Los nodos de una órbita son dos puntos pertenecientes a dicha órbita inclinada respecto a un plano de referencia, y que se hallan donde dicha órbita cruza al mencionado plano de referencia, al cual debe pertenecer el astro primario de la órbita a la que pertenecen los nodos.
En el caso de órbitas heliocéntricas (donde el astro primario es el sol), el plano de referencia es la eclíptica, y en el caso de órbitas geocéntricas (donde el astro primario es la tierra), el plano de referencia es el ecuador celeste. En el caso de las órbitas sin inclinación (inclinación 0º), es decir en aquellas que se encuentran completamente sobre el plano de referencia, no se pueden definir sus nodos.
Toda órbita tiene dos nodos:
- El nodo ascendente (símbolo Ω) es el punto donde el objeto cruza el plano de referencia moviéndose desde el hemisferio sur al hemisferio norte celeste.
- El nodo descendente (símbolo ☋) es el punto donde el objeto cruza el plano de referencia moviéndose desde el hemisferio norte al hemisferio sur celeste.
A la intersección del plano de la órbita con el plano de referencia se le llama línea de los nodos, sobre la que se encuentran los nodos y equidistante a estos sobre la misma línea se encuentra el astro mayor de la órbita.
Uno de los parámetros que se utiliza para caracterizar una órbita es la longitud del nodo ascendente (ver elementos orbitales).
Los nodos orbitales de la Tierra (plano de la órbita: eclíptica respecto al plano de referencia: Ecuador) reciben los siguientes nombres:
- Punto Aries o punto vernal del nodo ascendente.
- Punto Libra para el nodo descendente.
Las nubes de Kordylewski son grandes concentraciones de polvo que parecen existir en los puntos de Lagrange L4 y L5 del sistema Tierra-Luna. Fueron vistas por astrónomo polaco Kazimierz Kordylewski en los años sesenta pero hay todavía controversia acerca de si realmente existen, debido a su debilidad extrema.
Kordylewski vio en octubre de 1956, una luz de un tamaño angular aproximado de 2° y tan luminoso como el Gegenschein. Las fotografió en 1961 cuando parecían cambiar de tamaño y forma. En 1967 J. Wesley Simpson hizo observaciones con el Observatorio Kuiper Aerotransportado.
Si tienen de hecho 2° de tamaño angular visto desde la Tierra, significa que podrían tener por lo menos 14 000 km por encima del tamaño de la Tierra.
Nutación (del latín “nutare”, cabecear u oscilar) es un movimiento ligero irregular en el eje de rotación de objetos simétricos que giran sobre su eje. Ejemplos comunes son los giroscopios, los trompos y los planetas. Más exactamente, una nutación pura es el movimiento del eje de rotación que mantiene el primer ángulo de Euler (precesión) constante.
El movimiento de nutación de la Tierra fue descubierto en 1728 por el astrónomo inglés James Bradley, y dado a conocer en el año 1748. Hasta 20 años más tarde no se supo que la causa de este movimiento extra del eje de la Tierra era la atracción gravitatoria ejercida por la Luna.
Para el caso de la Tierra, la Nutación es la oscilación periódica del eje de rotación de la Tierra alrededor de su posición media en la esfera celeste, debido a las fuerzas externas de atracción gravitatoria entre la Luna y el Sol con la Tierra. Esta oscilación es similar al movimiento de una peonza (trompo) cuando pierde fuerza y está a punto de caerse......
En el caso de la Tierra, la nutación se superpone al movimiento de precesión y al balanceo de la oblicuidad de la eclíptica de forma que no sean regulares, sino un poco ondulados, los teóricos conos que dibujaría la proyección en el espacio del desplazamiento del eje de la Tierra debido al movimiento de precesión. La nutación hace que cada 18,6 años el eje de rotación de la Tierra oscile hasta unos nueve segundos de arco a cada lado del valor medio de la oblicuidad de la eclíptica y hasta unos 17 segundos a cada lado del valor medio de desplazamiento del punto Aries sobre la eclíptica debido a la precesión de los equinoccios.
El Sol produce otro efecto de nutación de mucha menor relevancia, con un período medio de medio año incrementando la oscilación del eje mencionada hasta 1.1" de arco en oblicuidad y hasta alrededor de 2" de arco en longitud (precesión).
