Sistema de coordenadas celestes
El sistema de coordenadas celestes se utiliza en astronomía para describir la posición de luminarias en el cielo o puntos en una esfera celeste imaginaria . Las coordenadas de las luminarias o puntos vienen dadas por dos valores angulares (o arcos) que determinan de manera única la posición de los objetos en la esfera celeste. Por lo tanto, el sistema de coordenadas celestes es un sistema de coordenadas esférico , en el que la tercera coordenada, la distancia, a menudo se desconoce y no juega ningún papel.
Los sistemas de coordenadas celestes difieren entre sí en la elección del plano principal (ver Plano fundamental ) y el origen. Dependiendo de la tarea a realizar, puede ser más conveniente utilizar un sistema u otro. Los más utilizados son los sistemas de coordenadas horizontales y ecuatoriales . Con menos frecuencia: eclíptica , galáctica y otras.
Sistema de coordenadas topocéntrico horizontal
En este sistema, el centro se coloca en la ubicación del observador en la superficie de la Tierra, el plano principal es el plano del horizonte matemático . En este caso, una coordenada es la altura de la luminaria h o su distancia cenital z . Otra coordenada es el acimut A . Debido al hecho de que el sistema de coordenadas horizontales siempre es topocéntrico (el observador siempre está en la superficie de la Tierra o en alguna elevación), la palabra "topocéntrico" generalmente se omite.
La altura h de la luminaria es el arco del círculo vertical desde el horizonte matemático a la luminaria, o el ángulo entre el plano del horizonte matemático y la dirección a la luminaria. Las alturas se miden en el rango de 0° a +90° al cenit y de 0° a −90° al nadir .
La distancia cenital z de la luminaria es el arco de un círculo vertical desde el cenit a la luminaria, o el ángulo entre la plomada y la dirección a la luminaria. Las distancias cenitales se cuentan desde 0° hasta 180° desde el cenit hasta el nadir.
El acimut A de la luminaria es el arco del horizonte matemático desde el punto sur hasta el círculo vertical de la luminaria, o el ángulo entre la línea del mediodía y la línea de intersección del plano del horizonte matemático con el plano de la vertical. círculo de la luminaria. Los acimutes se miden en el sentido de la rotación diaria de la esfera celeste, es decir, al oeste del punto sur, en el rango de 0° a 360°. A veces, los acimutes se miden de 0° a +180° hacia el oeste y de 0° a −180° hacia el este. (En geodesia y navegación, los acimutes se miden desde el punto norte ).
Cambios de coordenadas durante la rotación de la esfera celeste
La altura h , la distancia cenital z , el azimut A y el ángulo horario t de las luminarias están en constante cambio debido a la rotación de la esfera celeste, ya que se miden desde puntos no asociados a esta rotación. La declinación δ , la distancia polar p y la ascensión recta α de las luminarias no cambian durante la rotación de la esfera celeste, pero pueden cambiar debido a los movimientos de las luminarias no relacionados con la rotación diaria.
Primer sistema de coordenadas ecuatoriales
En este sistema, el plano principal es el plano del ecuador celeste . En este caso, una coordenada es la declinación δ (con menos frecuencia, la distancia polar p ). Otra coordenada es el ángulo horario t .
La declinación δ de la luminaria es el arco del círculo de declinación desde el ecuador celeste a la luminaria, o el ángulo entre el plano del ecuador celeste y la dirección a la luminaria. Las declinaciones se miden de 0° a +90° hacia el polo norte celeste y de 0° a −90° hacia el polo sur celeste .
La distancia polar p de la luminaria es el arco del círculo de declinación desde el polo norte del mundo a la luminaria, o el ángulo entre el eje del mundo y la dirección a la luminaria. Las distancias polares se miden de 0° a 180° desde el polo norte celeste hacia el sur.
El ángulo horario t de la luminaria es el arco del ecuador celeste desde el punto superior del ecuador celeste (es decir, el punto de intersección del ecuador celeste con la parte superior del meridiano celeste ) hasta el círculo de declinación del luminaria, o el ángulo diedro entre los planos del meridiano celeste y el círculo de declinación de la luminaria. Los ángulos horarios se miden en el sentido de la rotación diaria de la esfera celeste, es decir, al oeste del punto superior del ecuador celeste, variando de 0° a 360° (en grados) o de 0 h a 24 h ( En horas). A veces, los ángulos horarios se miden de 0° a +180° (0 h a +12 h ) hacia el oeste y de 0° a −180° (0 h a −12 h ) hacia el este.
Segundo sistema de coordenadas ecuatoriales
En este sistema, como en el primer ecuatorial, el plano principal es el plano del ecuador celeste, y una coordenada es la declinación δ (con menos frecuencia, la distancia polar p ). Otra coordenada es la ascensión recta α .
