Astronomía

Conversión de plano invariable en eclíptica J2000

Conversión de plano invariable en eclíptica J2000


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He estado siguiendo la respuesta dada por Mike G aquí: Cómo calcular la orientación de los planetas en la época actual para que los planetas tengan la orientación correcta en mi programa, pero todos los ángulos están en el plano invariable, ¿cómo se convierte eso a el plano de la eclíptica J2000? He estado atascado en esto durante horas y me duele la cabeza, ¡cualquier ayuda sería muy apreciada!


Charla: sistema de coordenadas de la eclíptica

Pensé que este era el lugar para explicar una serie de cambios relacionados que hice. Reestablecí los artículos de latitud eclíptica y longitud eclíptica, porque los artículos huérfanos de latitud celestial y longitud celeste se habían convertido en redireccionamientos a declinación y ascensión recta, que están bastante mal. Necesitaban algo a lo que apuntar y ahora redirigen a los artículos restaurados de latitud eclíptica y longitud eclíptica. SteveMcCluskey 05:22, 20 de febrero de 2007 (UTC)

Una pregunta: las estrellas en la eclíptica son estables, también lo es más o menos el polo eclíptico, el polo alrededor del cual gira el polo norte o sur en unos 25000 años (me refiero aquí al polo eclíptico y la eclíptica son estables en millones de años , que tienen que ver con el movimiento de las estrellas y la galaxia y no la precesión). Tengo la impresión de que esto no está tan claro en el artículo (por supuesto que puede serlo, que no lo he entendido bien) Yormomo (charla) 00:23, 23 de febrero de 2012 (UTC)

He intentado implementar funciones basadas en el texto proporcionado en esta sección y debo confesar que estoy totalmente confundido. Si consideramos el primer caso de conversión de la eclíptica (RA, Dec) a ecuatorial (lat, lon), entonces para decir lo obvio, sabemos (RA, Dec) pero no sabemos (lat, lon), pero el artículo dice lo siguiente: si conocemos las 4 variables. Por ejemplo, la primera línea del algoritmo dice "Calcule los términos a la derecha del signo = de las 3 ecuaciones dadas anteriormente", pero ¿cómo es posible hacer esto si aún no sabemos (lat, lon)?

Si sabe (RA, Dec), calcula los lados derechos del segundo conjunto de ecuaciones. Si sabe (lat, lon), calcula los lados derechos del primer conjunto de ecuaciones. —Tamfang (conversación) 07:39, 4 de abril de 2008 (UTC)

La segunda línea del algoritmo establece "tomando el cos α cos δ como el valor X". ¿Debemos interpretar esto x = cos α cos δ o x = cos λ cos β porque si es la segunda versión, nuevamente no conocemos lambda y beta?

Sugeriría interpretar "α" como α y "δ" como δ, pero así soy yo, puede que encuentres algún otro enfoque más útil. —Tamfang (conversación) 07:39, 4 de abril de 2008 (UTC)

La línea de cierre de la sección del algoritmo dice "De manera similar para la transformación ecuatorial a eclíptica". Después de codificar lo que pensé que era el algoritmo, haciendo el cálculo inverso, no obtengo los valores originales (RA, Dec) de los valores de la computadora (lat, lon). Lo que realmente se necesita para esta página es un ejemplo. gmseed 28/03/2008

Si lo entiendo bien, los algoritmos de conversión no toman en consideración la precesión. Yormomo (charla) 00:17, 23 de febrero de 2012 (UTC) Pero ahora veo que la precesión está incluida en las coordenadas ecuatoriales, por lo que están bien 93.82.149.44 (charla) 17:41, 23 de febrero de 2012 (UTC)

El artículo parece ser exclusivamente sobre esférico coordenadas de la eclíptica y no dice nada sobre el sistema de coordenadas rectangulares 3D (x, y, z) que se usa ampliamente en cálculos orbitales y posicionales. ¿Quizás el artículo podría titularse mejor "Sistema de coordenadas de la eclíptica esférica"? Pomona17 (charla) 13:11, 8 de noviembre de 2008 (UTC)

La redacción del párrafo sobre las coordenadas xyz es confusa. Lo estoy cambiando, y puedes ver si eso es mejor o peor. Persona amistosa (charla) 16:50, 30 de agosto de 2015 (UTC)