Los demás planetas también producen variaciones, denominadas perturbaciones, pero que carecen de importancia por su pequeño valor.
Actualmente la oblicuidad media es de poco menos de 23°26'16", correspondiendo dicho ángulo y su complemento (66°33'44") a la latitud media de los trópicos y los círculos polares respectivamente. La oblicuidad media está decreciendo 0.47" por año, lo cual se refleja en un desplazamiento anual de 14.4 m de los trópicos y círculos polares medios, sin embargo la nutación modifica continuamente la oblicuidad hasta en poco más de 3" de un año a otro en años de máxima diferencia, mismos que cuando son del mismo signo que la variación de la oblicuidad llegan a sumar 3.5", los que en la tierra representan hasta 110 m de diferencia de un año a otro entre la ubicación de los trópicos y círculos polares verdaderos.
En cada ciclo de 18.6 años la diferencia de ubicación entre trópicos y círculos polares medios y verdaderos puede alcanzar hasta cerca de 300 m y la ubicación de los trópicos y círculos polares verdaderos puede superar los 700 m de distancia en 10 años, período máximo de alejamiento antes de empezar el siguiente ciclo.
Al depender el movimiento de nutación de la estructura interna de la Tierra, las discrepancias entre los valores predichos y observados proporcionan información sobre modelos para el núcleo terrestre.
Los fenómenos de movimiento del polo e inconstancia de la rotación terrestre aparecen como consecuencia de pequeños cambios en el momento angular de la Tierra. Este cambio es debido a muy diversos fenómenos, entre los que se pueden citar el intercambio de momento angular entre la Tierra y su atmósfera y, entre la Tierra y la Luna, variación de la altura del nivel del mar y corrientes oceánicas, producidas por el fenómeno de las mareas, acoplamientos mecánicos entre los movimientos de los fluidos del núcleo y manto, etc.
Oposición es el aspecto o configuración de dos astros que se encuentran, en relación a la Tierra, en dos puntos del cielo diametralmente opuestos. Dos astros con longitud celeste geocéntrica que difiere en 180º.
Sólo los planetas exteriores y la Luna pueden encontrarse en oposición al Sol. La Tierra se encuentra entre el Sol y el planeta. Cuando ocurre, el planeta pasa por el meridiano del lugar a medianoche. El planeta es visible durante toda la noche y ocupa su posición más cercana a la Tierra, por lo que su diámetro es el mayor posible y las condiciones de observación telescópica son idóneas.
Desde el punto de vista de la observación telescópica, si la oposición tiene lugar cerca del perihelio del planeta (oposiciones perihélicas) la distancia del planeta a la Tierra es mínima y la observación muy favorable. Por el contrario, si la oposición ocurre cerca del afelio, es muy desfavorable.
Las oposiciones lunares ocurren en Luna llena. Si la Luna está cerca de los nodos de su órbita, ocurrirá un eclipse de Luna.
Las oposiciones se repiten cada periodo sinódico del planeta. Por la observación desde la más remota antigüedad, se sabe que los períodos sinódicos de los planetas son:
| Planeta | Marte | Júpiter | Saturno |
|---|---|---|---|
| Período sinódico | 780 días | 399 días | 378 días |
Como el movimiento de traslación de la Tierra y de los planetas alrededor del Sol no es uniforme sino que sigue la Ley de las áreas de Kepler, el tiempo trascurrido entre dos oposiciones varía. Si se calcula el valor medio, se encuentra el valor anterior.
