Sistema de coordenadas ecuatoriales

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El Sistema de coordinación ecuatorial usando coordenadas esféricas. El plano fundamental está formado por proyección del Ecuador de la Tierra sobre la esfera celestial, formando el Ecuador celestial. La dirección primaria se establece proyectando la órbita de la Tierra sobre la esfera celestial, formando la eclíptico, y estableciendo el nodo ascendente del eclíptico en el Ecuador celestial, formando el equinoccio vernal. La ascensión derecha se mide hacia el este a lo largo del ecuador celestial del equinoccio, y la declinación se mide positiva hacia el norte desde el ecuador celestial. (Dos pares de coordenadas se muestran aquí.) Las proyecciones de los polos geográficos norte y sur de la Tierra forman los polos celestiales norte y sur, respectivamente.

El sistema de coordenadas ecuatoriales es un sistema de coordenadas celestes ampliamente utilizado para especificar las posiciones de los objetos celestes. Puede implementarse en coordenadas esféricas o rectangulares, ambas definidas por un origen en el centro de la Tierra, un plano fundamental que consiste en la proyección del ecuador terrestre sobre la esfera celeste (formando el ecuador celeste), una dirección primaria hacia el equinoccio vernal y una convención de mano derecha.

El origen en el centro de la Tierra significa que las coordenadas son geocéntricas, es decir, vistas desde el centro de la Tierra como si fuera transparente. El plano fundamental y la dirección primaria significan que el sistema de coordenadas, mientras está alineado con el ecuador y el polo de la Tierra, no gira con la Tierra, sino que permanece relativamente fijo contra las estrellas de fondo. Una convención de mano derecha significa que las coordenadas aumentan hacia el norte desde y hacia el este alrededor del plano fundamental.

Dirección principal

Esta descripción de la orientación del marco de referencia está algo simplificada; la orientación 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 fijar la dirección primaria exacta, estos movimientos requieren la especificación del equinoccio de una fecha particular, conocida como época, al dar una posición. Los tres más utilizados son:

Equinoccio medio de una época estándar (generalmente 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 ecuatoriales suele especificarse equinoccio verdadero y ecuador de fecha, equinoccio medio y ecuador 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

Uso en astronomía

Las coordenadas esféricas de una estrella a menudo se expresan como un par, ascensión recta y declinación, sin una coordenada de distancia. La dirección de objetos suficientemente distantes es la misma para todos los observadores, y es conveniente especificar esta dirección con las mismas coordenadas para todos. Por el contrario, en el sistema de coordenadas horizontales, la posición de una estrella difiere de un observador a otro en función de sus posiciones en la superficie de la Tierra y cambia continuamente con la rotación de la Tierra.

Los telescopios equipados con monturas ecuatoriales y círculos de ajuste emplean el sistema de coordenadas ecuatoriales para encontrar objetos. Establecer círculos junto con un mapa estelar o efemérides permite que el telescopio apunte fácilmente a objetos conocidos en la esfera celeste.

Declinación

El símbolo de declinación $δ$ , (minúscula "delta", abreviado DEC) mide la distancia angular de un objeto perpendicular al ecuador celeste, positivo al norte, negativo al sur. Por ejemplo, el polo norte celeste tiene una declinación de +90°. El origen de la declinación es el ecuador celeste, que es la proyección del ecuador de la Tierra sobre la esfera celeste. La declinación es análoga a la latitud terrestre.

Ascensión recta

Como se ve desde arriba del polo norte de la Tierra, una estrella ángulo de hora local (LHA) para un observador cerca de Nueva York. También se muestran las estrellas ascensión derecha y Ángulo de hora de Greenwich (GHA), el local media sidereal time (LMST) and Greenwich significa tiempo parcial (GMST). El símbolo ʏ identifica la dirección equinox vernal.

El símbolo de ascensión recta $α$ , (minúsculas "alfa", abreviado RA) mide la distancia angular de un objeto hacia el este a lo largo del ecuador celeste desde el equinoccio vernal hasta el círculo horario que pasa por el objeto. El punto del equinoccio vernal es uno de los dos puntos donde la eclíptica se cruza con el ecuador celeste. La ascensión recta generalmente se mide en horas siderales, minutos y segundos en lugar de grados, como resultado del método de medir ascensiones rectas cronometrando el paso de objetos a través del meridiano a medida que gira la Tierra. Hay 360°/24^h = 15° en una hora de ascensión recta, y 24^h de ascensión recta alrededor de todo el ecuador celeste.

Cuando se usan juntas, la ascensión recta y la declinación generalmente se abrevian RA/Dec.

Ángulo horario

Como alternativa a la ascensión recta, el ángulo horario (abreviado HA o LHA, ángulo horario local), un sistema para zurdos, mide la distancia angular de un objeto hacia el oeste a lo largo del ecuador celeste desde el observador&# 39;s meridiano al círculo horario que pasa por el objeto. A diferencia de la ascensión recta, el ángulo horario siempre aumenta con la rotación de la Tierra. El ángulo horario puede considerarse un medio para medir el tiempo desde la culminación superior, el momento en que un objeto entra en contacto con el meridiano superior.

Se dice que una estrella culminante en el meridiano del observador tiene un ángulo de hora cero (0^h). Una hora sideral (aproximadamente 0,9973 horas solares) más tarde, la rotación de la Tierra llevará a la estrella al oeste del meridiano, y su ángulo horario será de 1^h. Al calcular los fenómenos topocéntricos, la ascensión recta se puede convertir en ángulo horario como paso intermedio.