No, no funciona. el eje x hacia el equinoccio de primavera, es decir, el lugar de la órbita terrestre donde la tierra pasa del invierno al verano. (En este punto de la órbita, los observadores en la Tierra ven al Sol cruzar el ecuador celeste en dirección norte). Estos son dos lados opuestos de la órbita de la Tierra. Mira el diagrama. El eje x se extiende desde el lugar donde se ve el Sol (desde la Tierra) en el equinoccio de junio, no donde está la Tierra en ese momento. Sí, la Tierra está en el lado negativo del eje x, pero ahí no es donde está el origen. Tfr000 (hablar) 17:38, 30 de agosto de 2015 (UTC) Estoy de acuerdo con el cambio de Friendly person. No pude entender el comentario de Tfr000 de que no hay equinoccio de junio, pero hay un solsticio de junio, que no tiene nada que ver con esta discusión. Jc3s5h (hablar) 18:18, 30 de agosto de 2015 (UTC) Ahora que lo veo, estoy pensando que mi cambio, aunque quizás en inglés más simple, tenía algo incorrecto. Se podría definir un sistema de coordenadas de cualquier forma que sea útil, pero estamos tratando de encontrar el que corresponda a las coordenadas polares estándar. Parece que, en el equinoccio de primavera, el sol está a 0 grados de longitud celeste, es decir. la tierra está de hecho en la parte negativa del eje x. Dado que este es un artículo en el que alguien podría confiar para algo importante, como programar un sistema de navegación, lo arreglaré de inmediato. Persona amistosa (charla) 00:56, 31 de agosto de 2015 (UTC)

La edición del artículo de Friendly person a las 17:14 del 30 de agosto de 2015 es correcta. La afirmación inmediatamente anterior, "en el equinoccio de primavera, el sol está a 0 grados de longitud celeste" es incorrecta porque el Sol (o el baricentro si lo prefiere) está en el origen y la longitud celeste no está definida. A continuación se muestra el resultado del Almanaque informático interactivo multianual (creado por el Observatorio Naval de EE. UU.) Para mostrar la situación en el equinoccio de marzo:

Vemos que la Tierra está en la dirección x negativa del Sol (es decir, cerca de 180 °). Así, si comenzáramos en la Tierra, que tiene coordenadas aproximadamente (-1 AU, 0 AU, 0 AU), y procedamos en línea recta, pasaríamos por el Sol, que está en (0, 0, 0) y continuaríamos. a la constelación de Piscis. Hace varios miles de años habría sido la cercana constelación de Aires, razón por la cual esta dirección todavía se conoce como el primer punto de Aires. Jc3s5h (charla) 02:12, 31 de agosto de 2015 (UTC)

UPS. no hay equinoccio de junio, pero hay solsticio de junio . marcha equinoccio. Así que ahora, con eso fuera del camino, el equinoccio de primavera, es decir, el lugar de la órbita terrestre donde la tierra pasa del invierno al verano. todavía no funciona. El equinoccio de primavera en la esfera celeste no está en el lugar donde, desde el Sol, parecería estar la Tierra cuando el hemisferio norte pasa del invierno al verano. Es donde estaría el Sol, visto desde la Tierra en ese momento, exactamente opuesto. en el equinoccio de primavera, el sol está a 0 grados de longitud celeste está redactado de manera imprecisa. Debería ser algo así como "en el equinoccio de primavera, el sol parece estar a 0 grados de longitud celeste de la Tierra". Un poco de dolor, estas cosas. Tfr000 (hablar) 02:49, 31 de agosto de 2015 (UTC) Es cierto, el equinoccio no está ubicado en la Tierra, no es un lugar en absoluto, es una dirección. Borré el pasaje ofensivo. No deberíamos definir la misma dirección en varios lugares. Se define a la cabeza si esa definición no es lo suficientemente buena, ahí es donde debería arreglarse. Jc3s5h (charla) 03:22, 31 de agosto de 2015 (UTC) Gracias a todos por ayudarme. Hay dos formas de obtener información: 1) ir a buscarla 2) publicar información incorrecta y la gente lo corregirá. (2) puede ser involuntario como en mi caso aquí (y me disculpo humildemente) o intencional, lo que he visto hecho. Persona amistosa (charla) 13:59, 3 de octubre de 2015 (UTC)

Según la guía del encabezado [el artículo puede ser demasiado técnico para que la mayoría de los lectores lo entiendan], este tema necesita un diagrama para explicar el tema. Bcwilmot (charla) 20:53, 25 de julio de 2010 (UTC)

Este artículo debería hacer alguna referencia al hecho de que las fórmulas que se muestran se obtuvieron mediante trigonometría esférica. Esto abordaría la mayoría de las preocupaciones expresadas anteriormente, incluida la necesidad de un diagrama. - Comentario anterior sin firmar agregado por Alexselkirk1704 (charla • contribuciones) 16:13, 8 de enero de 2011 (UTC)

¿Deberían mencionarse los signos astrológicos? A veces, los signos astrológicos se utilizan como unidades de medida para la longitud de la eclíptica, al igual que las horas se pueden utilizar como unidades de medida para la ascensión recta. (Los signos astrológicos también son una unidad de medida angular (utilizada solo para la longitud de la eclíptica), aunque algunas personas no lo saben.) --Zzo38 (conversación) 05:44, 18 de junio de 2012 (UTC)

