Tiempo sideral

Uno de los dos relojes de ángulo lateral sobreviviente conocidos en el mundo, hecho por John Arnold & Son. Anteriormente era propiedad de Sir George Shuckburgh-Evelyn. Está en exhibición en el Observatorio Real, Greenwich, Londres.

Tiempo sideral (como unidad también día sideral o período de rotación sideral) (sideral sy-DEER-ee-əl, sə-) es un sistema de cronometraje que los astrónomos utilizan para localizar objetos celestes. Usando el tiempo sideral, es posible apuntar fácilmente un telescopio a las coordenadas adecuadas en el cielo nocturno. El tiempo sideral es una "escala de tiempo que se basa en la velocidad de rotación de la Tierra medida en relación con las estrellas fijas", o más correctamente, en relación con el equinoccio de marzo.

Vista desde la misma ubicación, una estrella vista en una posición en el cielo se verá en la misma posición en otra noche a la misma hora sideral. Esto es similar a cómo se puede usar el tiempo que marca un reloj de sol (tiempo solar) para encontrar la ubicación del Sol. Así como el Sol y la Luna parecen salir por el este y ponerse por el oeste debido a la rotación de la Tierra, también lo hacen las estrellas. Tanto el tiempo solar como el tiempo sideral hacen uso de la regularidad de la rotación de la Tierra alrededor de su eje polar: el tiempo solar sigue al Sol mientras que, en términos generales, el tiempo sideral sigue a las estrellas fijas distantes en la esfera celeste.

Más exactamente, el tiempo sideral es el ángulo, medido a lo largo del ecuador celeste, desde el meridiano del observador hasta el gran círculo que pasa por el equinoccio de marzo y ambos polos celestes, y generalmente se expresa en horas, minutos, y segundos El tiempo común en un reloj típico (tiempo solar medio) mide un ciclo ligeramente más largo, lo que representa no solo la rotación axial de la Tierra sino también la órbita de la Tierra alrededor del Sol.

Un día sideral en la Tierra dura aproximadamente 86164,0905 segundos (23 h 56 min 4,0905 s o 23,9344696 h).

(Los segundos aquí siguen la definición SI y no deben confundirse con los segundos de efemérides).

El propio equinoccio de marzo tiene una precesión lenta hacia el oeste en relación con las estrellas fijas, completando una revolución cada 25 800 años, por lo que el mal llamado día sideral ("sideral" se deriva del latín sidus que significa "estrella") es 0.0084 segundos más corto que el día estelar, el período de rotación de la Tierra en relación con las estrellas fijas. El ligeramente más largo "true" El período sideral se mide como el ángulo de rotación de la Tierra (ERA), anteriormente el ángulo estelar. Un aumento de 360° en la ERA es una rotación completa de la Tierra.

Debido a que la Tierra orbita alrededor del Sol una vez al año, la hora sidérea en cualquier lugar y hora dados se adelantará unos cuatro minutos con respecto a la hora civil local, cada 24 horas, hasta que, después de que haya pasado un año, una hora sideral adicional " dia" ha transcurrido en comparación con el número de días solares que han pasado.

Comparación con la hora solar

Tiempo sideral vs tiempo solar. Sobre la izquierda: una estrella distante (la pequeña estrella naranja) y el Sol están en culminación, en el meridiano local m. Centre: sólo la estrella distante está en culminación (un día sidereal medio). Bien.: unos minutos más tarde el Sol está en el meridiano local otra vez. Un día solar está completo.

El tiempo solar se mide por el movimiento diurno aparente del Sol. El mediodía local en tiempo solar aparente es el momento en que el Sol está exactamente al sur o al norte (según la latitud del observador y la estación). Un día solar medio (lo que normalmente medimos como un 'día') es el tiempo promedio entre los mediodías solares locales ('promedio' ya que esto varía ligeramente a lo largo del año).

La Tierra da una vuelta alrededor de su eje en un día sideral; durante ese tiempo se mueve una corta distancia (alrededor de 1°) a lo largo de su órbita alrededor del Sol. Entonces, después de que haya pasado un día sideral, la Tierra aún necesita rotar un poco más antes de que el Sol alcance el mediodía local de acuerdo con la hora solar. Un día solar medio es, por tanto, casi 4 minutos más largo que un día sideral.

Las estrellas están tan lejos que el movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita casi no cambia su dirección aparente (excepto para la más cercana si tiene una alta precisión, ver paralaje), por lo que regresan a su punto más alto en un día sideral.

