Sistema de coordenadas eclípticas

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En astronomía, el sistema de coordenadas de la eclíptica es un sistema de coordenadas celestes comúnmente utilizado para representar las posiciones aparentes, las órbitas y las orientaciones de los polos de los objetos del Sistema Solar. Debido a que la mayoría de los planetas (excepto Mercurio) y muchos cuerpos pequeños del Sistema Solar tienen órbitas con solo una ligera inclinación a la eclíptica, es conveniente usarlo como plano fundamental. El origen del sistema puede ser el centro del Sol o de la Tierra, su dirección principal es hacia el equinoccio de primavera (marzo) y tiene una convención de mano derecha. Puede implementarse en coordenadas esféricas o rectangulares.

Centrado en la Tierra coordenadas eclípticas como visto desde fuera de la esfera celestial.

Longitud eclíptica; medida a lo largo de la eclíptica del equinoccio vernal

latitud eclíptica; medida perpendicular a la eclíptica

Ecuador celestial

Un globo entero se muestra aquí, aunque las coordenadas de altas latitudes raramente se ven excepto para ciertos cometas y asteroides.

Dirección principal

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.

El ecuador celeste y la eclíptica se mueven lentamente debido a las fuerzas perturbadoras de la Tierra, por lo tanto, la orientación de la dirección principal, su intersección en el equinoccio vernal del hemisferio norte, no es del todo fija. Un movimiento lento del eje de la Tierra, la precesión, provoca un giro lento y continuo del sistema de coordenadas hacia el oeste alrededor de los polos de la eclíptica, completando un circuito en unos 26.000 años. Superpuesto a esto hay un movimiento más pequeño de la eclíptica y una pequeña oscilación del eje de la Tierra, la nutación.

Para referenciar un sistema de coordenadas que pueda considerarse fijo en el espacio, estos movimientos requieren la especificación del equinoccio de una fecha particular, conocida como época, al dar una posición en coordenadas eclípticas. Los tres más utilizados son:

equinoccio de una época estándar: (generalmente la época J2000.0, pero puede incluir B1950.0, B1900.0, etc.) es una dirección estándar fija, permitiendo que las posiciones establecidas en varias fechas sean comparadas directamente.
Mean equinox of date: es la intersección de la eclíptica de "fecha" (es decir, la eclíptica en su posición a "fecha") con la # ecuador (es decir, el ecuador girado por la precesión a su posición en "fecha", pero libre de las pequeñas oscilaciones periódicas de la nutación). Comúnmente utilizado en el cálculo de la órbita planetaria.
Equinoccio verdadero de fecha: es la intersección de la eclíptica de "fecha" con la verdadero ecuador (es decir, el ecuador medio más nutación). Esta es la intersección real de los dos aviones en cualquier momento particular, con todas las mociones contabilizadas.

Por lo tanto, una posición en el sistema de coordenadas de la eclíptica suele especificarse como equinoccio verdadero y eclíptica de fecha, equinoccio medio y eclíptica de J2000.0, o similar. Tenga en cuenta que no hay una 'eclíptica media', ya que la eclíptica no está sujeta a pequeñas oscilaciones periódicas.

Coordenadas esféricas

Resumen de notación para coordenadas eclípticas
	Spherical			Rectangular
	Longitud	Latitud	Distancia	Rectangular
Geocéntrico	$λ$	$β$	$Δ$
Heliocéntrico	$l$	$b$	$r$	$x$ , $Sí.$ , $z$
^ Uso ocasional; $x$ , $Sí.$ , $z$ se suelen reservar para coordenadas ecuatoriales.

