Declinação

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Em astronomia , a declinação (abreviado dec ; símbolo δ ) é um dos dois ângulos que localizam um ponto na esfera celeste no sistema de coordenadas equatorial , sendo o outro o ângulo horário . O ângulo de declinação é medido ao norte ou ao sul do equador celeste , ao longo do círculo horário que passa pelo ponto em questão. [1]

Ascensão e declinação retas vistas no interior da esfera celeste . A direção primária do sistema é o equinócio vernal , o nó ascendente da eclíptica (vermelho) no equador celeste (azul). A declinação é medida para o norte ou para o sul a partir do equador celeste, ao longo do círculo horário que passa pelo ponto em questão.

A raiz da palavra declinação (latim, declinatio ) significa "uma curvatura" ou "uma curvatura". Ele vem da mesma raiz que as palavras inclinar ("dobrar em direção") e reclinar ("dobrar para trás"). [2]

Em alguns textos astronômicos dos séculos XVIII e XIX, a declinação é dada como Distância do Pólo Norte (NPD), que é equivalente a 90 – (declinação). Por exemplo, um objeto marcado como declinação -5 teria um NPD de 95, e uma declinação de -90 (o pólo celeste sul) teria um NPD de 180.

Explicação

A declinação na astronomia é comparável à latitude geográfica , projetada na esfera celeste , e o ângulo horário também é comparável à longitude. [3] Os pontos ao norte do equador celeste têm declinações positivas, enquanto os do sul têm declinações negativas. Qualquer unidade de medida angular pode ser usada para declinação, mas normalmente é medida em graus (°), minutos (′) e segundos (″) de medida sexagesimal , com 90° equivalente a um quarto de círculo. Declinações com magnitudes superiores a 90° não ocorrem, pois os pólos são os pontos mais ao norte e ao sul da esfera celeste.

Um objeto no

O sinal é usualmente incluído seja positivo ou negativo.

Efeitos da precessão

Ascensão reta (azul) e declinação (verde) vistas de fora da esfera celeste .

O eixo da Terra gira lentamente para o oeste em torno dos pólos da eclíptica, completando um circuito em cerca de 26.000 anos. Esse efeito, conhecido como precessão , faz com que as coordenadas de objetos celestes estacionários mudem continuamente, ainda que lentamente. Portanto, as coordenadas equatoriais (incluindo a declinação) são inerentemente relativas ao ano de sua observação, e os astrônomos as especificam com referência a um ano específico, conhecido como época . Coordenadas de épocas diferentes devem ser giradas matematicamente para combinarem umas com as outras, ou para combinarem com uma época padrão. [4]

A época padrão usada atualmente é J2000.0 , que é 1º de janeiro de 2000 às 12:00 TT . O prefixo "J" indica que é uma época juliana . Antes de J2000.0, os astrônomos usavam as sucessivas Épocas Besselianas B1875.0, B1900.0 e B1950.0. [5]

Estrelas

A direção de uma estrela permanece quase fixa devido à sua grande distância, mas sua ascensão e declinação retas mudam gradualmente devido à precessão dos equinócios e movimento próprio , e ciclicamente devido à paralaxe anual . As declinações dos objetos do Sistema Solar mudam muito rapidamente em comparação com as das estrelas, devido ao movimento orbital e à proximidade.

Como visto de locais no Hemisfério Norte da Terra , objetos celestes com declinações superiores a 90° −  φ (onde φ = latitude do observador ) parecem circular diariamente ao redor do pólo celeste sem mergulhar abaixo do horizonte e, portanto, são chamados de estrelas circumpolares . Isso também ocorre no Hemisfério Sul para objetos com declinações menores (ou seja, mais negativas) que −90° −  φ (onde φ é sempre um número negativo para latitudes meridionais). Um exemplo extremo é a estrela polarque tem uma declinação próxima a +90°, então é circumpolar vista de qualquer lugar do Hemisfério Norte, exceto muito perto do equador.

As estrelas circumpolares nunca mergulham abaixo do horizonte. Por outro lado, existem outras estrelas que nunca se elevam acima do horizonte, quando vistas de qualquer ponto da superfície da Terra (exceto extremamente perto do equador . Em terreno plano, a distância deve ser de aproximadamente 2 km, embora isso varie de acordo com altitude do observador e terreno circundante). Geralmente, se uma estrela cuja declinação é δ é circumpolar para algum observador (onde δ é positivo ou negativo), então uma estrela cuja declinação é − δ nunca se eleva acima do horizonte, visto pelo mesmo observador. (Isso negligencia o efeito da refração atmosférica .) Da mesma forma, se uma estrela é circumpolar para um observador na latitude φ, então ele nunca se eleva acima do horizonte como visto por um observador na latitude − φ .

