Astrometria
Sistema de coordenadas Horizontal Altura Azimute Distância zenital Horizonte Zênite Nadir Equatorial Declinação Ascensão reta Ângulo horário Equador celeste Polo celeste Eclíptico Latitude eclíptica Longitude eclíptica Eclíptica Polo eclíptico Galáctico Latitude galáctica Longitude galáctica Plano galáctico Polo galáctico
Missões astrométricas Hipparcos Gaia
Grandezas astrométricas Luminosidade Magnitude Paralaxe Velocidade radial
v d e

Em astronomia, a declinação (${\displaystyle \delta }$) de um astro é o arco do meridiano do astro compreendido entre o plano do equador celeste e o astro.^[1][2] Mede-se de 0º a 90º para Norte ou para Sul, sendo por vezes representado com um valor entre + 90º e − 90º (positivo representando o Norte e negativo o Sul). É um dos valores angulares utilizados para definir a posição de um astro em um sistema de coordenadas equatoriais, o outro sendo o ângulo horário ou a ascensão reta.^[1][2]

A declinação de um astro pode ser comparada por analogia à latitude no sistema de coordenadas geográficas. De facto, se projectarmos a posição de um lugar da superfície terrestre sobre a esfera celeste, o seu ângulo em relação ao equador celeste é igual à sua latitude (e será obviamente igual à declinação de um astro que se encontre no zénite local).

Por convenção, as declinações a norte do equador são positivas (precedidas do sinal +) e as a sul daquele plano são negativas (precedidas do sinal −). O sinal deve ser sempre incluído, mesmo quando positivo.

Assim, a declinação de um astro, em função da sua posição em relação ao equador celeste, será:

• Sobre o pólo norte: δ = + 90°;
  • Entre o equador celeste e o pólo norte: 0º < δ < + 90º;
• Sobre o equador celeste: δ = 0°;
  • Entre o equador celeste e o pólo sul: 0º > δ > − 90º;
• Sobre o pólo sul: δ = − 90°.

Como resulta da analogia com a latitude, um objecto celestial que passe sobre o zénite tem uma declinação igual à latitude do observador (de sinal ± consoante o hemisfério).

A Estrela Polar tem uma declinação muito aproximada de + 90º, sendo o oposto caso ela se situasse sobre o pólo sul.

Os objectos celestes cuja declinação seja maior do que ${\displaystyle 90^{o}-L}$, onde L é a latitude, estão acima do horizonte durante todo o dia sideral. Esses astros são denominados circumpolares. Quando a declinação do Sol obedece àquela condição, para latitudes iguais ou superiores a L não ocorrerá o pôr do Sol e será visível o sol da meia-noite.

Embora seguindo velocidades angulares muito diferentes, a declinação de todos os astros varia. Mesmo a declinação dos chamados astros fixos muda imperceptivelmente em cada dia, levando, ao longo de séculos e milénios. A declinação dos planetas muda rapidamente durante suas órbitas com diferentes inclinações, mas até mesmo estrelas aparentemente fixas mudam levemente suas declinações. Ao decorrer de centenas ou milhares de anos evidencia-se o movimento próprio das estrelas e consequentemente suas posições na abóbada celeste mudam. Algumas estrelas, como a estrela de Barnard e Arcturus (alfa Boieiro) têm movimentos próprios perceptíveis em pequenos intervalos de tempo, como alguns anos apenas.

Para todos os efeitos práticos, considerando a distância da Terra ao Sol e a diferença dos seus diâmetros, a declinação do Sol é o ângulo entre os raios da luz solar e o plano do equador. Como o ângulo entre o eixo de rotação da Terra e o plano da órbita terrestre (a eclíptica) se mantém constante, quando considerado pelo período de um ano, a declinação do Sol varia regularmente ao longo do ano, repetindo o padrão que origina as estações do ano. Pode-se assim considerar que a declinação solar tem um período de um ano, coincidente com o tempo necessário para a terra completar um revolução em torno do Sol.

Quando a projecção do eixo da Terra sobre o plano da órbita terrestre (eclíptica) coincide com a linha que liga os centros da Terra e do Sol, o ângulo entre os raios do Sol e o plano do equador é máximo, atingindo actualmente 23° 27'. Esta situação ocorre duas vezes por ano nos dias solsticiais: logo a declinação é + 23° 27' no solstício de Junho (Verão do hemisfério norte) e − 23° 27' no solstício de dezembro (Verão do hemisfério sul). Nesses dias o Sol estará, respectivamente, sobre o Trópico de Câncer e o Trópico de Capricórnio.

Quando a projecção do eixo da Terra sobre o plano da órbita terrestre (eclíptica) é perpendicular à linha que une os centros da Terra e do Sol, o ângulo entre os raios solares e plano do equador terrestre é nulo. Tal ocorre nos equinócios, quando, em Março e Setembro, o Sol no seu movimento aparente parece passar de um hemisfério ao outro. Nos dias equinociais a declinação do Sol é 0º, atingindo o astro o zénite sobre a linha do equador.

Como a excentricidade da órbita da Terra é muito pequena, ela pode ser aproximada, para estes efeitos, a um círculo. Admitindo essa aproximação, a declinação aproximada do Sol (δ) pode ser calculada, para qualquer dia do ano, por uma das seguintes expressões:

• ${\displaystyle \delta =-23.45^{\circ }\cdot \cos \left({\frac {360}{365))\cdot \left(N+10\right)\right)}$ se o cos for expresso em graus;
• ${\displaystyle \delta =-23.45^{\circ }\cdot \cos \left({\frac {2\pi }{365))\cdot \left(N+10\right)\right)}$ se o cos for expresso em radianos.

onde ${\displaystyle N}$ é o dia do ano, isto é o número de dias decorridos desde 1 de Janeiro.

Os erros causados por esta aproximação podem ser corrigidos utilizando os valores diários da equação do tempo.

Devido à variação da duração do dia em cada latitude (excepto no equador), e como o Sol mantém a mesma variação angular horária (360º/24h = 15º/h), o azimute onde o Sol aparenta nascer e pôr-se tem de variar. Essa variação faz com que o Sol aparente mover-se sobre o horizonte, a amplitude do movimento dependendo da latitude do lugar. Para a latitude de 56º N, a variação azimutal é a constante na figura acima (à direita).

A Lua tem um ciclo anual de variação da declinação que a leva a atingir as suas declinações máxima e mínima no Inverno e Verão do hemisfério norte, respectivamente. Para além do ciclo anual, a Lua tem um ciclo nodal de aproximadamente dezenove anos, que faz variar os máximos de declinação entre + 28° 35' e + 18° 18', e os mínimos entre − 18° 18' e − 28° 35'.

Devido à muito baixa velocidade angular do seu movimento próprio e das oscilações do eixo da Terra, as estrelas aparentam manter a mesma declinação todo o ano, com as variações a serem apenas notadas em períodos seculares (daí considerarem-se as estrelas como astros fixos).

• Sistema equatorial de coordenadas
• Sistema horizontal de coordenadas
• Ponto vernal
• Ascensão recta

• «Dicionário de astronomia.» 
• «O Sistema Equatorial Universal de Coordenadas Astronômicas» 
• «O Sistema Equatorial Local de Coordenadas Astronômicas» 
• «Sistemas de coordenadas astronómicas.» 
• «Os sistemas de coordenadas astronómicas.» 
• «Explorando o CyberSky.» 

Referências

• Portal da astronomia