4.5 Posiciones aparentes
Se denomina posición
aparente de una estrella a su posición geocéntrica deducida de su posición verdadera heliocéntrica (que se
obtiene corrigiendo de precesión y nutación la posición media dada por el catálogo),
teniendo en cuenta las correcciones de aberración y paralaje ánuas y de movimiento propio si se conoce.
En el apartado 2.8 ya
indicamos como se reducían las posiciones medias a verdaderas mediante la
introducción de los números de Bessel y las
constantes estelares. También hemos visto como se procede para corregir de
aberración y paralaje ánuas las coordenadas
ecuatoriales de las estrellas (4.2.2) y (4.3.1). Considerando, pues, las fórmulas (9.2) del
apartado (2.8), las expresiones de los números de Bessel y de las constantes estelares que en ellas figuran,
y las fórmulas (14.4), (25.4)
y (27.4), la reducción de posiciones medias a
posiciones aparentes se efectuará aplicando a las primeras las correcciones:
(28.4)
o, también, utilizando notación matricial:
(29.4)
Para el Sol, la posición aparente del mismo,
materializada por el Sol aparente, se
obtiene aplicando a su posición verdadera la corrección de aberración ánua. En coordenadas eclípticas ésta viene dada por las
fórmulas (16.4), obteniéndose prácticamente la
corrección en longitud (siempre negativa) dividiendo la constante de aberración
k=20’’,50 por el radio vector geométrico
, no corregido de aberración:
(30.4)
(p = a (1 – e2) » 1 u.a.). De las coordenadas eclípticas aparentes
se pasa luego a las ecuatoriales aparentes, referidas al equinoccio verdadero y
al ecuador de la fecha, aplicando las fórmulas de paso tomando la oblicuidad de
la eclíptica de la fecha.
Para poner de acuerdo el cálculo de las posiciones
aparentes de las estrellas con las Resoluciones adoptadas por la Unión
Astronómica Internacional (I.A.U.) en las Asambleas Generales XVI y XVII
celebradas en Grenoble y Montreal los años 1976 y
1979 respectivamente, se deberá tener en cuenta el nuevo sistema de constantes
astronómicas, la época standart J 2000
correspondiente al 1,5 de enero del año 2000, las modificaciones introducidas
en la teoría de la nutación 1980 y el nuevo sistema de referencia estelar FK 5.
Por otra parte, la aberración estelar será calculada a partir de la velocidad
de la Tierra referida al baricentro del sistema solar (apartado
4.2) y las posiciones medias no contendrán los términos E (términos en e de (12.4), apartado
4.2.1). Las reducciones a posiciones aparentes se calcularán directamente
sin el paso intermedio a la posición media para el comienzo del año cuando se
requiera mucha precisión. Para una mayor exactitud todavía se tendrán en cuenta
los términos relativistas que intervienen en la aberración y se corregirá la
posición estelar por la deflexión producida en el haz luminoso por el campo gravífico del Sol.
Si D es
el ángulo entre la estrella y el Sol, visto desde la Tierra, se demuestra que
la desviación del rayo luminoso viene dada por
Existen numerosos trabajos
donde se da cuenta, con detalle, de cómo debe hacerse dicha transformación (ver
por ejemplo el Boletín nº8 del Instituto y Observatorio de Marina de San Fernando).
En las “Efemérides Astronómicas 2001” se dan los elementos necesarios para
calcular las posiciones aparentes de las estrellas partiendo de las medias en
2001.5 mediante las fórmulas (25.4). Evidentemente
la adopción del nuevo sistema de referencia ICRS (ver apartado
2.8.2) afectará al cálculo de las posiciones aparentes de las estrellas.