miniatura| Diagrama de diversos termes en astronomia posicional.|394x394px L'astronomia esfèrica, o astronomia posicional, és una branca de l'astronomia observacional que s'empra per localitzar objectes astronòmics a l' esfera celeste, tal com es veuen en una data, hora i ubicació particulars des de la Terra.
Es basa en els mètodes matemàtics de la trigonometria esfèrica i les mesures de l'astrometria.
Subjecte i contingut de l'astronomia esfèrica Mentre que l'astrometria a la pràctica implementa mesures de les posicions i moviments relatius d'objectes astronòmics, l'astronomia esfèrica com una disciplina més teòrica estretament relacionada amb les matemàtiques, tracta l'establiment de sistemes de coordenades celestes i sistemes de recompte de temps, així com les transicions entre ells. De fet, la tasca principal de l'astronomia esfèrica és reduir les observacions, és a dir, calcular les coordenades i la velocitat dels cossos celestes en un determinat sistema de coordenades en un punt determinat en el temps, basant-se en les seves observacions
Aquesta és la branca més antiga de l'astronomia i es remunta a l'antiguitat . Les observacions d'objectes celestes han estat, i continuen sent, importants per a finalitats religioses i astrològiques, així com per al cronometratge i la navegació. La ciència que s'ocupa de mesurar les posicions dels objectes celestes al cel es coneix com a astrometria.
Els elements principals de l'astronomia esfèrica són els sistemes de coordenades celestes i el temps. Les coordenades de la volta celeste es mostren mitjançant el sistema de coordenades equatorials, que es basa en la projecció de l'equador de la Terra sobre l'esfera celeste. La posició d'un objecte en aquest sistema es dóna en termes d'ascensió recta (α) i declinació (δ).
La latitud i l'hora local es poden utilitzar per derivar la posició de l'objecte en el sistema de coordenades horitzontals, que consisteix en l' altitud i l'azimut.
Les coordenades dels objectes celestes com ara estrelles i galàxies es tabulen en un catàleg d'estrelles, que dóna la posició per a un any concret. Tanmateix, els efectes combinats de la precessió axial i la nutació faran que les coordenades canviïn lleugerament amb el temps. Els efectes d'aquests canvis en el moviment de la Terra es compensen amb la publicació periòdica de catàlegs revisats.
Per determinar la posició del Sol i dels planetes, hom fa servir una efemèride astronòmica (una taula de valors que dóna les posicions dels objectes astronòmics al cel en un moment donat), que després es pot convertir en coordenades reals adequades.
L' ull humà sense ajuda pot percebre unes 6.000 estrelles, de les quals aproximadament la meitat es troben sota l' horitzó en qualsevol moment. En les mapes estel·lars moderns, l' esfera celeste es divideix en 88 constel·lacions.
Cada estrella es troba dins d'una constel·lació . Les constel·lacions són útils per a la navegació. L'Estel del Nord es troba gairebé al nord d'un observador a l' hemisferi nord. Aquesta estrella polar sempre es troba en una posició gairebé directament per sobre del pol nord.
Fenòmens posicionals Els planetes que estan en conjunció formen una línia que passa pel centre del Sistema Solar. L' eclíptica és el pla que conté l'òrbita d'un planeta, generalment en referència a la Terra. L'elongació es refereix a l' angle format per un planeta respecte al centre del sistema i un punt de visió. Una quadratura es produeix quan la posició d'un cos (lluna o planeta) és tal que la seva elongació és de 90° o 270°; és a dir, l'angle cos-Terra-Sol és de 90°. Els planetes superiors tenen una òrbita més gran que la de la Terra, mentre que els planetes inferiors (Mercuri i Venus) orbiten al voltant del Sol dins de l'òrbita terrestre. Un trànsit pot ocórrer quan un planeta inferior passa per un punt de conjunció.