Esquemas de la astronomía por John Herschel, 7ª ed. en 1864, no menciona los signos del zodíaco como medida de la longitud de la eclíptica. He visto este trabajo descrito como muy influyente. No me he encontrado alguna trabajo en astronomía que en realidad usa los signos del zodíaco para la longitud, aunque creo que he visto esto mencionado como una práctica histórica. Creo que lo que hay que hacer es dejarlo fuera hasta que algún editor con acceso a fuentes sobre la historia de la terminología matemática, científica o astronómica pueda buscar cuando esta terminología se desvanezca. Jc3s5h (hablar) 11:44, 18 de junio de 2012 (UTC) Sí, se usaron signos astrológicos (360 ° / 12 = 30 ° cada uno), tal vez alrededor de la época de Kepler y antes, pero esto se eliminó bastante rápido una vez que se desarrollaron los dispositivos de medición . No creo que se mencionen mucho en ninguna referencia en inglés. fue lo suficientemente antiguo como para que la mayoría estén en latín. Podría valer una oración o dos si podemos encontrar una referencia. Tfr000 (hablar) 13:23, 18 de junio de 2012 (UTC) Encontré una referencia. Tfr000 (charla) 15:00, 21 de junio de 2012 (UTC) No es cierto que ya no se usen hoy en día, tal vez no se usen con tanta frecuencia hoy en día, aunque, y generalmente los astrólogos lo usan, los astrónomos rara vez lo usan hoy (en el pasado, antes de que se inventara la ciencia, era lo mismo). Los astrónomos usan más comúnmente las coordenadas ecuatoriales hoy, de todos modos (ya que las coordenadas ecuatoriales son más útiles para la observación de estrellas con telescopios que las coordenadas eclípticas). (Todavía utilizo las coordenadas eclípticas y ecuatoriales, y también usaré diferentes unidades dependiendo de lo que se esté haciendo. Tenga en cuenta también que, debe tener una referencia de longitud cero, y cualquier cero de longitud eclíptica se llamará 0 Aries, incluso si no está cerca de esa constelación (los signos y la constelación son dos cosas diferentes, los trópicos de Cáncer / Capricornio corresponden a signos astrológicos, no a constelaciones).) --Zzo38 (conversación) 23:41, 2 de noviembre de 2012 (UTC)

Latitud y longitud de la eclíptica Editar

La latitud y longitud de la eclíptica se definen para los planetas, estrellas y otros cuerpos celestes de una manera muy similar a aquella en la que se definen la latitud y longitud terrestres, pero hay una diferencia especial.

El plano de latitud cero para los objetos celestes es el plano de la eclíptica. Este plano no es paralelo al plano del ecuador celeste, sino que está inclinado hacia él por la oblicuidad de la eclíptica, que actualmente tiene un valor de aproximadamente 23 ° 26 '. La contraparte celeste más cercana a la latitud terrestre es la declinación, y la contraparte celeste más cercana a la longitud terrestre es la ascensión recta. Estas coordenadas celestes tienen la misma relación con el ecuador celeste que la latitud y longitud terrestres con el ecuador terrestre, y también se utilizan con más frecuencia en astronomía que la longitud y latitud celestes.

El eje polar (relativo al ecuador celeste) es perpendicular al plano del ecuador y paralelo al eje polar terrestre. Pero el polo (norte) de la eclíptica, relevante para la definición de latitud eclíptica, es la normal al plano eclíptico más cercano a la dirección del polo norte celeste del Ecuador, es decir, 23 ° 26 ′ de distancia de él.

La latitud de la eclíptica se mide de 0 ° a 90 ° al norte (+) o al sur (-) de la eclíptica. La longitud de la eclíptica se mide de 0 ° a 360 ° hacia el este (la dirección en la que el Sol parece moverse en relación con las estrellas), a lo largo de la eclíptica desde el equinoccio de primavera. El equinoccio en una fecha y hora específicas es un equinoccio fijo, como el del marco de referencia J2000.

Sin embargo, el equinoccio se mueve porque es la intersección de dos planos, y ambos se mueven. La eclíptica es relativamente estacionaria, oscilando dentro de un círculo de 4 ° de diámetro en relación con las estrellas fijas durante millones de años bajo la influencia gravitacional de los otros planetas. El mayor movimiento es un giro relativamente rápido del plano ecuatorial de la Tierra, cuyo polo traza un círculo de 47 ° de diámetro causado por la Luna. Esto hace que el equinoccio avance hacia el oeste a lo largo de la eclíptica alrededor de 50 ″ por año. Este equinoccio en movimiento se llama equinoccio de fecha. La longitud de la eclíptica relativa a un equinoccio en movimiento se utiliza siempre que las posiciones del Sol, la Luna, los planetas o las estrellas en fechas distintas a las de un equinoccio fijo son importantes, como en los calendarios, la astrología o la mecánica celeste. El "error" del calendario juliano o gregoriano siempre es relativo a un equinoccio en movimiento. Los años, meses y días del calendario chino dependen de las longitudes de la eclíptica. de la fecha del Sol y la Luna. Los segmentos zodiacales de 30 ° utilizados en astrología también son relativos a un equinoccio en movimiento. La mecánica celeste (aquí restringida al movimiento de los cuerpos del sistema solar) usa un equinoccio fijo y en movimiento. A veces, en el estudio de los ciclos de Milankovitch, el plano invariable del sistema solar se sustituye por la eclíptica en movimiento. La longitud se puede denominar de 0 a 2 π < displaystyle < begin2 pi end>> radianes en cualquier caso.