La tabla de oposiciones del planeta Júpiter durante una vuelta del planeta en su órbita:
| Fecha juliana | Fecha | TU (h) | Longitud Heliocéntrica | Periodo Sinódico (N) | |
|---|---|---|---|---|---|
| 2449076,99 | 30 Mar 1993 | 12 | 189º | 47' | 395,47 |
| 2449472,86 | 30 Abr 1994 | 9 | 219 | 47 | 395,87 |
| 2449869,97 | 1 Jun 1995 | 11 | 250 | 31 | 397,11 |
| 2450268,98 | 4 Jul 1996 | 11 | 282 | 46 | 399,01 |
| 2450670,06 | 9 Ago 1997 | 13 | 317 | 00 | 401,08 |
| 2451072,62 | 16 Sep 1998 | 3 | 353 | 03 | 402,56 |
| 2451475,29 | 13 Oct 1999 | 19 | 29 | 56 | 402,67 |
| 2451876,59 | 28 Nov 2000 | 2 | 66 | 09 | 401,3 |
| 2452275,74 | 1 Ene 2002 | 6 | 100 | 38 | 399,15 |
| 2452672,88 | 2 Feb 2003 | 9 | 133 | 06 | 397,14 |
| 2453068,70 | 4 Mar 2004 | 5 | 163 | 58 | 395,82 |
| 2453464,14 | 3 Abr 2005 | 15 | 193 | 58 | 395,44 |
| Media: | 398,55 | ||||
| Oscilación: | 7,23 | ||||
La tabla de oposiciones del planeta Marte durante una vuelta del planeta en su órbita:
| Fecha Juliana | Fecha | TU | Mínima distancia(U.A.) | Longitud Heliocéntrica | Periodo Sinódico (N) | ||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2449760,60 | 12 Feb 1995 | 2h | 25m | 0,67570 | 142º | 56' | 765,16 |
| 2450524,83 | 17 Mar 1997 | 7 | 48 | 0,65939 | 176 | 49 | 764,23 |
| 2451293,23 | 14 Abr 1999 | 17 | 31 | 0,57846 | 214 | 10 | 768,4 |
| 2452074,24 | 13 Jun 2001 | 17 | 39 | 0,45016 | 262 | 51 | 781,01 |
| 2452880,25 | 28 Ago 2003 | 17 | 53 | 0,37271 | 335 | 08 | 806,01 |
| 2453681,83 | 7 Nov 2005 | 7 | 52 | 0,46406 | 45 | 08 | 801,58 |
| 2454459,32 | 24 Dic 2007 | 19 | 41 | 0,58935 | 92 | 43 | 777,49 |
| 2455226,32 | 29 Ene 2010 | 19 | 37 | 0,66398 | 129 | 52 | 767 |
| 2455990,34 | 3 Mar 2012 | 20 | 04 | 0,67368 | 163 | 46 | 764,02 |
| 2456756,37 | 8 Abr 2014 | 20 | 57 | 0,61756 | 199 | 05 | 766,03 |
| Media: | 777,31 | ||||||
| Oscilación: | 41,99 | ||||||
Debido a la elevada excentricidad de Marte en su órbita, este efecto es especialmente importante en las oposiciones de Marte. Estas se producen cada 2 años y 50 días. De este modo, si una oposición ocurre a una longitud, la siguiente ocurrirá a una longitud 48,8º superior (el ángulo que avanza la Tierra en 50 días). Así en 7 u 8 oposiciones las longitudes dan una vuelta completa. Cuando la longitud de la oposición es próxima a 335º (longitud del perihelio de la órbita de Marte) la oposición es perihélica muy favorable. Esto significa que cada 15 años o 17 años habrá una oposición perihélica.
órbita síncrona o sincrónica es una órbita en la que el periodo orbital del cuerpo orbitando (normalmente un satélite) es igual al periodo de rotación del cuerpo en el cual orbita (normalmente un planeta) y, además, orbita en el mismo sentido que este cuerpo.
Un satélite en una órbita síncrona que además sea ecuatorial y circular aparecerá suspendido e inmóvil en un punto sobre el ecuador del planeta orbitado. Sin embargo, una órbita síncrona no necesariamente tiene que ser ecuatorial ni circular. Un cuerpo en una órbita síncrona no ecuatorial aparecerá oscilante de norte a sur en torno a un punto sobre el ecuador del planeta, mientras que un cuerpo en una órbita elíptica parecerá que oscila de este en oeste. Para un observador situado en el cuerpo orbitado o central, la combinación de estos dos movimientos produce una figura en forma de 8.
Una órbita síncrona alrededor de la Tierra se llama órbita geosíncrona. Si, además, ésta es ecuatorial y circular se llama órbita geostacionaria.
Una órbita síncrona en torno al Sol se llama órbita sincrónica al sol.
Esta última, no se tiene que confundir con la órbita polar heliosíncrona que es una órbita geocéntrica que mantiene fija su orientación relativa con el Sol, de manera que el ángulo entre el plano de la órbita y el eje Tierra-Sol se mantiene constante a lo largo del año.
No hay comentarios:
Publicar un comentario