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sistema de coordenadas en la esfera celeste De Wikipedia, la enciclopedia libre
Las coordenadas celestes son el conjunto de valores que, de acuerdo con un determinado sistema de referencia, dan la posición de un objeto en la esfera celeste. Existen diversas coordenadas celestes según cuál sea su origen y plano de referencia. Una primera clasificación las divide en dos grandes grupos, según se trate de coordenadas cartesianas o coordenadas esféricas.
Los sistemas de coordenadas astronómicas' (o celestes) son disposiciones organizadas para especificar las posiciones de satélites, planetas, estrellas, galaxias y otros objetos celestes en relación con puntos de referencia físicos disponibles para un observador situado (por ejemplo, el horizonte verdadero y el norte para un observador en la superficie de la Tierra).[1] Sistema de coordenadas en astronomía pueden especificar la posición de un objeto en espacio tridimensional o plot simplemente su dirección en una esfera celeste, si la distancia del objeto es desconocida o trivial.
Las coordenadas esféricas, proyectadas sobre la esfera celeste, son análogas al sistema de coordenadas geográficas utilizado sobre la superficie de la Tierra. Se diferencian en la elección del plano fundamental, que divide la esfera celeste en dos hemisferios iguales a lo largo de un gran círculo. Coordenadas rectangulares, en unidades apropiadas, tienen el mismo plano fundamental (x, y) y dirección primaria eje (x), como una eje de rotación. Cada sistema de coordenadas recibe el nombre de su elección de plano fundamental.
Esta descripción de la orientación del sistema de referencia está algo simplificada; la orientación no es del todo fija. Un movimiento lento del eje de la Tierra, 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. A esto se superpone un movimiento menor de la eclíptica, y una pequeña oscilación del eje de la Tierra, nutación.[2]
Para fijar la dirección primaria exacta, estos movimientos obligan a especificar el equinoccio de una fecha concreta, conocida como epoc, a la hora de dar una posición. Las tres más utilizadas son:
Por tanto, una posición en el sistema de coordenadas ecuatoriales suele especificarse como equinoccio verdadero y ecuador de la fecha, equinoccio medio y ecuador de J2000.0, o similar. Nótese que no existe una eclíptica media, ya que la eclíptica no está sujeta a pequeñas oscilaciones periódicas.[3]
La siguiente tabla enumera los sistemas de coordenadas más utilizados por la comunidad astronómica. El plano fundamental divide la esfera celeste en dos hemisferios iguales y define la línea base para las coordenadas de latitud, similar al ecuador en el sistema de coordenadas geográficas. Los polos se sitúan a ±90° del plano fundamental. La dirección primaria es el punto de partida de las coordenadas longitudinales. El origen es el punto de distancia cero, el "centro de la esfera celeste", aunque la definición de esfera celeste es ambigua sobre la definición de su punto central.
| Sistema de Coordenadas | Centro (origen) | Polos | Plano de referencia
(0° latitud) |
Coordenadas | Dirección principal
(0° longitud) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Latitud | Longitud | |||||
| Horizontales (altazimutales) | Observador (coordenadas topocéntricas) | Cenit y nadir | Horizonte | Altura (a) o elevación | Azimut (A) | Puntos cardinales Norte o Sur en el horizonte |
| Horarias | Polos celestes | Ecuador celeste | Declinación (δ) | Ángulo horario (HA o h) | Meridiano del observador | |
| Ecuatoriales | Desde el centro de la Tierra (coordenadas geocéntricas). | Ascensión recta (AR o α) | Punto Aries o punto vernal | |||
| Eclípticas | Suele expresarse de dos maneras:
|
Polos eclípticos | Eclíptica | Latitud celeste (β) | Longitud celeste (λ) | |
| Galácticas | Desde el centro galáctico que, desde nuestra posición en el Sol, se ubica en la constelación de Sagitario. | Polos galácticos | Plano galáctico | Latitud galáctica (b) | Longitud galáctica (l) | Centro galáctico |
| Supergalácticas | Polos supergalácticos | Plano supergaláctico | Latitud supergaláctica (SGB) | Longitud supergaláctica (SGL) | Intersección del plano galáctico con el plano supergaláctico | |
teniendo en cuenta que:
El sistema horizontal, o altitud-azimut, se basa en la posición del observador en la Tierra, que gira alrededor de su propio eje una vez por día sideral (23 horas, 56 minutos y 4,091 segundos) en relación con el fondo estelar. El posicionamiento de un objeto celeste por el sistema horizontal varía con el tiempo, pero es un sistema de coordenadas útil para localizar y seguir objetos para los observadores en la Tierra. Se basa en la posición de las estrellas respecto al horizonte ideal de un observador.