Tfr000 (conversación) 15:24, 28 de febrero de 2015 (UTC)

Debido a la precesión axial, la longitud eclíptica de las "estrellas fijas" (referidas al equinoccio de fecha) aumenta en aproximadamente 50,3 segundos de arco por año, o 83,8 minutos de arco por siglo. [1]

  1. ^ J H. Lieske et al. (1977), "Expresiones para las cantidades de precesión basadas en el sistema de constantes astronómicas de la IAU (1976)". Astronomía y astrofísica58, págs. 1-16. Ver pág. 15 donde se da el valor 5029.0966 segundos de arco por siglo.

El problema es que la fuente citada está dando pag = 5029,0966 segundos de arco por siglo juliano. La variable pag se utiliza para la precesión en ascensión recta, es decir, se mide a lo largo del ecuador celeste. Pero la redacción de la adición indicó que se midió a lo largo de la eclíptica, la variable para eso sería ζ. Jc3s5h (charla) 19:57, 28 de febrero de 2016 (UTC)


@ Jc3s5h: Creo que has entendido mal lo que es ζ. (Es la negación de la ascensión recta, en coordenadas de cierta época fija, del nuevo polo norte en alguna otra fecha). Pero estoy de acuerdo en que mi afirmación no era del todo correcta. No es del todo correcto porque el polo de la eclíptica se mueve ligeramente. ¡Entonces la longitud de la eclíptica de una estrella fija cerca del polo de la eclíptica puede cambiar a un ritmo ilimitado! Dado que la eclíptica se mueve mucho menos que el ecuador, lo que escribí es aproximadamente cierto para la mayoría de las estrellas. Lo reformularé. Eric Kvaalen (charla) 09:57, 29 de febrero de 2016 (UTC)

Veo que la fuente dice que 5029.0966 "es la" velocidad de precesión general en longitud ", por lo que, para las definiciones de variables utilizadas en ese documento, sus cifras son válidas. Jc3s5h (hablar) 16:39, 29 de febrero de 2016 (UTC)


1911 Encyclopædia Britannica / Plano invariable

PLANO INVARIABLE, en mecánica celeste (ver Astronomía), ese plano en el que la suma de los momentos de impulso de todos los cuerpos que componen un sistema es un máximo. Deriva su celebridad de la demostración de Laplace de que, cualesquiera que sean las acciones mutuas que puedan estar sometidos todos los cuerpos de un sistema, la posición de este plano permanece invariable.

Se puede llegar a una concepción del mismo de la siguiente manera. Supongamos que desde el centro de gravedad del sistema solar (en lugar del cual podemos, si lo deseamos, tomar el centro del sol), se dibujan líneas o radios vectores para cada cuerpo del sistema solar. A medida que el planeta gira alrededor del centro, cada vector de radio describe una superficie cuya superficie barrida en una unidad de tiempo mide la velocidad del área del planeta. La constancia de esta velocidad en el caso del sol y un solo planeta se formula en la segunda ley de Kepler. A continuación, pase cualquier plano a través del centro de movimiento y proyecte el área recién definida sobre ese plano. Así tendremos una velocidad de área proyectada, cuyo producto por la masa del planeta es el momento de impulso de este último. Forme este producto para cada cuerpo o masa de materia en el sistema, y ​​la suma de los momentos es invariable cualquiera que sea la dirección del plano de proyección. En el caso de un solo cuerpo que gira alrededor del sol, este plano es el de su órbita. Cuando se tienen en cuenta todos los cuerpos del sistema, el plano invariable es una determinada media entre los planos de todas las órbitas.

En el caso del sistema solar, el momento de Júpiter es tan preponderante que la posición del plano invariable no se desvía mucho de la de la órbita de Júpiter. La influencia de Saturno viene a continuación para determinarlo, la de todos los demás planetas es mucho menor. El último cálculo de la posición de este plano es por TJJ Ver, cuyo resultado para la posición del plano invariable es inclinación a la eclíptica 1 ° 35 ′ 7 ″ .74, longitud del nodo en la eclíptica 106 ° 8 ′ 46 ″ .7 ( Ecuación 1850).