La ascensión recta (RA, α ) de la luminaria es el arco del ecuador celeste desde el equinoccio de primavera hasta el círculo de declinación de la luminaria, o el ángulo entre la dirección del equinoccio de primavera y el plano del círculo de declinación de la luminaria Las ascensiones rectas se cuentan en dirección opuesta a la rotación diaria de la esfera celeste, variando de 0° a 360° (en grados) o de 024 h (en horas) .
RA es el equivalente astronómico de la longitud de la Tierra . Tanto RA como la longitud miden el ángulo este-oeste a lo largo del ecuador; ambas medidas se miden desde el punto cero en el ecuador. Para la longitud, el punto cero es el meridiano cero ; para RA, la marca cero es el lugar en el cielo donde el Sol cruza el ecuador celeste , en la dirección de sur a norte (en el equinoccio vernal).
La declinación ( δ ) en astronomía es una de las dos coordenadas del sistema de coordenadas ecuatoriales. Es igual a la distancia angular en la esfera celeste desde el plano del ecuador celeste hasta la luminaria y suele expresarse en grados , minutos y segundos de arco. La declinación es positiva al norte del ecuador celeste y negativa al sur.
- Un objeto en el ecuador celeste tiene una declinación de 0°
- La declinación del polo norte de la esfera celeste es +90°
- Declinación sur −90°
La declinación siempre tiene signo, incluso si la declinación es positiva.
La declinación de un objeto celeste que pasa por el cenit es igual a la latitud del observador (suponiendo que la latitud norte es + y la latitud sur es negativa). En el hemisferio norte de la Tierra para una latitud φ dada, los objetos celestes con declinación δ > +90° − φ no van más allá del horizonte, por lo que se denominan no ponientes . Si la declinación del objeto es δ < −90° + φ, entonces el objeto se llama no ascendente , lo que significa que no es observable en la latitud φ. [una]
Sistema de coordenadas de la eclíptica
En este sistema, el plano principal es el plano de la eclíptica . En este caso, una coordenada es la latitud eclíptica β y la otra es la longitud eclíptica λ .
La latitud eclíptica β de la luminaria es el arco del círculo de latitud de la eclíptica a la luminaria, o el ángulo entre el plano de la eclíptica y la dirección a la luminaria. Las latitudes eclípticas se miden desde 0° hasta +90° hasta el polo norte de la eclíptica y desde 0° hasta −90° hasta el polo sur de la eclíptica .
La longitud eclíptica λ de la luminaria se llama el arco de la eclíptica desde el punto del equinoccio de primavera hasta el círculo de latitud de la luminaria, o el ángulo entre la dirección al punto del equinoccio de primavera y el plano del círculo de latitud de la luminaria. Las longitudes de la eclíptica se miden en la dirección del movimiento anual aparente del Sol a lo largo de la eclíptica, es decir, de oeste a este del equinoccio vernal en el rango de 0° a 360°.
Sistema de coordenadas galácticas
En este sistema, el plano principal es el plano de nuestra Galaxia . En este caso, una coordenada es la latitud galáctica b y la otra es la longitud galáctica l .
La latitud galáctica b de la luminaria es el arco del círculo de latitud galáctica desde la eclíptica a la luminaria, o el ángulo entre el plano del ecuador galáctico y la dirección a la luminaria.
Las latitudes galácticas se miden desde 0° hasta +90° hacia el polo norte galáctico y desde 0° hasta −90° hacia el polo sur galáctico .
La longitud galáctica l de la luminaria es el arco del ecuador galáctico desde el punto de referencia C hasta el círculo de latitud galáctica de la luminaria, o el ángulo entre la dirección al punto de referencia C y el plano del círculo de latitud galáctica de la luminaria Las longitudes galácticas se cuentan en sentido contrario a las agujas del reloj cuando se ven desde el polo norte galáctico, es decir, al este del punto de referencia C , con un rango de 0° a 360°.
El punto de referencia C está cerca de la dirección al centro galáctico, pero no coincide con él, ya que este último, debido a la ligera elevación del sistema solar sobre el plano del disco galáctico, se encuentra aproximadamente 1° al sur del ecuador galáctico. El punto de referencia C se elige de modo que el punto de intersección de los ecuadores galáctico y celeste con ascensión recta 280° tenga una longitud galáctica de 32,93192° (en la época 2000 ).
Las coordenadas del punto de referencia C para la época 2000 en el sistema de coordenadas ecuatoriales son:
Historia y aplicación
Las coordenadas celestes ya se usaban en la antigüedad. La descripción de algunos sistemas está contenida en los escritos del antiguo geómetra griego Euclides (alrededor del 300 a. C.). El catálogo de estrellas de Hiparco publicado en el Almagesto de Ptolomeo contiene las posiciones de 1022 estrellas en el sistema de coordenadas celestes de la eclíptica.
