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Movimiento de precesión

Publicado por Monica González

Otro efecto de las fuerzas del diferencial del Sol y la Luna sobre la Tierra, más allá de las mareas, es el movimiento de precesión de la Tierra.

¿Qué causa la precesión?

La Tierra no es perfectamente esférica, sino achatada por los polos y abultada en el ecuador. Su diámetro ecuatorial es de unos 40 km más grande que su diámetro polar. Por otra parte, el plano de la línea ecuatorial de la Tierra, y por lo tanto el plan de la protuberancia ecuatorial se inclina 23 ° 26 ’21 .418 «en relación a la eclíptica, que a su vez está inclinado 5 ° 8 ‘con respecto al plano de la órbita Lunar.

Debido a esto, las fuerzas de diferencial (que son más importantes en las dos protuberancias de la tierra) no sólo tienden a aplanarse más, sino que tienden a «enderezar el eje, la alineación con el eje de la eclíptica (véase figura a continuación).

Como la Tierra gira, el eje de la Tierra no está alineado con el eje de la eclíptica, pero la precesión alrededor de ella, al igual que un alto cargo en la precesión girar alrededor del eje vertical al suelo.

En el caso de la parte superior, su peso genera un torque

Donde  el vector posición del centro de masa de la parte superior llega hasta el punto de contacto con el suelo;  ese es el peso. Por lo tanto el par es paralelo al suelo, perpendicular a la fuerza del peso, y perpendicular al momento de rotación angular de la parte superior. En el módulo, su valor es N = sen ar (θ), θ es el ángulo de inclinación del eje de la parte superior de la vertical al suelo.

Su efecto es variar el momento angular de la parte superior.

Como   y   son perpendiculares, el par no cambia el módulo   Pero sólo su dirección, haciendo que todo el movimiento de precesión del eje perpendicular al suelo.

En el caso de la Tierra, la gravedad fuerzas diferencial de la Luna y el Sol produce un par que tiende a alinear el eje de rotación de la Tierra con el eje de la eclíptica, pero como este par es perpendicular al momento angular de la Tierra de la rotación, su efecto es cambia la dirección del eje de rotación, sin cambiar su pendiente.

Por lo tanto, los polos celestes no ocupan una posición fija en el cielo: cada polo celeste se mueve lentamente alrededor del polo correspondiente de la eclíptica, describiendo un círculo a su alrededor con un radio de 23,5. El tiempo necesario para describir una vuelta completa es 25.770 años. Actualmente el polo norte celeste está cerca de la estrella polar en la constelación de la Osa Menor, pero esto no siempre es así. En cerca de 13.000 años será cerca de la estrella Vega en la constelación de Lyra.

Trayectoria aparente del Polo Norte celeste en el cielo

Aunque el movimiento de precesión es tan lento (50.290966 sólo un año’), fue percibido ya por el astrónomo griego Hiparco, en el año 129 aC, cuando se comparan sus observaciones de la posición de la estrella Spica (α Virginis) con observaciones por Timócaris de Alejandría (c.320-c.260 aC) en el 273 aC Timócaris que Spica había medido fue de 172 ° del equinoccio de primavera, pero sólo 174 de los medios de Hiparco.Llegó a la conclusión de que el punto vernal se trasladó 2 grados en 144 años.

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