′′ t7 + 27.87′′ t8 + 5.79′′ t9 + 2.45′′ t10
donde aquí t son múltiplos de 10.000 años julianos desde J2000.0.
Estas expresiones son para la llamada 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 más pequeñas (9,2 segundos de arco) de período corto (alrededor de 18,6 años) del eje de rotación de la Tierra, conocidas como nutación, que agregan un componente periódico a la oblicuidad de la Tierra.. La oblicuidad verdadera o instantánea incluye esta nutación.
Largo plazo
Usando métodos numéricos para simular el comportamiento del Sistema Solar, se han investigado los cambios a largo plazo en la órbita de la Tierra y, por lo tanto, su oblicuidad, durante un período de varios millones de años. Durante los últimos 5 millones de años, la oblicuidad de la Tierra ha variado entre 22°2′33″ y 24°30′16″< /span>, con un período medio de 41.040 años. Este ciclo es una combinación de precesión y el término más grande en el movimiento de la eclíptica. Durante el próximo millón de años, el ciclo llevará la oblicuidad entre 22°13′44″ y 24°20′50″.
La Luna tiene un efecto estabilizador sobre la oblicuidad de la Tierra. El análisis del mapa de frecuencias realizado en 1993 sugirió que, en ausencia de la Luna, la oblicuidad podría cambiar rápidamente debido a las resonancias orbitales y al comportamiento caótico del Sistema Solar, alcanzando los 90° en tan solo unos pocos millones de años (ver también Órbita de la Luna). Sin embargo, simulaciones numéricas más recientes realizadas en 2011 indicaron que incluso en ausencia de la Luna, la oblicuidad de la Tierra podría no ser tan inestable; variando solo entre 20 y 25°. Para resolver esta contradicción, se calculó la tasa de difusión de la oblicuidad y se descubrió que se necesitan más de miles de millones de años para que la oblicuidad de la Tierra alcance cerca de 90°. El efecto estabilizador de la Luna continuará por menos de 2 mil millones de años. A medida que la Luna continúa alejándose de la Tierra debido a la aceleración de las mareas, pueden ocurrir resonancias que causarán grandes oscilaciones de la oblicuidad.
Cuerpos del Sistema Solar
Los cuatro planetas rocosos más interiores del Sistema Solar pueden haber tenido grandes variaciones de 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 cambia el plano orbital debido a la influencia de otros planetas. Pero el eje de rotación también puede moverse (precesión axial), debido al par que ejerce el Sol sobre la protuberancia ecuatorial de un planeta. Como la Tierra, todos los planetas rocosos muestran precesión axial. Si la tasa de precesión fuera muy rápida, la oblicuidad en realidad permanecería bastante constante incluso cuando cambia el plano orbital. La tasa varía debido a la disipación de las mareas y la interacción entre el núcleo y el 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 de resonancia se divide por la diferencia entre la tasa de resonancia y la tasa de precesión, por lo que se vuelve grande cuando las dos son similares.
Lo más probable es que Mercurio y Venus hayan sido estabilizados por la disipación de las mareas del Sol. La Tierra fue estabilizada por la Luna, como se mencionó anteriormente, pero antes de su formación, la Tierra también pudo haber pasado por momentos de inestabilidad. La oblicuidad de Marte es bastante variable a lo largo de millones de años y puede encontrarse en un estado caótico; varía tanto como 0° a 60° durante algunos millones de años, dependiendo de las perturbaciones de los planetas. Algunos autores discuten que la oblicuidad de Marte sea caótica y muestran que la disipación de las mareas y el acoplamiento viscoso entre el núcleo y el manto son adecuados para que haya alcanzado un estado completamente amortiguado, similar a Mercurio y Venus.
Los cambios ocasionales en la inclinación axial de Marte se han sugerido como una explicación de la aparición y desaparición de ríos y lagos a lo largo de la existencia de Marte. Un cambio podría provocar una explosión de metano en la atmósfera, provocando un calentamiento, pero luego el metano se destruiría y el clima volvería a ser árido.
Las oblicuidades de los planetas exteriores se consideran relativamente estables.
| Cuerpo | NASA, J2000.0 epoch | IAU, 0h 0 January 2010 TT epoch | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| inclinación axial (de acuerdo) | Polo Norte | Rotacional período de sesiones (horas) | inclinación axial (de acuerdo) | Polo Norte | Rotación (por ejemplo/día) | |||
| R.A. (de acuerdo) | Dec. (de acuerdo) | R.A. (de acuerdo) | Dec. (de acuerdo) | |||||
| Sol | 7.25 | 286.13 | 63.87 | 609.12 | 7.25 | 286.15 | 63.89 | 14.18 |
| Mercurio | 0,03 | 281.01 | 61.41 | 1407.6 | 0,01 | 281.01 | 61.45 | 6.14 |
| Venus | 2.64 | 272.76 | 67.16 | −5832.6 | 2.64 | 272.76 | 67.16 | −1.48 |
| Tierra | 23.44 | 0.00 | 90.00 | 23.93 | 23.44 | Undefinido | 90.00 | 360.99 |
| Luna | 6.68 | – | – | 655.73 | 1.54 | 270.00 | 66.54 | 13.18 |
| Marte | 25.19 | 317.68 | 52.89 | 24.62 | 25.19 | 317.67 | 52.88 | 350.89 |
| Júpiter | 3.13 | 268.06 | 64.50 | 9.93 | 3.12 | 268.06 | 64.50 | 870.54 |
| Saturno | 26.73 | 40.59 | 83.54 | 10.66 | 26.73 | 40.59 | 83.54 | 810.79 |
| Urano | 82.23 | 257.31 | −15-18 | −17.24 | 82.23 | 257.31 | −15-18 | −501.16 |
| Neptuno | 28.32 | 299.33 | 42.95 | 16.11 | 28.33 | 299.40 | 42.95 | 536.31 |
| Plutón | 57.47 | 312.99 | 6.16 | −153.29 | 60.41 | 312.99 | 6.16 | 56−36 |
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Planetas extrasolares
La oblicuidad estelar ψs, es decir, la inclinación axial de una estrella con respecto al plano orbital de una de sus planetas, se ha determinado sólo para unos pocos sistemas. Pero para 49 estrellas a partir de 2012, se ha observado la desalineación de la órbita de giro proyectada en el cielo λ, que sirve como límite inferior para ψs. La mayoría de estas medidas se basan en el efecto Rossiter-McLaughlin. Hasta ahora, no ha sido posible restringir la oblicuidad de un planeta extrasolar. Pero el aplanamiento rotacional del planeta y la comitiva de lunas y/o anillos, que se pueden rastrear con fotometría de alta precisión, p. por el telescopio espacial Kepler, podría brindar acceso a ψp en un futuro cercano.
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 109 años, lo que significa que no tendrían estaciones como las que tiene la Tierra.