Història El desenvolupament de la teoria del moviment de la Lluna i del sistema solar, partint de la llei de la gravitació universal de Newton, va ocupar tot el segle XVIII i XIX; hi van treballar Euler, Clairaut, D'Alembert, Lagrange i Laplace. La precisió i la potència dels mètodes van augmentar sense parar, començant per Newton, qui va explicar de manera qualitativa l'aplanament de la Terra a causa de la força centrífuga i va assenyalar que l'acció gravitatòria de la Lluna, el Sol i els planetes sobre l'abultament equatorial seria la causa de la precessió. La teoria quantitativa d'aquest fenomen la va donar el 1749 D'Alembert, explicant també per aquesta acció la nutació, descoberta per Bradley el 1745. Aquesta teoria va ser precisada tenint en compte els oceans i l'atmosfera, així com les marees, per Laplace, qui també va introduir el concepte de potencial, que es va convertir posteriorment en fonamental en física, i va plantejar la hipòtesi sobre el moviment dels pols i la irregularitat de la rotació de la Terra. Clairaut es va ocupar de la qüestió de la figura de la Terra, trobant com es pot determinar el seu aplanament a partir de mesuraments gravimètrics.
El progrés en la precisió de les observacions a finals del segle XIX va permetre descobrir el moviment dels pols, l'oscil·lació dels quals amb un període d'uns 1,2 anys va ser trobada per Seth Carlo Chandler el 1891 i porta el seu nom. Cap a finals del segle XIX es va completar també la teoria de la rotació de la Terra absolutament rígida, i Oppolzer va obtenir les fórmules que descriuen la precessió i la nutació. Tanmateix, Simon Newcomb, que havia introduït el sistema modern de paràmetres de precessió, va plantejar el 1892 la idea que l'oscil·lació de Chandler és causada per la influència de l'elasticitat de la Terra sobre les oscil·lacions lliures d'Euler del pol d'una Terra rígida. D'aquesta manera es va veure que el moviment del pol no es podia obtenir teòricament sense un coneixement exacte de l'estructura de la Terra, la qual cosa obliga a determinar aquest moviment mitjançant mesuraments regulars. Per a això, el 1898 es va crear el Servei Internacional de la Latitud, les funcions del qual van passar posteriorment al Servei Internacional de Rotació de la Terra i Sistemes de Referència (IERS).
Les observacions de la Lluna i del Sol, incloses les meves antigues, en comparar-les amb les teories precises del moviment del sistema solar de finals del segle XIX i principis del segle XX, desenvolupades per Newcomb, Brown i de Sitter, van conduir al descobriment del alentiment secular de la rotació de la Terra. La teoria del moviment del Sol de Newcomb era tan precisa que es va convertir en la base per a la creació de la primera escala dinàmica de temps —l'escala de temps d'efemèrides—, i per a la definició del segon d'efemèrides. Només cap a mitjans del segle XX la precisió dels rellotges —dels estàndards atòmics de freqüència— va passar a ser millor que la del temps d'efemèrides, i la transició a l'escala atòmica va permetre mesurar directament la irregularitat de la rotació terrestre.
Un nou desenvolupament de la tècnica d'observació a finals del segle XX —la radiointerferometria amb bases superllargues, la distanciómetria làser i altres mètodes— va permetre augmentar encara més la precisió de les mesuraments astromètrics i de la figura de la Terra fins a una precisió mil·limètrica, obligant a tenir en compte ja els efectes relativistes de la desviació i del retard dels senyals electromagnètics en camps gravitatoris, la qual cosa es va consolidar oficialment mitjançant resolucions de la Unió Astronòmica Internacional l'any 2000. L'ús de tecnologia d'alta precisió va permetre cartografiar el camp gravitatori de la Terra, mesurar l'efecte de la influència del camp gravitatori en la velocitat dels rellotges i implementar en la pràctica els sistemes de navegació per satèl·lit globals GPS (Global Positioning System) i GLONASS (Sistema Global de Navegació per Satèl·lit). Els nous catàlegs de referència, respecte als quals es determinen les coordenades celestes, van assolir una precisió de 0,1 mil·lisegons d'arc en el rang de ràdio i de pocs mil·lisegons en el rang òptic.
Les estructures antigues associades amb l'astronomia posicional inclouen Arkaim Chichén Itzá La roda medicinal Les Piràmides Stonehenge El Temple del Sol
Referències
Categoria:Astrometria