Coordenadas rectangulares

Coordenadas ecuatoriales geocéntricas

Coordenadas ecuatoriales geocéntricos. El origen es el centro de la Tierra. El plano fundamental es el plano del Ecuador de la Tierra. La dirección primaria (la

x

axis) es el equinoccio vernal. Una convención de derecha especifica un

Sí.

axis 90° al este en el plano fundamental; el

z

El eje es el eje polar norte. El marco de referencia no gira con la Tierra, sino que gira alrededor de la Tierra

z

Axis.

Hay varias variantes rectangulares de coordenadas ecuatoriales. Todos tienen:

El origen en el centro de la Tierra.
El plano fundamental en el plano del Ecuador de la Tierra.
La dirección primaria (la $x$ axis) hacia el equinoccio vernal, es decir, el lugar donde el Sol cruza el ecuador celestial en una dirección hacia el norte en su circuito aparente anual alrededor de la eclíptica.
Una convención de derechas, especificando $Sí.$ eje 90° al este en el plano fundamental y un $z$ eje a lo largo del eje polar norte.

Los marcos de referencia no giran con la Tierra (a diferencia de los marcos fijos en la Tierra centrados en la Tierra), permanecen siempre dirigidos hacia el equinoccio y se desplazan con el tiempo con los movimientos de precesión y nutación.

En astronomía:
- La posición del Sol se especifica a menudo en las coordenadas rectangulares geocéntricos $X$ , $Y$ , $Z$ y una cuarta distancia coordenadas, $R$ $(= \sqrt X 2 + Y 2 + Z 2)$ , en unidades de la unidad astronómica.
- Las posiciones de los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar se especifican a menudo en las coordenadas geocéntricos rectangulares $.$ , $.$ , $Especificaciones$ y una cuarta distancia coordenadas, $Δ$ (igual que $\sqrt . 2 + . 2 + Especificaciones 2$ En unidades de la unidad astronómica.
  Estas coordenadas rectangulares están relacionadas con las correspondientes coordenadas esféricas por ${displaystyle {begin{aligned}{frac} {X} {R}={frac {xi}{matit {Delta }} {cos delta cos alpha \{frac {Y} {fn}= {fnMicroc} {fnMicroc} {fnMicroc} {f}} {f}} {f}} {f}}} {f}}} {f}}} {f}} {f}f}f}fnfnKf} {f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}fnf}fnfnfnf}f}f}f}fnfnfnfnfnfnfnf}fnfnfnfnfnfnfnfnfnfnfnfnfnfnf}\fnf}f}fn ♪♪♪Mathit {Delta }} {cos delta sin alpha \{frac {Z} {fn}= {fnMicroc} {fnMitit} {fnMitit} {fnMitit} {fnMitit} {f}} {fnK}}} {fnK}} {f}}} {f}f}fnMitH0} {f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}fnf}f}f}f}f}f}fnf}fnfnfnfnh}f}fnf}\fn\fnf}fnfnfnfnfnh}f}fnf}\fnh}f}fnK {Delta }} {sin delta end{aligned}}}}$
En astrodinámica:
- Las posiciones de los satélites artificiales de la Tierra se especifican en geocéntrico ecuatorial coordenadas, también conocidas como geocéntrico ecuatorial inertial (GEI), Inercial centrado en la Tierra (ECI), y sistema inercial convencional (CIS), todos ellos equivalentes en definición a los marcos rectangulares geocéntricos astronómicos, arriba. En el marco geocéntrico ecuatorial, $x$ , $Sí.$ y $z$ a veces se designan $I$ , $J$ y $K$ , respectivamente, o la base del marco es especificada por los vectores de unidad $Î$ , $Ĵ$ y $K̂$ .
- El Marco de referencia geocéntrico Celestial (GCRF) es el equivalente geocéntrico del Marco Internacional de Referencia Celestial (ICRF). Su dirección principal es el equinoccio de J2000.0, y no se mueve con la precesión y la nutación, pero es de otro modo equivalente a los sistemas anteriores.

Resumen de notación para coordenadas ecuatoriales astronómicas
	Spherical			Rectangular
	Ascensión derecha	Declinación	Distancia	General	Fines especiales
Geocéntrico	$α$	$δ$	$Δ$	$.$ , $.$ , $Especificaciones$	$X$ , $Y$ , $Z$ (Sun)
Heliocéntrico				$x$ , $Sí.$ , $z$

Coordenadas ecuatoriales heliocéntricas

En astronomía, también existe una variante rectangular heliocéntrica de coordenadas ecuatoriales, denominada $x$ , $y$ , $z$ , que tiene:

El origen en el centro del Sol.
El plano fundamental en el plano del Ecuador de la Tierra.
La dirección primaria (la $x$ axis) hacia el equinoccio vernal.
Una convención de derechas, especificando $Sí.$ eje 90° al este en el plano fundamental y un $z$ eje a lo largo del eje polar norte de la Tierra.

Este marco es en todos los sentidos equivalente al $ξ$ , $η < /span>, marco ζ, arriba, excepto que el origen se elimina al centro del Sol. Se utiliza comúnmente en el cálculo de la órbita planetaria. Los tres sistemas de coordenadas rectangulares astronómicas están relacionados por$

{displaystyle {begin{aligned}xi <=x+X\eta > > }

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