Desprezando a refração atmosférica, para um observador no equador, a declinação é sempre 0° nos pontos leste e oeste do horizonte . No ponto norte, é 90° − | φ |, e no ponto sul, −90° + | φ |. A partir dos pólos , a declinação é uniforme em todo o horizonte, aproximadamente 0°.

Estrelas visíveis por latitude
Latitude do observador (°) Declinação
de estrelas circumpolares (°) de estrelas não circunpolares (°) de estrelas não visíveis (°)
+ para latitude norte, − para sul   − para latitude norte, + para sul
90 ( Pólo ) 90 a 0 N / D 0 a 90
66,5 ( Círculo Ártico / Antártico ) 90 a 23,5 +23,5 a -23,5 23,5 a 90
45 ( ponto médio ) 90 a 45 +45 a -45 45 a 90
23.5 ( Trópico de Câncer / Capricórnio ) 90 a 66,5 +66,5 a -66,5 66,5 a 90
0 ( Equador ) N / D +90 a -90 N / D

Estrelas não circunpolares são visíveis apenas durante certos dias ou estações do ano.

O céu noturno, dividido em duas metades. A declinação (azul) começa no equador (verde) e é positiva para o norte (em direção ao topo), negativa para o sul (em direção ao fundo). As linhas de declinação (azul) dividem o céu em pequenos círculos , aqui separados por 15°.

Sol

A declinação do Sol varia com as estações . Visto das latitudes árticas ou antárticas , o Sol é circumpolar perto do solstício de verão local , levando ao fenômeno de estar acima do horizonte à meia -noite , que é chamado de sol da meia-noite . Da mesma forma, perto do solstício de inverno local, o Sol permanece abaixo do horizonte o dia todo, o que é chamado de noite polar .

Relação à latitude

Quando um objeto está diretamente acima, sua declinação está quase sempre dentro de 0,01 graus da latitude do observador; seria exatamente igual, exceto por duas complicações. [6] [7]

A primeira complicação se aplica a todos os objetos celestes: a declinação do objeto é igual à latitude astronômica do observador, mas o termo "latitude" normalmente significa latitude geodésica, que é a latitude em mapas e dispositivos GPS. Nos Estados Unidos continentais e arredores, a diferença (a deflexão vertical ) é tipicamente alguns segundos de arco (1 segundo de arco =1/3600de um grau), mas pode ser tão grande quanto 41 segundos de arco. [8]

A segunda complicação é que, supondo que não haja deflexão da vertical, "acima" significa perpendicular ao elipsóide no local do observador, mas a linha perpendicular não passa pelo centro da Terra; almanaques fornecem declinações medidas no centro da Terra. (Um elipsóide é uma aproximação ao nível do mar que é matematicamente gerenciável). [9]

Veja também

Notas e referências

  1. ^ Observatório Naval dos EUA, Escritório Náutico do Almanaque (1992). P. Kenneth Seidelmann (ed.). Suplemento Explicativo do Almanaque Astronômico . Livros de Ciências da Universidade, Mill Valley, CA. pág. 724. ISBN  0-935702-68-7.
  2. ^ Barclay, James (1799). Um Dicionário de Inglês Completo e Universal .
  3. ^ Moulton, Forest Ray (1918). Uma Introdução à Astronomia . Nova York: Macmillan Co. p. 125, art. 66.
  4. ^ Moulton (1918), pp. 92-95.
  5. ^ ver, por exemplo, US Naval Observatory Nautical Almanac Office, Nautical Almanac Office; Escritório Hidrográfico do Reino Unido, HM Nautical Almanac Office (2008). "Escalas de tempo e sistemas de coordenadas, 2010". O Almanaque Astronômico para o Ano de 2010 . Governo dos EUA Escritório de impressão. pág. B2.
  6. ^ "Coordenadas Celestes" . www.austincc.edu . Recuperado 2017-03-24 .
  7. ^ " baylor.edu " (PDF) .
  8. ^ "USDOV2009" . Silver Spring, Maryland: Pesquisa Geodésica Nacional dos EUA . 2011.
  9. ^ P. Kenneth Seidelmann, ed. (1992). Suplemento Explicativo do Almanaque Astronômico . Sausalito, CA: University Science Books. págs. 200–5.

Links externos