Cosmografía by Amédée Guillemin - HTML preview

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30. Día sideral más corto que el día solar. —También resulta de esto queuna estrella determinada vuelve á pasar por el meridiano antes que elSol. La duración de un día solar, de 24

horas, que comprende unintervalo de la hora del mediodía al mediodía siguiente, es mayor que ladel día sideral; la diferencia se eleva á 3 minutos 56 segundos.

Al cabo del año, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano,mientras que el Sol lo efectúa únicamente 365. En una palabra, el año,que se compone de 366 días siderales, ó de 366 rotaciones de la Tierra,no contiene más que 365 días solares. Esta es consecuencia del doblemovimiento de la Tierra, de rotación sobre sí misma y de translación óde revolución alrededor del Sol.

ÓRBITA DE LA TIERRA

31. Órbita de la Tierra. —La Tierra describe, en su revolución anualalrededor del Sol, una curva ú órbita, cuya posición, forma ydimensiones vamos á indicar.

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Fig. 15. Órbita de la Tierra.

Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanecesiempre en el mismo plano, llamado eclíptica. Como, según ya se havisto, el eje de rotación conserva siempre la misma dirección y la mismainclinación, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo ásí mismo, formando un ángulo constante con el plano de la eclíptica.Este ángulo, denominado oblicuidad de la eclíptica, es igual á un pocomás de 23 grados, esto es, algo más de la cuarta parte de un ángulorecto; tiene suma importancia, puesto que á él se deben las estaciones,la desigualdad de los días y de las noches para un mismo punto, en elcurso del año, ó bien para los lugares cuya latitud es diferente. Másadelante volveremos á tratar del particular.

La órbita de la Tierra no es un círculo, y la distancia de nuestro globoal Sol varía continuamente de un día para otro. Es una curva llamada engeometría elipse, especie de óvalo, que tiene en su diámetro ó ejemayor AB, dos puntos FF ó focos, situados á una y otra parte del centroO (fig. 15) y que gozan de la propiedad de que las distancias reunidasdesde un punto de la elipse hasta ellos, forman siempre la mismalongitud, igual por cierto al eje mayor.

El Sol no ocupa el punto medio de la órbita, sino uno de los focos.

32. Excentricidad de la órbita. —Cuando la Tierra se encuentra en A,vértice del eje mayor más inmediato al Sol, la distancia á este astro esla más pequeña de todas; por esta razón se dice que nuestro planeta estáen su perihelio, lo que ocurre ahora hacia el 1º de enero de cada año.También se dice que el Sol está en su perigeo, esto es, en ladistancia más corta á la Tierra. De modo que esas dos palabras, perihelio y perigeo, indican el mismo hecho.

Desde A la Tierra marcha alrededor del Sol, recorriendo su órbita en elsentido indicado por la flecha, y sus distancias van aumentando, hastala otra extremidad B del eje mayor, donde la distancia de nuestroplaneta al Sol alcanza su máximum; entonces se dice que la Tierra, seencuentra en su afelio, ó, lo que equivale á lo mismo, que el Sol estáen su apogeo, cosas que ocurren allá por el 1º de julio.

Después la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su órbita,acercándose constantemente al Sol, hasta que vuelve á encontrarse en A,donde da principio otra nueva revolución.

En dos épocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D

y C, enlos cuales la distancia al Sol es exactamente igual á la distancia mediaentre los extremos del perihelio y del afelio.

Esos puntos son losvértices del diámetro ó eje menor de la órbita. La diferencia entre lasdistancias extremas es próximamente de 1/ parte de la distancia media.La mitad es lo 13

que se llama excentricidad de la órbita.

33. Distancia de la Tierra al Sol. —La distancia de la Tierra al Sol esigual por término medio á 148,000,000 de kilómetros y la longitud totalde la órbita llega á 930 millones de kilómetros.

Como nuestro planeta larecorre en el intervalo de un año, esto es, de 365 días y cuarto, ómejor dicho, de 31,557,600 segundos, es fácil calcular el camino quenuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; hállanse 29kilómetros y medio poco más ó menos por segundo, velocidad 60 vecessuperior á la de una bala de cañón al salir del arma.

Debemos añadir que esta velocidad varía, siendo tanto mayor cuanto máspequeña es la distancia al Sol: cuando la Tierra está en su perihelio,alcanza unos 30 kilómetros por segundo; luego va disminuyendo hasta elafelio, donde sólo es de 29; á partir de este punto vuelve á pasar, peroen orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primeramitad de su órbita.

Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra así por los espacioscelestes, en compañía del globo que habitamos, como tampoco nos damoscuenta del movimiento de rotación diurna.

Los antiguos los desconocían ambos, y los atribuían aquél al cieloentero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades,lo que sólo era apariencia. Copérnico (1543) y Galileo (1600) fueron losprimeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdadesastronómicas.

34. Duración del año. —La duración del año, esto es, del tiempo que laTierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, óbien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio,es de:

365 días 24 ó 365 días 5 horas 48 minutos y 47 segundos.

Esto es lo que se denomina año trópico.

El año civil es de 365 días exactamente durante 3 años consecutivos.El siguiente es de 366 días, hallándose formado el 366º par laacumulación de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el año trópico óastronómico presenta sobre el año civil. Los años de 366 días son losbisiestos.

De cada cuatro años seculares, 3 no son bisiestos; así se corrige ladiferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuestiónpara dar seis horas, ó un cuarto de día.

LOS DÍAS Y LAS NOCHES

35. Duración de los días y de las noches. —El día solar de 24

horas,esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por elmeridiano, se compone, según lo sabe todo el mundo, de dos partes: una,el día, ó mejor dicho, la jornada, va desde la salida hasta lapuesta del Sol; la otra, la noche, desde la puesta hasta el orto delastro.

La duración del día y la de la noche son generalmente desiguales, y estadesigualdad es tanto más grande cuanto más lejos del ecuador seencuentre el sitio de la observación; también varía de una estación áotra para un mismo punto.

Sin embargo, el día tiene en el ecuador la misma duración que la noche,durante todo el año. El Sol permanece allí doce horas por encima delhorizonte y doce por debajo.

36. Equinoccios y Solsticios. —Esta igualdad del día y de la noche seefectúa simultáneamente sobre toda la Tierra en dos épocas diferentesdel año. Por esa razón se las ha llamado equinoccios: coinciden con elprincipio de la primavera y del otoño.

Finalmente, en otras dos épocas, que caen al principio del verano y delinvierno, se tienen los días más largos con las noches más cortas, y losdías más cortos con las noches más largas: estos son el solsticio deverano y el de invierno.

37. Las estaciones en los dos hemisferios. —Importa hacer notar que ladesigualdad de los días y de las noches, tal como acabamos dedescribirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que silos días van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en elaustral, é inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el equinoccio de primavera para el primero y el de otoño para elsegundo. La misma observación debemos hacer para el equinoccio del 22 al20 de setiembre, que es el equinoccio de otoño en el hemisferioboreal, y el de primavera en el austral.

Otro tanto ocurre con los solsticios. El del 20 al 22 de junio es el solsticio de verano ó el de invierno, según cual sea el hemisferiode que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre esinversamente solsticio de invierno ó de verano.

En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.

38. Explicación de la desigual duración de los días y de lasnoches. —Veamos ahora cómo se explican estas variaciones de duración delos días y de las noches y porqué dan origen al fenómeno de lasestaciones de la Tierra.

Partamos del equinoccio de marzo y sigamos al Sol en su carrera diurnapor el hemisferio norte.

En ese día, el astro sale por el punto preciso del horizonte orientalque marca el este, y después describe un semi-círculo, que es la mitaddel ecuador celeste, para ir á ponerse precisamente por el oeste. Laotra mitad de la circunferencia es descrita por el Sol debajo delhorizonte, durante la noche. Pero, á partir de este día, la salida ypuesta del Sol se verifican en puntos que se acercan cada vez más alnorte, y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia, de maneraque el día, cada vez más largo, se va haciendo constantemente mayor quela noche, la cual disminuye en la misma proporción. El Sol marca lasdoce en puntos cada vez más elevados sobre el horizonte, alejándose cadavez más del ecuador celeste.

Pero llega un instante en que este aumento de altura queda casiestacionario, para hacerse más tarde completamente nulo, y el Solalcanza su mayor altura meridiana en el día del solsticio; entonces es,pues, cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el máximum de suvalor, y cuando se tiene el día más largo del año. Después el astroempieza á seguir marcha inversa, se acerca poco á poco al ecuador, y eldía, siempre mayor que la noche, disminuye insensiblemente hasta elequinoccio de setiembre, en el cual la noche y el día quedan iguales,teniendo doce horas cada uno.

Á partir de este momento, el astro va á salir y a ponerse por puntoscada vez más distantes del este y del oeste, pero por la parte sur; sualtura á la hora de las doce disminuirá de día en día.