Otra forma de ver esta diferencia es notar que, en relación con las estrellas, visto desde la Tierra, el Sol parece moverse alrededor de la Tierra una vez al año. Un año tiene alrededor de 365.24 días solares pero 366.24 días siderales. Por lo tanto, hay un día solar menos por año que días siderales, similar a una observación de la paradoja de la rotación de monedas. Esto hace que un día sideral sea aproximadamente 365.24/366,24 veces la duración del día solar de 24 horas.

Efectos de precesión

La rotación de la Tierra no es una simple rotación alrededor de un eje que siempre permanecería paralelo a sí mismo. El propio eje de rotación de la Tierra gira alrededor de un segundo eje, ortogonal a la órbita de la Tierra, y tarda unos 25 800 años en realizar una rotación completa. Este fenómeno se llama la precesión de los equinoccios. Debido a esta precesión, las estrellas parecen moverse alrededor de la Tierra de una manera más complicada que una simple rotación constante.

Por esta razón, para simplificar la descripción de la orientación de la Tierra en astronomía y geodesia, era convencional trazar las posiciones de las estrellas en el cielo de acuerdo con la ascensión recta y la declinación, que se basan en un marco que sigue la precesión de la Tierra, y para realizar un seguimiento de la rotación de la Tierra, a través del tiempo sideral, en relación con este marco también. En este marco de referencia, la rotación de la Tierra es casi constante, pero las estrellas parecen rotar lentamente con un período de unos 25 800 años. También es en este marco de referencia que el año tropical, el año relacionado con las estaciones de la Tierra, representa una órbita de la Tierra alrededor del Sol. La definición precisa de un día sideral es el tiempo que tarda una rotación de la Tierra en este marco de referencia de precesión.

Definiciones modernas

En el pasado, el tiempo se medía observando estrellas con instrumentos como tubos cenitales fotográficos y astrolabios de Danjon, y el paso de las estrellas a través de líneas definidas se cronometraba con el reloj del observatorio. Luego, utilizando la ascensión recta de las estrellas de un catálogo de estrellas, se calculó la hora en que la estrella debería haber pasado por el meridiano del observatorio y se calculó una corrección a la hora mantenida por el reloj del observatorio. El tiempo sideral se definió de tal manera que el equinoccio de marzo transitaría el meridiano del observatorio a las 0 horas del tiempo sideral local.

A partir de la década de 1970, los métodos de radioastronomía interferometría de línea de base muy larga (VLBI) y la sincronización de púlsares superaron a los instrumentos ópticos para la astrometría más precisa. Esto condujo a la determinación de UT1 (tiempo solar medio a 0° de longitud) utilizando VLBI, una nueva medida del ángulo de rotación de la Tierra y nuevas definiciones de tiempo sideral. Estos cambios se pusieron en práctica el 1 de enero de 2003.

Ángulo de rotación de la Tierra

El ángulo de rotación de la Tierra (ERA) mide la rotación de la Tierra desde un origen en el ecuador celeste, el Origen Intermedio Celeste, también llamado el Origen Celestial de las Efemérides, que no tiene movimiento instantáneo a lo largo del ecuador; originalmente se lo denominó origen no giratorio. Este punto está muy cerca del equinoccio de J2000.

ERA, medida en radianes, está relacionada con UT1 mediante una relación lineal simple:

Silencio Silencio ()tU)=2π π ()0,790572732640+1.00273781191135448⋅ ⋅ tU){displaystyle theta (t_{U})=2pi (0.779,057,273,2640+1.002,737,811,911,354,48cdot T_{U}

ERA reemplaza al tiempo sideral aparente de Greenwich (GAST). El origen en el ecuador celeste para GAST, llamado equinoccio verdadero, se mueve debido al movimiento del ecuador y la eclíptica. La falta de movimiento del origen de ERA se considera una ventaja significativa.

La ERA se puede convertir a otras unidades; por ejemplo, el Almanaque astronómico del año 2017 lo tabuló en grados, minutos y segundos.

Como ejemplo, el Almanaque astronómico del año 2017 dio la ERA a las 0 h del 1 de enero de 2017 UT1 como 100° 37′ 12.4365″.

Variedades medias y aparentes

Foto de la cara del otro reloj Angle Sidereal sobreviviente en el Observatorio Real en Greenwich, Inglaterra, hecho por Thomas Tompion. La esfera ha sido inscrita ordenadamente con el nombre J Flamsteed, que era el Astronomer Royal, y la fecha 1691.

Aunque ERA está destinado a reemplazar el tiempo sidéreo, es necesario mantener las definiciones para el tiempo sidéreo durante la transición y cuando se trabaja con datos y documentos más antiguos.