Conversión de plano invariable en eclíptica J2000 - Astronomía

Las fórmulas más comúnmente utilizadas para la aplicación rigurosa de la precesión general emplean tres pequeñas rotaciones sucesivas mediante las cuales el sistema de coordenadas ecuatoriales en la época se alinea con el sistema ecuatorial de la fecha. Esta disertación presenta un método alternativo para aplicar la precesión en el que los ángulos de rotación están íntimamente ligados al plano invariable del Sistema Solar. El trabajo involucrado en la construcción de esta teoría se divide claramente en tres partes. Primero, las efemérides planetarias más nuevas del Laboratorio de Propulsión a Chorro, producidas después del encuentro de la Voyager 2 con Neptuno, permiten inferir la orientación del plano invariable con un error estándar del orden de 0 ^ <''> .04. En segundo lugar, los coeficientes en los polinomios de aproximación para los nuevos ángulos se encuentran en términos de sus contrapartes en la teoría IAU actualmente aceptada. Esta "teoría a corto plazo", como la IAU, es válida durante algunos siglos cerca de la actualidad. En tercer lugar, el movimiento del polo norte de la Tierra se integra numéricamente en un lapso de tiempo de un millón de años.Los valores tanto para los ángulos de precesión estándar como para los nuevos se infieren en momentos discretos a partir de la integración, y los polinomios de Chebyshev se ajustan a estos valores, dando el "teoría a largo plazo". Tanto las teorías a largo como a corto plazo son más sencillas de usar que las actuales. Una comparación de las teorías a largo y corto plazo revela dos posibles mejoras en el sistema de constantes de la IAU. Los términos de orden superior en el modelo de Kinoshita para la Tierra rígida, utilizados en la teoría a largo plazo, cambian la derivada temporal de la constante precesional de Newcomb de -0 ^ '. 00369 por siglo juliano a -0 ^ <' '>. 00393 / siglo en la época estándar J2000.0. La investigación de Laskar sobre el movimiento de la eclíptica, también utilizada en la teoría a largo plazo, arroja -46 ^ <''> .8065 / siglo para la tasa de cambio de la oblicuidad frente a la -46 ^ <''> actualmente adoptada .8150 / siglo.


¿Por qué el plano invariable se inclina al plano de la eclíptica?

Primero, ¿sabes cómo se define el plano invariable?

Si. Es la suma de todos los momentos angulares del sistema solar, con respecto a su centro de masa.

De modo que cada planeta (y el Sol) aporta algo, y la mayor contribución proviene de los gigantes gaseosos masivos y lejanos (Júpiter, principalmente).

Digamos que tenemos un sistema solar imaginario poco probable con solo dos planetas, cada uno orbitando a 90 grados con respecto al plano de rotación del otro (como uno orbitando alrededor del ecuador del Sol, el otro haciendo una órbita polar).
La eclíptica de cada planeta es solo el plano de su órbita.
Pero el plano invariable será la suma de sus momentos angulares y estará en algún lugar entre los planos de las dos órbitas.
Si luego tomaras un planeta y simplemente lo desapareces (al estilo de la estrella de la muerte), el plano invariable cambiaría, pero la órbita del otro planeta permanecería casi igual y, como resultado, la insolación promedio de su superficie no cambiaría. Lo mismo si agregaste más planetas a la mezcla.

En otro sistema imaginario, uno de los planetas podría ser tan masivo y contribuir tanto al momento angular total, que el plano invariable casi siempre sería casi el mismo que su plano orbital (es decir, su eclíptica), independientemente de las órbitas. otros planetas pequeños lo habrían hecho.

Es decir, el plano invariable es algo así como una abstracción matemática conveniente (para algunos propósitos), y su inclinación w / r a la órbita de la Tierra no tiene mucho significado por sí misma.

Dicho esto, cambia, porque las órbitas planetarias cambian. Lo que afecta el clima de cualquier planeta dado son estos cambios orbitales individuales, más bien lo que están haciendo otros planetas y cuál es la orientación particular resultante del plano invariable.
Sin embargo, estos cambios son extremadamente lentos. Es posible que desee buscar los ciclos de Milankowitch para obtener más información sobre cómo estos cambios afectan el clima y cuáles son las escalas de tiempo involucradas.