El período de luzserá constantemente más corto y siempre de duración inferior á la noche.La desigualdad irá aumentando

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hasta el solsticio de diciembre, que es eldía de noche más largo en todo el hemisferio boreal.

Fig. 16. La Tierra en uno de los equinoccios.

Por último, de diciembre á marzo, el Sol seguirá marcha inversa,acercándose de nuevo al ecuador, é irá ocupando á la hora de las docealturas cada vez más elevadas; el día crece entonces á medida que menguala noche, hasta que el equinoccio de fines de marzo restablece laigualdad.

Si en vez de tomar un punto del hemisferio norte de la Tierra hubiéramosconsiderado un horizonte del hemisferio sur, el observador habría notadola misma sucesión de fenómenos, pero en orden inverso. La salida y lapuesta del Sol habrían ido alejándose del este y del oeste hacia elnorte; pero su altura meridiana hubiera disminuido primeramente hasta elsolsticio de junio

para

aumentar

desde

junio

al

equinoccio

de

setiembre,siendo siempre los días más cortos que las noches. De setiembre á marzo,alturas meridianas crecientes, salida y puesta más meridionales hasta elsolsticio de diciembre, días crecientes, y más largos que las noches.Desde el solsticio de diciembre á marzo, vuelta del Sol hacia el ecuadory disminución de los días, que siguen siendo mayores que las noches.

Tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio deun año. Vamos á explicarlos.

En el equinoccio, la posición ocupada por la Tierra es esta: como elplano del ecuador de la Tierra pasa por el Sol, el hemisferio iluminadoque la Tierra le presenta y el hemisferio oscuro, están separados uno deotro por un círculo máximo que pasa precisamente por ambos polos y quecontiene el eje de rotación {fig. 16}. Este círculo de separación de laluz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los círculosmeridianos terrestres y, por consiguiente, divide en dos partes igualestodos los paralelos.

En virtud de la rotación diurna, todo punto de un paralelo cualquieradescribe, pues, el día del equinoccio, la mitad de su circunferencia enla zona de luz y la otra mitad en la de sombra.

El día es igual á lanoche en toda la Tierra, y bajo todas las latitudes; de estacircunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio.

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Fig. 17. La Tierra entre el equinoccio y el solsticio.

39. Desigualdad de duración de los días y de las noches.

Á partir delequinoccio de Aries, la Tierra tomará una de las posiciones indicadas enla figura 17, porque su eje de rotación sigue siendo paralelo á símismo, y conservando la misma inclinación sobre el plano de laeclíptica. El círculo de separación de la luz y de la sombra dejará depasar por los polos y dividirá en dos partes desiguales á cada paralelo.El arco diurno a M b, pongamos por ejemplo, será mayor que el nocturno a M' b. De modo que el día será mayor que la noche, y la diferenciaentre sus duraciones tanto más considerable cuanto á mayor distancia delcírculo boreal pase el círculo de iluminación.

Así pues, los días, mayores que las noches, irán creciendo sin cesarhasta la época del solsticio de Cáncer, porque en este momento es cuandoel círculo de separación de la luz y de la sombra alcanzará las regionesmás distantes del polo. Entre el solsticio de verano y el equinoccio deLibra, la Tierra ocupará,

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respecto del Sol, una serie de posicionesidénticas á las que acabamos de examinar, pero en orden inverso. Losdías boreales, que siguen siendo mayores que las noches, irándisminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio, en el cual volverá áestablecerse entre ellas la igualdad. Entonces la Tierra irá inclinandocada vez más hacia el Sol su polo austral, y el arco diurno boreal irásiendo más pequeño que el nocturno. Las noches, más largas que los días,crecerán constantemente, y alcanzarán su máximum de duración en elsolsticio de Capricornio (fig. 18), para menguar inmediatamente ensentido inverso, hasta el equinoccio de Aries.

Fig. 18. La Tierra en uno de los solsticios.

40. El día más largo y la mayor noche del hemisferio boreal. —Lasvariaciones que acabamos de indicar se efectúan de ese modo en todos lospuntos de la Tierra comprendidos entre los círculos polares, es decir,pertenecientes á la zona tórrida ó á las templadas. Pero lasdesigualdades varían con la latitud, y son tanto más notables cuantomayor es la latitud ó, en otros términos, cuanto más se aleja uno delecuador.