El sistema de coordenadas ecuatoriales está centrado en el centro de la Tierra, pero fijo respecto a los polos celestes y al equinoccio de marzo. Las coordenadas se basan en la ubicación de las estrellas con respecto al ecuador de la Tierra si se proyectara a una distancia infinita. El ecuador describe el cielo visto desde el Sistema Solar, y los mapas estelares modernos utilizan casi exclusivamente coordenadas ecuatoriales.
El sistema ecuatorial es el sistema de coordenadas normal para la mayoría de los astrónomos profesionales y muchos aficionados que tienen una montura ecuatorial que sigue el movimiento del cielo durante la noche. Los objetos celestes se encuentran ajustando las escalas del telescopio o de otro instrumento para que coincidan con las coordenadas ecuatoriales del objeto seleccionado para observar.
Las opciones más populares de polo y ecuador son los antiguos sistemas B1950 y el moderno J2000, pero también se puede utilizar un polo y ecuador "de fecha", es decir, uno apropiado para la fecha que se esté considerando, como cuando se realiza una medición de la posición de un planeta o nave espacial. También hay subdivisiones en coordenadas "medias de fecha", que promedian o ignoran la nutación, y "verdaderas de fecha", que incluyen la nutación.
El plano fundamental es el plano de la órbita de la Tierra, llamado plano eclíptico. Existen dos variantes principales del sistema de coordenadas eclípticas: coordenadas eclípticas geocéntricas centradas en la Tierra y coordenadas eclípticas heliocéntricas centradas en el centro de masa del Sistema Solar.
El sistema de la eclíptica geocéntrica era el principal sistema de coordenadas de la astronomía antigua y sigue siendo útil para calcular los movimientos aparentes del Sol, la Luna y los planetas.[4]
El sistema heliocéntrico de la eclíptica describe el movimiento orbital de los planetas alrededor del Sol, y se centra en el baricentro del Sistema Solar (es decir, muy cerca del centro del Sol). El sistema se utiliza principalmente para calcular las posiciones de los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar, así como para definir sus elementos orbitales.
El sistema de coordenadas galácticas utiliza el plano aproximado de nuestra galaxia como plano fundamental. El Sistema Solar sigue siendo el centro del sistema de coordenadas, y el punto cero se define como la dirección hacia el centro galáctico. La latitud galáctica se asemeja a la elevación sobre el plano galáctico y la longitud galáctica determina la dirección relativa al centro de la galaxia.
El sistema de coordenadas supergaláctico corresponde a un plano fundamental que contiene un número superior a la media de galaxias locales en el cielo visto desde la Tierra.
En las coordenadas rectangulares o cartesianas se toman tres ejes , , , perpendiculares entre sí, y secantes en un punto origen que puede ser el Sol (coordenadas heliocéntricas) o la Tierra (coordenadas geocéntricas). Sea por ejemplo el punto de coordenadas .
Las coordenadas esféricas se emplean para superficies esféricas como la esfera celeste y la superficie de un planeta
La mayoría de las coordenadas celestes son coordenadas esféricas.
En astronomía, por lo general la posición de un astro se determina mediante coordenadas polares o esféricas. Sin embargo, dado que desde un principio la distancia r es desconocida, solo nos preocupará la dirección del astro, que es determinable mediante dos coordenadas. Para esto lo que se hace es proyectar todos los astros sobre una esfera de radio arbitrario, que se denomina esfera celeste. Tal esfera está centrada en el observador. En realidad el observador, prescindiendo de irregularidades topográficas, solo ve una semiesfera celeste limitada por un plano que pasa por el pie del observador y que corta a la esfera celeste en un círculo llamado horizonte.
Atendiendo a la posición del observador, se distinguen:
Atendiendo a que sus valores dependan o no de la posición del observador las coordenadas se clasifican en:
Considerando el plano de referencia se tienen:
Los ángulos se miden en radianes o grados, pero en astronomía también se miden en horas. Un ángulo de 1 hora equivale a 15º (dado que la Tierra gira 15° en una hora). El ángulo horario y la ascensión recta se podrían medir en grados sexagesimales pero se miden en horas.
Sus divisores son: 1 hora = 60 minutos (min).
1 minuto = 60 segundos 1 min = 60 s.
Una relación útil es 1° = 4 minutos.
La ascensión recta es un ángulo que se mide en horas, minutos y segundos.
Así, AR = 3 h 25 min 13 s = 3,4202777… h = 51,304166…° = 51°18′15″.
La conversión de coordenadas celestes permite pasar de unas coordenadas a otras por ejemplo de eclípticas a ecuatoriales, como otra conversión nos permitirá pasar de ecuatoriales a horarias, las conversiones sucesivas nos permiten cualquier transformación entre coordenadas. Supongamos que un día observamos un objeto en coordenadas horizontales, sí anotamos nuestra posición sobre la Tierra y el instante temporal podremos llegar hasta las coordenadas ecuatoriales o eclípticas.
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