Coordenadas celestes

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Puntos de coordenadas celestes

Las coordenadas celestes se utilizan para identificar la posición de las estrellas en la esfera celeste . Alternativamente, dado que en realidad tienen diferentes distancias de nosotros, las coordenadas celestes identifican una dirección orientada , es decir, un rayo que se origina en el observador y pasa por la estrella.

Coordenadas horizontales

Las coordenadas altazimutales con respecto a un observador en la Tierra colocado en el centro del Universo.

Las coordenadas horizontales , también llamadas coordenadas altazimutales , dependen de la posición relativa del observador con respecto a la estrella y se refieren al observador, un supuesto inmóvil con respecto al movimiento de la Tierra ; por lo tanto, para cada cuerpo celeste (en movimiento relativo con respecto a la Tierra), varían continuamente a lo largo del tiempo .

Se toman como referencias :

  • el horizonte , la circunferencia máxima que separa el hemisferio celeste visible del no visible;
  • el meridiano local , la circunferencia máxima que pasa por el cenit del observador y los polos , que se encuentra con el horizonte en los puntos norte y sur ;
  • el pie de la estrella, el punto en el horizonte más cercano a la estrella, correspondiente al punto en el horizonte identificado por el meridiano que pasa por la estrella.

Entonces, cómo se obtienen las coordenadas:

  • En ordenadas : la altura (h) es la distancia angular de la estrella al horizonte, y varía entre -90 ° y + 90 °.
  • En abscisas : el acimut (A) es la distancia angular entre el punto norte y el pie de la estrella (correspondiente a la distancia angular entre el meridiano local y el meridiano que pasa por la estrella), medida en el sentido de las agujas del reloj, y varía entre 0 ° y 360 °.

Los círculos más pequeños formados por puntos de igual altura son los círculos de altura o almucantarats .

Los semicírculos máximos que incluyen los puntos de un acimut determinado se denominan verticales .

A veces, en lugar de la altura, se usa la distancia del cenit (z), que es la distancia angular de la estrella al cenit del observador y que varía de 0 ° a 180 °. Por tanto, z es el ángulo complementario de h , de hecho z + h = 90 °.

Coordenadas ecuatoriales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: sistema de coordenadas ecuatoriales .

Hay dos tipos de coordenadas ecuatoriales: de hecho, hablamos de un sistema ecuatorial fijo (también llamado sistema de coordenadas ecuatoriales por hora ) y un sistema ecuatorial móvil (también llamado sistema de coordenadas ecuatorial celeste ).

Coordenadas ecuatoriales por hora

En el primer sistema ecuatorial se toman como referencias

  • como plano de referencia el ecuador celeste , es decir, la intersección del plano del ecuador terrestre con la esfera celeste
  • el punto medio del cielo M se elige como punto de referencia, que es la intersección del meridiano local y el ecuador celeste.

Por tanto, las coordenadas del sistema ecuatorial fijo son:

  • el ángulo horario , que es la distancia angular entre el punto M del cielo medio y la intersección del meridiano celeste que pasa por la estrella con el ecuador celeste; se mide en horas, minutos y segundos (0 ^ h, 24 ^ h) comenzando desde el punto M en el sentido de las agujas del reloj ;
  • declinación , es decir, la distancia angular entre la intersección del meridiano celeste de la estrella y el ecuador celeste y la propia estrella, medida a lo largo del meridiano celeste; se mide en grados, minutos y segundos (0 °, 90 °) partiendo del ecuador celeste hasta los polos celestes, y hablamos de declinación positiva en el hemisferio norte y declinación negativa en el sur .

Si bien la declinación no cambia con el observador, el ángulo horario sí lo hace.

Coordenadas ecuatoriales celestes

Se introduce otro sistema de referencia, el sistema ecuatorial móvil, en el que las coordenadas no varían con la posición del observador, lo que permite por tanto una localización completamente independiente de la posición del observador, y con el movimiento diurno de la esfera celeste.

Se toman como referencias:

  • el ecuador celeste ;
  • los círculos horarios (o meridianos);
  • el punto del carnero (γ), que es una de las dos intersecciones de la eclíptica (el plano en el que se encuentra el movimiento aparente del Sol con respecto a la Tierra, que está inclinado con respecto al ecuador celeste en un ángulo de 23 ° 26 '32 ) con el ecuador celeste: es el punto donde el sol pasa del hemisferio sur al norte.

Las coordenadas son:

  • la declinación (δ) de una estrella es su distancia angular desde el ecuador celeste (desde -90 °, en el polo sur, hasta + 90 ° en el polo norte);
  • la ascensión recta (α) de un cuerpo celeste es la distancia angular entre el punto del carnero y la intersección de su círculo horario con el ecuador celeste; se mide desde el punto del golpe de ariete en sentido antihorario en grados (0 °, 360 °) o su equivalente en horas configurando 1h = 15 °.

A veces, en lugar de la declinación, se usa la distancia polar (p), que es la distancia angular de la estrella al polo norte celeste y que varía de 0 ° a 180 °. En cualquier caso, dado que se trata de ángulos complementarios, p + δ = 90 °.

Conversión entre coordenadas de diferentes sistemas de referencia

Para pasar de las coordenadas de un sistema de referencia a las de otro, se deben realizar transformaciones matemáticas .

con Z = ángulo acimutal.

Coordenadas galácticas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: sistema de coordenadas galáctico .

Las coordenadas galácticas toman como plano de referencia el galáctico , que forma un ángulo de 62 ° 41 'con el ecuador celeste, y como dirección de origen la del centro galáctico identificado por medidas de radioastronomía y ubicado en la constelación de Sagitario ( 30s α = 17h 42m, y δ = -28 ° 55 ' 18 ").

Estas referencias permiten definir un polo norte y un polo sur galáctico a través de la dirección normal al plano galáctico y pasando por el Sol. El polo norte galáctico tiene coordenadas ecuatoriales α = 12h 49m y δ = + 27 ° 24 '.

Definimos una longitud galáctica (l) y una latitud galáctica (b), ambas medidas en grados.

La latitud galáctica se mide en los grandes círculos que pasan por los polos y varía de b = -90 ° (polo sur galáctico) a b = + 90 ° (polo norte galáctico).

La longitud galáctica varía de l = 0 ° (centro de la galaxia) a = 360 ° y aumenta en la dirección de rotación de la Vía Láctea (vista desde el polo norte, la longitud aumenta en sentido antihorario).

Cambios en las coordenadas celestes

Debido a los movimientos a largo plazo de la Tierra (en primer lugar el conocido como precesión de los equinoccios ), las estrellas no tienen coordenadas celestes completamente fijas sino que se mueven con el tiempo. Este movimiento es independiente del movimiento propio de las estrellas , porque es un movimiento del observador más que de la estrella. A simple vista y a escalas de pocos años es imperceptible, pero para las observaciones astronómicas surge el problema de especificar a qué instante se refiere una coordenada. Por tanto, se inventó el concepto de época : todas las coordenadas se especifican con respecto a una época, y existen algoritmos para pasar de una época a otra.

Aunque la extensión del desplazamiento puede parecer insignificante en períodos cortos, en una escala de tiempo de milenios puede dar lugar a variaciones considerables en las posiciones de las estrellas; por ejemplo, en unos 13000 años, el polo norte celeste estará indicado por Vega y ya no por la estrella polar .

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