Plano invariable

Definición de plano invariable El Sistema Solar posee dos planos fijos: el del Ecuador Solar y el Plano Invariable - un plano central del Sistema Solar descubierto por Laplace, que, pasando por su centro de gravedad con una inclinación media de alrededor de 1 35 'con respecto a la Eclíptica , es independiente de las perturbaciones mutuas de los planetas. La inclinación de las órbitas de Venus y Mercurio hacia el ecuador solar, algo más de 3 grados, es menor que la de los otros planetas. Dado que estos son los dos planetas más cercanos al Sol, el ecuador solar puede considerarse su plano de referencia. La inclinación de la Tierra a este plano, de poco más de 7 ", es superada solo por la de Plutón. La Eclíptica, el plano de revolución de la Tierra alrededor del Sol, se cruza con el Ecuador Solar en el medio de Géminis y Sagitario, en el que apunta el La Tierra no tiene Latitud Heliográfica Norte o Sur. Sin embargo, los valores de estas inclinaciones y las longitudes de los Nodos planetarios a lo largo de este plano son todos variables debido a los movimientos de las órbitas mismas con respecto al otro gran plano de referencia del Sistema Solar: el Plano invariable - así llamado porque su posición permanece inalterada por cualquier fuerza dentro del sistema. En este plano, los momentos angulares combinados de todos los planetas son máximos. Hay dos clases de perturbaciones en el movimiento elíptico normal sin perturbaciones de los planetas en su órbitas en el espacio: perturbaciones periódicas y perturbaciones seculares. Las perturbaciones periódicas son desviaciones debidas a los tirones gravitacionales de los planetas entre sí. Los planetas han girado un número considerable de veces y, por lo tanto, han estado en todas las relaciones posibles entre sí, estas perturbaciones periódicas se cancelan entre sí. Un ejemplo famoso es la desigualdad de largo período en los movimientos de Júpiter y Saturno, que desplaza sus posiciones aproximadamente un grado, uno hacia adelante y otro hacia atrás, en un período de aproximadamente 918 años. En realidad, su ciclo de recurrencia en el Zodíaco fijo (46 conjunciones distribuidas casi uniformemente en los 12 Signos de ese Zodíaco) es de aproximadamente 913 años, pero la desigualdad lo alarga a 918 años. Por lo tanto, las perturbaciones periódicas están determinadas por los ciclos de recurrencia de segundo orden de los planetas en el Zodíaco fijo. Sin embargo, al final de dicho ciclo de fluctuación, los efectos distorsionadores no se han cancelado por completo y aparecen pequeños residuos restantes en lo que se denominan elementos de las órbitas de los planetas. Como resultado de este residuo, la línea nódica en la que el plano de la órbita de cada planeta se cruza con el plano invariable, se desplaza hacia atrás, en un movimiento precesional de todo el plano de la órbita. Además, la inclinación del plano de la órbita al plano invariable se reduce o aumenta ligeramente. Un tercer efecto es un cambio en la posición del eje mayor, el eje más largo de la elipse orbital. Este cambio puede ser hacia adelante o hacia atrás, pero es más probable que sea hacia adelante para todos los planetas excepto Venus. Finalmente, el eje más corto de la elipse orbital, el eje menor que cruza el eje mayor en el centro de la elipse, aumenta o disminuye su longitud, es decir, la excentricidad de la elipse se vuelve mayor o menor.

Dos grandes maestros de la mecánica celeste, Lagrange y Laplace, demostraron que si bien hay fluctuaciones periódicas en las longitudes de los ejes principales, no hay perturbaciones seculares, oscilaciones a largo plazo. Dado que la duración de la revolución de un planeta alrededor del Sol depende solo del eje mayor, esto significa que, salvo pequeñas fluctuaciones a corto plazo, los períodos de los planetas son constantes. Además, demostraron que las inclinaciones y excentricidades oscilan dentro de límites estrechos que nunca se superan, preservando así la estabilidad del Sistema Solar. Finalmente, mostraron que los planos de la órbita precesan hacia atrás a lo largo del plano invariable, mientras que la mayoría de los ejes principales giran hacia adelante, pasando períodos más breves en movimiento retrógrado real. Solo el eje mayor de Venus pasa más tiempo girando hacia atrás que hacia adelante. Así, el Sistema Solar, a través de un intrincado proceso de ajuste mutuo, mantiene sus configuraciones básicas de órbitas y su estabilidad. A medida que un planeta disminuye su excentricidad e inclinación, una o más órbitas deben estar aumentando al mismo tiempo sus excentricidades e inclinaciones: ¡por lo que la cantidad total de excentricidad e inclinación hacia el plano invariable permanece constante! Esto se ha denominado Magna Charta del Sistema Solar. El difunto Ernest W. Brown demostró que los efectos de la resonancia no pudieron haber sido lo suficientemente grandes en los últimos cien millones de años para haber destruido esta estabilidad ni lo sería en los próximos cien millones de años.

Júpiter, el más masivo de todos los planetas, tiene una inclinación orbital hacia el plano invariable que nunca supera los 0,28 ', ni menos de los 0,14'. Su valor actual es de aproximadamente 0,21 '. Además, los nodos de las órbitas de Júpiter y Saturno en este plano nunca están separados entre sí por mucho menos de 180 °, por lo que estos dos planetas determinan en gran medida la posición del plano invariable, especialmente Júpiter. Según Stockwell, el período medio de su precesión común es 49.972 años. De manera similar, los extremos del perihelio de los ejes principales de las órbitas de Júpiter y Urano nunca se separan mucho menos de 180 ° entre sí. El período medio común para una revolución de sus ejes principales (línea de ábsides) es 348,700 años. Así, Júpiter es el "volante" que equilibra el Sistema Solar, un símbolo perfecto de la justicia y la ley.

