Astrometría e Historia de la Astronomía

José Gómez Castaño 

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    Algoritmo de precesión válido para épocas históricas remotas

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    Objeto

    Una de las cuestiones que más salta en las listas de correo o por las que busca información cualquiera que se inicia en la astroprogramación es la de buscar un programa de precesión o unas ecuaciones para escribirlo, además de durante cuánto tiempo son válidas.

    La idea de este trabajo es proporcionar un método de cálculo, lo suficientemente exacto como para permitir conocer la posición aparente de una estrella en una fecha lejana. La utilidad final es que forme parte de una serie de herramientas para el estudio de arqueoastronomía o reducción de observaciones antiguas.

    El eje de rotación terrestre no permanece fijo, sufriendo un movimiento circular debido a la atracción combinada de la luna y el sol sobre el abultamiento ecuatorial terrestre. Este movimiento tiene un periodo aproximado de 26000 años y hace que las estrellas “fijas” parezcan desplazarse al unísono, a razón de 50.288” por año en longitud a lo largo de la eclíptica. A causa de esto, las posiciones estelares en los catálogos y atlas se refieren siempre a una época que se toma como referencia. Desde el Congreso de la UAI de 1984, la época de referencia o Equinoccio es el J2000.0

    El error que se comete al utilizar las coordenadas de una época determinada para otra fecha cercana, digamos 50 años, es pequeño, pero qué ocurre cuando queremos analizar algún tipo de observaciones llevadas a cabo en épocas más antiguas, o cuando queremos reproducir las circunstancias de una conjunción antigua?. Las posiciones estelares y el marco de coordenadas de referencia ha cambiado bastante.

    Para conocer con cierta precisión las posiciones estelares remotas habrá que introducir una serie de correcciones a las actuales.

    En este trabajo se expone un método riguroso de cálculo con el que determinar la posición de un astro en cualquier época conociendo la referida al J2000.0, Ascensión Recta (a0) y Declinación (d0), y el valor de sus Movimiento Propio en Ascensión Recta (ma) y Declinación (md). Para ello voy a utilizar unas expresiones deducidas a partir de las generales aparecidas en Simon, S.L. y otros (1994).

    Precisión de los resultados

    Lo que más me ha interesado a la hora de buscar un método de cálculo de precesión ha sido que el resultado fuera lo más preciso posible en épocas remotas. El algoritmo debía mantener su precisión dentro de las posibilidades de las observaciones visuales llevadas a cabo en estas épocas. En la tabla I se muestra la precisión obtenida para diferentes fechas:

    Tabla I

    Intervalo Precisión
    1000 dc al 3000 dc 0”.001
    1000 ac al 1000 dc 0”.1
    4000 ac al 1000 ac 1”

    El documento completo con el desarrollo del algoritmo y un ejemplo práctico podéis encontrarlo pulsado aqui

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