Los astrofísicos utilizamos sistemas de coordenadas para describir y analizar el movimiento de los astros sobre la bóveda celeste. Antes de empezar a analizar dichos sistemas es importante que comprendas que en un espacio tridimensional la posición de cualquier objeto queda completamente definida a partir del valor de tres coordenadas.
Sin embargo en astrofísica no solemos conocer a priori la distancia a la que se encuentran los objetos celestes, aunque sabemos que están muy lejos. Por otro lado no podemos salir de la superficie terrestre para hacer mediciones externas. ¿Cómo medir entonces la posición de una estrella, o de cualquier otro astro, en un espacio tridimensional?.
La clave está en algo que descubrieron nuestros antepasados hace mucho tiempo. Observando el cielo se dieron cuenta de que las posiciones de las estrellas cambian muy poco a lo largo del tiempo. De hecho si observas detenidamente el movimiento de las estrellas a lo largo de una noche, parece como si se comportasen como puntitos de luz fijos, los mismos noche tras noche, sobre una esfera que parece rotar sobre nuestras cabezas.
¿Significa esto que realmente no se mueven? En absoluto, lo que ocurre es que se encuentran tan lejos de nosotros que no podemos apreciar su movimiento. Teniendo esto en cuenta podemos considerar que la posición de las estrellas no varía y considerarlas quietas o incrustadas en la bóveda celeste (naturalmente esto no es válido para los planetas del sistema solar, la luna, los cometas, etc. pero sí para la mayoría de objetos celestes).
Matemáticamente el problema que se nos plantea en estas circunstancias es análogo a la rotación de un punto situado sobre una esfera de radio fijo. Y sabemos que para localizar un punto sobre una esfera tan solo necesitamos dos coordenadas. Así por ejemplo, la posición de un punto sobre la superficie terrestre queda completamente definida por la latitud y la longitud terrestres del mismo.
Pues de forma absolutamente análoga, consideramos a las estrellas incrustadas sobre una superficie esférica muy grande, a la que llamamos esfera celeste o bóveda celeste, y definimos su posición con dos coordenadas.
Reducimos el espacio tridimensional a uno bidimensional de forma esférica. Pero no te preocupes, tenemos técnicas para poder obtener la distancia a la que se encuentra una estrella, de manera que pronto podremos volver al espacio tridimensional.
Coordenadas celestes
El Sistema Ecuatorial de Coordenadas es el preferido por los astrofísicos para describir las posiciones de los objetos celestes. Es una extensión del sistema ecuatorial terrestre. Para definir las coordenadas proyectamos los planos del ecuador terrestre y de la órbita terrestre alrededor del Sol sobre la esfera celeste.
Cuando proyectas un plano sobre una esfera (es decir cortas la esfera con un plano), obtienes una circunferencia sobre la misma. Proyectando el plano del ecuador y el de la órbita terrestre obtienes dos circunferencias que se cortan en dos puntos y con una inclinación igual al ángulo que forman los dos planos, es decir 23.5º (este es también el ángulo que forma el eje de rotación terrestre con el plano de la órbita terrestre alrededor del Sol).
- El Ecuador Celeste es la circunferencia que origina la proyección del plano del ecuador terrestre.
- La Eclíptica es la circunferencia que origina la proyección del plano de la órbita terrestre alrededor del Sol.
- Los puntos de corte de las circunferencias se llaman Equinoccios. La Tierra en su movimiento alrededor del Sol atraviesa los equinoccios dos veces al año, aproximadamente el 21 de marzo y el 22 de septiembre, equinoccio de primavera y de otoño, respectivamente.
Con estos elementos de referencia el Sistema Ecuatorial de Coordenadas utiliza dos magnitudes, la ascensión recta y la declinación, para definir la posición de un astro. La ascensión recta (RA) es similar a la longitud terrestre y se mide en horas, minutos y segundos en dirección este a lo largo del Ecuador Celeste tomando como referencia el punto vernal, punto Aries o equinoccio de primavera. La distancia total alrededor del ecuador celeste es de 24 horas.
Sistema de coordenadas ecuatoriales
La declinación (Dec) es similar a la latitud terrestre y se mide en grados, minutos de arco y segundos de arco norte o sur del ecuador celeste. Valores positivos de la declinación corresponden al hemisferio norte respecto al ecuador celeste, y valores negativos a posiciones al sur del ecuador celeste. La declinación del polo norte celeste es 90° 0′ 0″ y la declinación del polo sur celeste es -90° 0′ 0″. La del ecuador es 0° 0′ 0″.
La posición de un objeto se establece dando primero la ascension recta y después la declinación. Por ejemplo, la posición de la estrella Sirio es RA: 6h45m8.9s Dec: -16°42’52.1″.
Precesión
La ventaja del sistema de coordenadas ecuatorial es que expresa las coordenadas de un astro de manera independiente a la posición que ocupa el observador sobre la Tierra. Sin embargo, la declinación y la ascensión recta varían debido a un fenómeno denominado Precesión de los Equinoccios.
La precesión se produce porque tanto la eclíptica como el ecuador celeste se mueven lentamente debido a fuerzas de marea ligadas a la interacción entre el Sol, la Luna y los planetas. El efecto principal se debe a la Luna , que hace que el polo celeste orbite alrededor del eje de la eclíptica una vez cada 25776 años.
Por ello, junto a la ascensión recta y a la declinación de un astro verás el año en el que las coordenadas eran aproximadamente válidas. Esta fecha , o “época”, define el ecuador y el equinoccio utilizado en la elaboración del catálogo. Por ejemplo B1950.0 y J2000.0, donde la B y la J indican un conjunto cercano de años entorno a esa fecha.
Las coordenadas de un catálogo han sido actualizadas cada 50 años más o menos, algo que no ocurrirá después de J2050, por la adopción del International Celestial Reference System (ICRS), que referencia las posiciones estelares a un conjunto de Quasars.