La órbita de la Tierra, la eclíptica, nunca puede tener una inclinación hacia el plano invariable superior a 3 6 '. El valor el 1 de enero de 1850 era de 1.35'19.376 "; las cifras están tomadas de las" Variaciones seculares de los ocho planetas principales "de Stockwell, en el" Smithsonian Annual Contributions to Knowledge ", Volumen 18, 1872. Según él, el la excentricidad máxima de la órbita de la Tierra es .0693888 el valor actual .0159. El período de precesión orbital de la Eclíptica en el Plano Invariable es indeterminado, ya que la inclinación mínima de la Eclíptica a ese plano es de 0.00'0 ". De manera similar, la Excentricidad mínima también es 0, por lo que el período medio de movimiento de la línea de Apsides también es indeterminado.


Plano invariable

La plano invariable de un sistema planetario, también llamado Plano invariable de Laplace, es el plano que pasa por su baricentro (centro de masa) perpendicular a su vector de momento angular. En el Sistema Solar, alrededor del 98% de este efecto es contribuido por los momentos angulares orbitales de los cuatro planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). El plano invariable está dentro de 0,5 ° del plano orbital de Júpiter, [1] y puede considerarse como el promedio ponderado de todos los planos orbitales y rotacionales planetarios.

Este plano a veces se denomina "plano de Laplace" o "plano de Laplace" o "plano invariable de Laplace", aunque no debe confundirse con el plano de Laplace, que es el plano alrededor del cual preceden los planos orbitales de los satélites planetarios. [4] Ambos se derivan del trabajo (y al menos a veces reciben su nombre) del astrónomo francés Pierre Simon Laplace. [5] Los dos son equivalentes solo en el caso de que todos los perturbadores y resonancias estén lejos del cuerpo que lo precesa. El plano invariable se deriva de la suma de los momentos angulares y es "invariable" en todo el sistema, mientras que el plano de Laplace puede ser diferente para diferentes objetos en órbita dentro de un sistema. Laplace llamó al plano invariable el plano de áreas máximas, donde el área es el producto del radio y su cambio de tiempo diferencial dR / Dt , es decir, su velocidad radial, multiplicada por la masa.

Inclinación a
Cuerpo Eclíptica Ecuador solar Plano invariable [1]
Terre-
strials
Mercurio 7.01° 3.38° 6.34°
Venus 3.39° 3.86° 2.19°
tierra 0 7.155° 1.57°
Marte 1.85° 5.65° 1.67°
Gas
gigantes
Júpiter 1.31° 6.09° 0.32°
Saturno 2.49° 5.51° 0.93°
Urano 0.77° 6.48° 1.02°
Neptuno 1.77° 6.43° 0.72°
Menor
planetas
Plutón 17.14° 11.88° 15.55°
Ceres 10.59° 9.20°
Palas 34.83° 34.21°
Vesta 5.58° 7.13°

La magnitud del vector de momento angular orbital de un planeta es L = R 2 M θ ˙ < displaystyle L = R ^ <2> M < dot < theta >>>, donde R < displaystyle R> es el orbital radio del planeta (desde el baricentro), M < displaystyle M> es la masa del planeta y θ ˙ < displaystyle < dot < theta >>> es su velocidad angular orbital. El de Júpiter aporta la mayor parte del momento angular del Sistema Solar, el 60,3%. Luego viene Saturno al 24,5%, Neptuno al 7,9% y Urano al 5,3%. El Sol forma un contrapeso para todos los planetas, por lo que está cerca del baricentro cuando Júpiter está en un lado y los otros tres planetas jovianos son diametralmente opuestos en el otro lado, pero el Sol se mueve a 2,17 radios solares lejos del baricentro cuando todos los planetas jovianos están alineados en el otro lado. Los momentos angulares orbitales del Sol y todos los planetas, lunas y cuerpos pequeños del Sistema Solar no jovianos, así como los momentos de rotación axial de todos los cuerpos, incluido el Sol, suman solo alrededor del 2%.

Si todos los cuerpos del Sistema Solar fueran masas puntuales, o cuerpos rígidos con distribuciones de masa esféricamente simétricas, entonces un plano invariable definido solo en las órbitas sería verdaderamente invariable y constituiría un marco de referencia inercial. Pero casi todos no lo son, lo que permite la transferencia de una cantidad muy pequeña de momentos de rotaciones axiales a revoluciones orbitales debido a la fricción de las mareas y a cuerpos no esféricos. Esto provoca un cambio en la magnitud del momento angular orbital, así como un cambio en su dirección (precesión) porque los ejes de rotación no son paralelos a los ejes orbitales. Sin embargo, estos cambios son extremadamente pequeños en comparación con el momento angular total del sistema (que se conserva a pesar de estos efectos, ignorando las cantidades aún más pequeñas de momento angular expulsado en el material y las ondas gravitacionales que abandonan el Sistema Solar, y los pares extremadamente pequeños ejercidos). en el Sistema Solar por otras estrellas, etc.), y para casi todos los propósitos, el plano definido solo en órbitas puede considerarse invariable cuando se trabaja en dinámica newtoniana.