Las observaciones de cambios en las coordenadas celestes han dado lugar a los mayores descubrimientos de la astronomía, que son de gran importancia para el conocimiento del Universo. Estos incluyen los fenómenos de precesión , nutación , aberración , paralaje , movimientos propios de las estrellas y otros. Las coordenadas celestes permiten resolver el problema de medir el tiempo, determinando las coordenadas geográficas de varios lugares de la superficie terrestre. Las coordenadas celestes se utilizan ampliamente para compilar varios catálogos estelares, para estudiar los movimientos reales de los cuerpos celestes, tanto naturales como artificiales, en mecánica celeste y astrodinámica, y para estudiar la distribución espacial de las estrellas en problemas de astronomía estelar.
Uso de diferentes sistemas de coordenadas
Uso del sistema de coordenadas topocéntricas horizontales
El sistema de coordenadas topocéntricas horizontales es utilizado por un observador ubicado en un lugar determinado en la superficie del globo para determinar la posición de cualquier luminaria en el cielo.
Las coordenadas de los cuerpos celestes en este sistema de coordenadas se pueden obtener con la ayuda de instrumentos goniométricos y durante las observaciones con un telescopio montado en una instalación de azimut .
La mayoría de los programas informáticos astronómicos son capaces de generar las posiciones de las estrellas en un sistema de coordenadas dado.
Al observar, se debe tener en cuenta una corrección por refracción .
Usando el primer sistema de coordenadas ecuatoriales
El primer sistema de coordenadas ecuatoriales se utiliza para determinar la hora exacta y para las observaciones con un telescopio montado en una instalación ecuatorial .
Uso del segundo sistema de coordenadas ecuatoriales
El segundo sistema de coordenadas ecuatoriales se acepta generalmente en astrometría .
En el sistema de coordenadas heliobaricéntrico ecuatorial, se compilan mapas estelares modernos y se describen las posiciones de las estrellas en los catálogos. En este caso, las coordenadas de las luminarias se reducen a una determinada posición del ecuador celeste y del equinoccio de primavera, es decir, a una determinada época (en astronomía se utilizan las épocas B1950 y J2000.0 ).
El sistema de coordenadas geocéntricas ecuatoriales se diferencia del sistema de coordenadas heliobaricéntricas ecuatoriales en que las coordenadas de las estrellas se corrigen en él debido al fenómeno de la paralaje anual , y la posición del ecuador celeste y el equinoccio vernal se dan a la fecha actual.
Usando el sistema de coordenadas de la eclíptica
El sistema de coordenadas geocéntricas de la eclíptica se usa en mecánica celeste para calcular la órbita de la luna , y también es el principal o el único en la mayoría de las escuelas de astrología .
El sistema de coordenadas heliocéntrico de la eclíptica se utiliza para calcular las órbitas de los planetas y otros cuerpos del sistema solar que giran alrededor del sol.
Aplicación de varios sistemas de coordenadas celestes
En la práctica, como regla, se requiere usar varios sistemas de coordenadas. Por ejemplo, para calcular la posición de la Luna en el cielo, primero debe calcular las coordenadas de la Luna en el sistema de coordenadas geocéntricas de la eclíptica, volver a calcular las coordenadas en el sistema de coordenadas geocéntricas ecuatoriales y luego cambiar al sistema de coordenadas topocéntricas horizontales.
Véase también
Notas
- ↑ Siegel F. Yu. Tesoros del cielo estrellado: una guía de las constelaciones y la Luna / Ed. G. S. Kulikova. - 5ª ed. - M. : Nauka, 1986. - S. 57-58. — 296 págs. - 200.000 copias.
Literatura
- Inteligente, William Marshall. Libro de texto sobre astronomía esférica. — Prensa de la Universidad de Cambridge , 1949.
- Lang, Kenneth R. Fórmulas astrofísicas. - Springer, 1978. - ISBN 3-540-09064-9 .
- Taff, LG Astronomía esférica computacional. —Wiley, 1980.
- Kartunen, H.; Kröger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, HJ Astronomía fundamental. - 2006. - ISBN 978-3-540-34143-7 .
- Roth, GD Handbuch für Sternenfreunde. — Springer. — ISBN 3-540-19436-3 .
Enlaces
- nuevas _ _ _ _
- SOFA , los Estándares de Astronomía Fundamental de la IAU , un conjunto accesible y autorizado de algoritmos y procedimientos que implementan modelos estándar utilizados en astronomía fundamental
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