Longitud eclíptica: Longitud eclíptica o longitud celestial (símbolos: heliocéntrico $l$ , geocéntrico $λ$ ) mide la distancia angular de un objeto a lo largo de la eclíptica de la dirección primaria. Como ascensión derecha en el sistema de coordenadas ecuatoriales, la dirección primaria (0° longitud eclíptica) apunta desde la Tierra hacia el Sol en el equinoccio vernal del hemisferio norte. Debido a que es un sistema de mano derecha, longitud eclíptica se mide positiva hacia el este en el plano fundamental (el eclíptico) de 0° a 360°. Debido a la precesión axial, la longitud eclíptica de las estrellas más "fijadas" (referida al equinoccio de fecha) aumenta en unos 50,3 segundos por año, o 83,8 minutos por siglo, la velocidad de la precesión general. Sin embargo, para estrellas cercanas a los polos eclípticos, la tasa de cambio de longitud eclíptica está dominada por el ligero movimiento de la eclíptica (es decir, del plano de la órbita terrestre), por lo que la tasa de cambio puede ser cualquier cosa de menos infinito a más infinito dependiendo de la posición exacta de la estrella.
Tendencia óptica: Tendencia óptica o latitud celestial (símbolos: heliocéntrico $b$ , geocéntrico $β$ ), mide la distancia angular de un objeto desde el eclíptico hacia el norte (positivo) o sur (negativo) polo eclíptico. Por ejemplo, el polo eclíptico norte tiene una latitud celestial de +90°. La latitud eclíptica para "estrellas fijas" no se ve afectada por la precesión.
Distancia: Distancia es necesario también para una posición esférica completa (símbolos: heliocéntrico $r$ , geocéntrico $Δ$ ). 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.

Uso histórico

Desde la antigüedad hasta el siglo XVIII, la longitud de la eclíptica se medía comúnmente con doce signos zodiacales, cada uno de 30 ° de longitud, una práctica que continúa en la astrología moderna. Los signos correspondían aproximadamente a las constelaciones atravesadas por la eclíptica. Las longitudes se especificaron en signos, grados, minutos y segundos. Por ejemplo, una longitud de ♌ 19° 55′ 58″ es 19,933° al este del inicio del signo Leo. Dado que Leo comienza a 120° del equinoccio vernal, la longitud en su forma moderna es 139° 55′ 58″.

En China, la longitud de la eclíptica se mide con 24 términos solares, cada uno de 15 ° de longitud, y los calendarios lunisolares chinos los utilizan para sincronizarse con las estaciones, lo que es crucial para las sociedades agrarias.

Coordenadas rectangulares

Coordenadas eclípticas heliocéntricas. El origen es el centro del Sol, el plano de referencia es el plano eclíptico, y la dirección primaria (el

x

-eje) es el equinoccio vernal. Una regla de derecha especifica una

Sí.

-eje 90° al este en el plano fundamental. El

z

- el eje apunta hacia el polo eclíptico norte. El marco de referencia es relativamente estacionario, alineado con el equinoccio vernal.

A menudo se utiliza una variante rectangular de las coordenadas de la eclíptica en los cálculos y simulaciones orbitales. Tiene su origen en el centro del Sol (o en el baricentro del Sistema Solar), su plano fundamental en el plano de la eclíptica, y el $eje x hacia el equinoccio vernal. Las coordenadas tienen una convención de mano derecha, es decir, si uno extiende el pulgar derecho hacia arriba, simula el eje z, su dedo índice extendido el eje x, y la curvatura de los otros dedos apunta generalmente en la dirección de la y -axis.$

Estas coordenadas rectangulares están relacionadas con las coordenadas esféricas correspondientes por

{displaystyle {begin{aligned}x limit=rcos bcos l\y limit=rcos bsin l\\z limit=rsin bend{aligned}

Conversión entre sistemas de coordenadas celestes

Conversión de vectores cartesianos

Conversión de coordenadas eclípticas a coordenadas ecuatoriales

{fnK} {f}f}fn}fn}fnfn} {fn}cH}cH}}cH}}ccH0}cH0}cH0}cH0cH}cH00cH0cH0cH0cH00cH0cH0cH0cH00cH0cH0cH00cH0cH00cH0cH00cH0cH0cH00cH00}

Conversión de coordenadas ecuatoriales a coordenadas eclípticas

{fnMicrosoft} {fnMicrosoft} {fnMicrosoft} {f}}}m}cH} {f}cH0} {ccH0}cH0}cH0}ccH0}ccH00}ccH0cH0cH00cH0cH00}

ε

Notas y referencias

^ Cunningham, Clifford J. (junio de 1985). "Posiciones de Polos Asteroides: Una Encuesta". The Minor Planet Bulletin. 12: 13-16. Bibcode:1985MPBu...12...13C.
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^ Suplemento explicativo (1961), págs. 20, 28
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^ Leadbetter, Charles (1742). Un Sistema Compleato de Astronomía. J. Wilcox, Londres. p. 94.; numerosos ejemplos de esta notación aparecen en todo el libro.
^ Suplemento explicativo (1961), págs. 20, 27
^ Suplemento explicativo (1992), págs. 555 a 558

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