Eclipses

Because the orbit of the Moon is inclined only about 5° to the ecliptic and the Sun is always very near the ecliptic, eclipses always occur on or near it. Because of the inclination of the Moon's orbit, eclipses do not occur at every conjunction and opposition of the Sun and Moon, but only when the Moon is near an ascending or descending node at the same time it is at conjunction or opposition. The ecliptic is so named because the ancients noted that eclipses only occurred when the Moon crossed it. [25]


Vishay suchi

Brahaspati, Solar System ke sab se barraa planet hae, jiske diameter 142,984 km hae. Ii dunia ke diameter se 11 dafe jaada hae. [12]

Waatawaran Edit

Brahaspati ke surface ke hawaa me 85.8 to 89.8% hydrogen, 8.2 to 12.2% helium, aur 1% duusra gas hae. [4] Planet ke aur bhittar jaao tab bahut garam rahe hae aur pressure etna jada rahe hae ki helium ras ban jaae hae aur planet ke bhitar paani barrse hae. [16] Brahaspati ke gas Saturn ke rakam hae lekin ii Neptune aur Uranus se different har jahaan pe aur kamti hydrogen aur helium gas hae. [17]

Jaada garmi aur pressure ke kaaran scientist logan ii nai batae sake hae ki Brahaspati ke biich me kon chij hae, kaahe ki ii rakam ke pressure dunia me nai mile hae. Iske biich se thorra bahar jaao tab ek mota hydrogen ke ras hae. [12] Ii pressure etna jaada hae ki hydrogen karraa hoe jaawe hae lekin fir se garmii ke kaaran ras ban jaawe hae.

Wajan Edit

Brahaspati solar system ke aur sab planet ke jorr ke dugna garrhuu hae. [12] Because of all the gas near the core, it gives off more heat than it gets from the sun. [18] Brahaspati, Dunia se 11 dafe jaada lamba hae aur 318 dafe jaada garrhu hae. Iske volume, Dunia ke volume se 1,317 dafe jaada hae, iske matlab ii hae ki 1,317 dunia isme fit hoe jaawe sake hae. [19]


Mars, Messier 44 and the Ecliptic Plane…

Have you been watching the sweet movements of Mars as it cruises across the starry nights? Perhaps, like many of us, you’re snowed in right now and could use a little mental and visual inspiration. If so, then step inside and let’s take a look at what it’s like to enjoy clear, dark skies while riding on the ecliptic plane…

This sumptuous image was taken.. well, tomorrow, actually. If you’re into stellar patterns, then it didn’t take you long to notice the stars were “upside down” in relation to the background – a sure clue it came from the southern hemisphere. And you’d be right! The photo is a ten-second exposure taken with a tripod mounted Nikon camera and done by the one and only “Tasmanian Devil” – Shevill Mathers. (And how I’d love to be exposed to 10 seconds of that kind of sky action!)

Can you imagine just stepping out your back door and seeing the stars so bright and beautiful? For those of us who may never get a chance to travel out of our earthly hemisphere, the vision would be incredible – but all wrong for what we know. ¿Por qué? Because we’re simply accustomed to certain things being in a certain place in the sky, and one of the most imprinted of all is the ecliptic plane. Nope, it’s not a flight you can hop to another country where the weather is warmer, but it is the apparent path the Sun follows across the sky during the year and the projection of the Earth’s orbital plane onto the celestial sphere. The ecliptic plane would seem to move to the east along this imaginary spherical surface, the celestial sphere, in relation to the fixed stars. In this case, the (well, almost) fixed set of stars we’re looking at is Messier Object 44, but where will Mars go next? Not precisely in the direction you might think.

While we might believe the planets also follow the ecliptic plane exactly, that’s just not so. Our solar system members follow the invariable plane of a planetary system, also called Laplace’s invariable plane. Without getting too technical, this means a slight change in the magnitude of the angular momentum of the planets, as well as a change in their direction (precession) because the rotational axes are not parallel to the orbital axes. Add to that the galactic plane and set everything spinning. If you think that’s confusing, then just imagine the ecliptic being on the “wrong” side of the sky!

Whether it’s right or wrong, Mars and Messier 44 will still be dancing around with each other for many days yet to come. Be sure to catch this lovely vision and try not to get dizzy!

Many thanks to Shevill Mathers for sharing a southern summer night with us!


Ver el vídeo: Die Ekliptik (Febrero 2023).