Época (astronomía)

Una época en astronomía (del griego έποχή  - "detener") es un punto en el tiempo seleccionado para el cual se determinan las coordenadas astronómicas o elementos de la órbita de los cuerpos celestes.

Dado que las coordenadas aparentes de un objeto pueden cambiar debido a la precesión y la nutación , así como al movimiento propio , al medir las coordenadas, es necesario tener en cuenta en qué momento se midieron [1] [2] .

Los valores exactos de tales parámetros en ciertos momentos permiten predecir las coordenadas de un objeto en momentos futuros: en particular, esto es necesario para compilar efemérides .

Cambio de sistemas de coordenadas

El plano del ecuador cambia de posición debido a la precesión, y el plano de la eclíptica cambia de posición debido a las perturbaciones de otros planetas. Estos planos se utilizan en las definiciones de los sistemas de coordenadas ecuatoriales y eclípticas , respectivamente, y el equinoccio vernal, uno de sus dos puntos de intersección, se utiliza en la definición de ambos sistemas. La época para la cual se determina la posición de estos planos y el equinoccio vernal se denomina época del equinoccio [1] .

Estas razones no están relacionadas de ninguna manera con el movimiento propio de los cuerpos, en particular, en órbita. Por lo tanto, por ejemplo, para los planetas menores del Sistema Solar, no todos los elementos de la órbita están indicados para la época estándar elegida  ; en este momento, su función la realiza J2000.0 . Aquellos de ellos que no dependen de la elección de sistemas de coordenadas a veces se indican para una época diferente. De los elementos keplerianos de la órbita , la longitud del nodo ascendente, el argumento del periapsis y la inclinación dependen de la elección de las coordenadas - estas coordenadas se indican para la época estándar. El semieje mayor, la excentricidad y la anomalía media no dependen de ellos y se indican, por regla general, para la época actual [3] .

Obsolescencia por edad

Si el sistema de coordenadas se definió para cualquier época del equinoccio, entonces, en teoría, se puede usar tanto como se quiera, aunque esto no siempre será conveniente. Sin embargo, las órbitas de los planetas son inestables debido a las perturbaciones de otros cuerpos y las coordenadas de las estrellas son inestables debido a su propio movimiento. Es decir, tarde o temprano estos parámetros diferirán demasiado de los medidos para alguna época, y su uso se hará imposible.

Sin embargo, con el desarrollo de la mecánica celeste , se supo por qué leyes cambian los elementos de las órbitas planetarias bajo la influencia de las perturbaciones, y fue posible predecirlos aproximando la función de dependencia de los elementos en el tiempo mediante un polinomio.

Algunas épocas deben usarse durante mucho tiempo por otras razones. Por ejemplo, los límites de las constelaciones , aprobados por la Unión Astronómica Internacional, están calculados para la época de 1875, y no han cambiado hasta el momento. Por lo tanto, para determinar con precisión en qué constelación, por ejemplo, se encuentra un planeta, es necesario determinar sus coordenadas para la época de 1875 [4] [5] .

Cambio de eras estándar

Debido al hecho de que las épocas estándar se vuelven obsoletas con el tiempo, periódicamente deben cambiarse y recalcularse las coordenadas de una época a otra. La época utilizada actualmente es J2000.0 , que corresponde al 1 de enero de 2000 a las 12:00 TT . En 1976, en la asamblea de la Unión Astronómica Internacional, se decidió utilizar esta época de 1984; antes de eso, se utilizaron sucesivamente las épocas B1875.0, B1900.0 y B1950.0. Las coordenadas se recalculan multiplicándolas por la matriz de rotación, que es la misma para todos los objetos y depende únicamente de la posición del plano principal del sistema de coordenadas y el punto de referencia en él [4] [5] [6] .

La historia del término

Los sistemas de coordenadas ecuatoriales y eclípticas, que se utilizan con mayor frecuencia en astronomía, se definen en relación con el equinoccio vernal , que a su vez está determinado por la orientación mutua del eje de rotación de la Tierra y su órbita alrededor del Sol. La orientación del eje de la tierra cambia (aunque bastante lentamente), por ejemplo, como resultado de la precesión. Durante largos períodos de tiempo, los cambios son bastante notables. Por ejemplo, en la época de Hipparchus (siglo II aC), el equinoccio vernal estaba en la constelación de Aries, y ahora se encuentra en la constelación de Piscis. Por lo tanto, para comparar las observaciones realizadas en diferentes épocas, se hizo necesario indicar la época en que se realizaron exactamente.

Notas

  1. ↑ 1 2 Zharov V. E. Astronomía esférica . - Fryazino: Vek 2, 2006. - S.  101 -106. — 480 s. - ISBN 5-85099-168-9.
  2. ↑ Soop, Manual EM de órbitas geoestacionarias. - Springer, 1994. - ISBN 978-0-7923-3054-7 .
  3. ↑ Explicación de los elementos orbitales .
  4. ↑ 12 EE . UU. _ Oficina de Almanaque Náutico del Observatorio Naval, Oficina de Almanaque Náutico; Oficina Hidrográfica del Reino Unido, Oficina de Almanaque Náutico de HM. Escalas de tiempo y sistemas de coordenadas, 2010 // El almanaque astronómico del año 2010  . — Gobierno de EE. UU. Imprenta, 2008. - P. B2.
  5. ↑ 1 2 Aoki, S.; Soma, M.; Kinoshita, H.; Inoue, K. Matriz de conversión de posiciones de estrellas basadas en la época B 1950.0 FK 4 a posiciones de la época J 2000.0 de acuerdo con las nuevas resoluciones de la IAU  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1983. - Diciembre ( vol. 128 , n. 3 ). - pág. 263-267 . — ISSN 0004-6361 . - .
  6. ↑ Moulton (1918), págs. 92-95.

Enlaces

 órbitas