De manera similar a la hora solar media, cada ubicación en la Tierra tiene su propia hora sideral local (LST), según la longitud del punto. Dado que no es factible publicar tablas para todas las longitudes, las tablas astronómicas utilizan el tiempo sideral de Greenwich (GST), que es el tiempo sideral en el meridiano de referencia IERS, llamado con menos precisión meridiano de Greenwich o principal. Hay dos variedades, tiempo sideral medio si se utilizan el ecuador medio y el equinoccio de fecha, y tiempo sideral aparente si se utilizan el ecuador aparente y el equinoccio de fecha. El primero ignora el efecto de la nutación astronómica mientras que el segundo lo incluye. Cuando la elección de la ubicación se combina con la elección de incluir o no la nutación astronómica, resultan las siglas GMST, LMST, GAST y LAST.

Las siguientes relaciones se mantienen:

Las nuevas definiciones de tiempo sideral aparente y medio de Greenwich (desde 2003, ver arriba) son:

GMST()tU,t)=Silencio Silencio ()tU)− − EPREC()t){displaystyle mathrm {GMST} (t_{U},t)=theta (t_{U})-E_{mathrm {PREC}(t)}

GAST()tU,t)=Silencio Silencio ()tU)− − E0()t){displaystyle mathrm {GAST} (t_{U},t)=theta (t_{U})-E_{0}(t)}

donde θ es el ángulo de rotación de la Tierra, E_PREC es la precesión acumulada y E₀ es la ecuación de los orígenes, que representa la precesión acumulada y la nutación. El cálculo de la precesión y la nutación se describió en el Capítulo 6 de Urban & Seidelmann.

Como ejemplo, el Almanaque astronómico del año 2017 dio la ERA a las 0 h del 1 de enero de 2017 UT1 como 100° 37′ 12.4365″. El GAST fue de 6 h 43 m 20,7109 s. Para GMST la hora y el minuto eran los mismos pero el segundo era 21.1060.

Relación entre el tiempo solar y los intervalos de tiempo siderales

Este reloj astronómico utiliza diales que muestran tanto tiempo sidereal como solar.

Si un cierto intervalo I se mide tanto en tiempo solar medio (UT1) como en tiempo sideral, el valor numérico será mayor en tiempo sideral que en UT1, porque los días siderales son más cortos que los días UT1. la proporción es:

ImeansiderealIUT1=r.=1.002737909350795+5.9006× × 10− − 11t− − 5.9× × 10− − 15t2{fnMicrosoft {fnMicrom} {mean,sidereal} {}{I_{mathrm {UT1}}}=r'=1.002,737,909,350,795+5.9006times 10^{-11}t-5.9times 10^{-15}t^{2}}

donde t representa el número de siglos julianos transcurridos desde el mediodía del 1 de enero de 2000, hora terrestre.

Días siderales comparados con días solares en otros planetas

Seis de los ocho planetas solares tienen una rotación progresiva, es decir, rotan más de una vez al año en la misma dirección en la que orbitan alrededor del Sol, por lo que el Sol sale por el este. Venus y Urano, sin embargo, tienen rotación retrógrada. Para la rotación prograda, la fórmula que relaciona la duración de los días siderales y solares es:

o, de manera equivalente:

Pero tenga en cuenta que, al calcular la fórmula para una rotación retrógrada, el operador del denominador será un signo más. Esto se debe a que el día solar es más corto que el día sideral, ya que la rotación del planeta sería contraria a la dirección del movimiento orbital.

Si un planeta rota progresivamente y el día sideral es exactamente igual al período orbital, entonces la fórmula anterior da un día solar infinitamente largo (división por cero). Este es el caso de un planeta en rotación síncrona; un hemisferio experimenta el día eterno, el otro la noche eterna, con un "cinturón crepuscular" separándolos.

Todos los planetas solares más distantes del Sol que la Tierra son similares a la Tierra en que, dado que experimentan muchas rotaciones por revolución alrededor del Sol, solo hay una pequeña diferencia entre la duración del día sideral y la del día solar. día: la relación entre el primero y el segundo nunca es inferior a la relación de la Tierra de 0,997. Pero la situación es bastante diferente para Mercurio y Venus. El día sideral de Mercurio es aproximadamente dos tercios de su período orbital, por lo que, según la fórmula prograda, su día solar dura dos revoluciones alrededor del Sol, tres veces más que su día sideral. Venus gira retrógrado con un día sideral que dura aproximadamente 243,0 días terrestres, o aproximadamente 1,08 veces su período orbital de 224,7 días terrestres; por lo tanto, según la fórmula retrógrada, su día solar es de aproximadamente 116,8 días terrestres y tiene aproximadamente 1,9 días solares por período orbital.

Por convención, los períodos de rotación de los planetas se dan en términos siderales a menos que se especifique lo contrario.