Por lo demás, la altura meridiana del Sol sobre un horizonte dadoexplica estas desigualdades. La amplitud del arco diurno que la rotaciónterrestre hace recorrer al Sol sobre el horizonte, depende efectivamentede dicha altura. En el solsticio de Cáncer, allá por el 20 de junio, laaltura meridiana del Sol es máximum para el horizonte de un lugarsituado en el hemisferio norte; por eso resulta el día más largo, ómejor dicho, el período de luz más prolongado, y la noche más corta.

Entre el solsticio de Cáncer y cada uno de los equinoccios, la alturameridiana del Sol va creciendo durante la primavera y disminuyendodurante el verano: los días aumentan para menguar inmediatamentedespués.

Finalmente, en el solsticio de Capricornio, allá por el 21 de diciembre,la altura del Sol sobre el horizonte es la más pequeña posible: así esque tenemos la época de noche más larga y de día más corto.

Lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte; en un puntocualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior á 23° 27′, losfenómenos se presentan del mismo modo, pero en épocas del añocorrespondientes á posiciones de la Tierra diametralmente opuestas sobresu órbita. El día más largo es el del solsticio de Capricornio, y el máscorto el del solsticio de Cáncer.

41. Días y noches de la zona intertropical. —Consideremos ahora algunospuntos particulares de la Tierra.

En el ecuador, durante todo el año, la duración del día y de la nocheson iguales, teniendo cada uno de ellos doce horas. Esto depende de queel círculo máximo del ecuador se encuentra siempre dividido en dospartes iguales por el círculo que separa el hemisferio iluminado deloscuro; el arco diurno y el nocturno tienen la misma amplitud, sea cualfuere la altura meridiana del Sol. En la época de los equinoccios, elSol describe, para el horizonte de un punto del ecuador, el círculomáximo vertical que pasa por los puntos este y oeste. De modo que á lasdoce del día exactamente pasa por el cenit.

Este último fenómeno es común á todas las regiones de la Tierra situadasentre el ecuador y ambos trópicos, hasta los 23°

28′ de latitudpróximamente. En efecto, el eje de rotación se inclina 23° 28′ sobre elplano de la eclíptica. Cuando nuestro globo llega, por efecto de sumovimiento de translación alrededor del Sol, á uno ú otro de lossolsticios, el radio que une los centros de ambos astros pasaprecisamente por un punto de uno de los trópicos, y coincide con lavertical del lugar.

Así, el día del solsticio de verano, el Sol pasa á la hora de las docepor el cenit de todos los puntos situados en el trópico de Cáncer, y eldía del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del trópico deCapricornio.

42. El Sol en el cenit. —Entre el ecuador y los trópicos, es decir, entoda la zona tórrida, se presenta la misma circunstancia dos veces alaño, porque entonces la altura meridiana del Sol llega á 90° y pasa deesto. De ahí resulta que entre estas dos épocas y uno de los solsticiosel Sol se encuentra á la hora del mediodía más allá de la vertical porla parte norte, y durante el resto del año, aquende dicha vertical, porla parte del sur. De modo que los habitantes de la zona tórrida ven susombra meridiana proyectada ya hacia el polo, ya hacia el ecuador, estoes, al norte ó al sur de su horizonte.

43. Días y noches de las zonas polares.—Transportémonos ahora á uno delos círculos polares, es decir, á una latitud que sólo dista del polo23° 27′.

Desde el equinoccio hasta el solsticio, el día va creciendo sin cesarpara ese paralelo, lo mismo que para todos los demás lugares de laTierra; pero en el solsticio mismo, la luz del Sol alcanza al paralelocompleto, de modo que este día el astro permanece 24 horas sobre elhorizonte. Lo contrario ocurre en el círculo polar del hemisferioopuesto, cuya noche dura 24 horas el día del solsticio.

Allende los círculos polares, en los sitios que forman las zonasglaciales, los días y las noches tienen duraciones cada vez másdesiguales. Á partir del equinoccio de Libra, por ejemplo, el poloaustral de la Tierra ve alzarse al Sol sobre su horizonte, efectuar cadaveinticuatro horas una vuelta entera sin ponerse, y, elevándose siempre,alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura, en la época delsolsticio de Capricornio. Una vez pasado el solsticio, el astro luminosodescribe en sentido inverso esta especie de espiral, para ponerse tresmeses más tarde, con lo cual ha suministrado un día de seis mesesenteros á dichas regiones heladas. Durante este largo intervalo detiempo, el polo boreal se hallaba sumido en la noche, que ahora va áempezar para el polo sur.

44. Duraciones máxima y mínima del día y de la noche en diversaslatitudes.—Acabemos este estudio de las variaciones que presentan lasduraciones relativas de los días y de las noches, presentando en uncuadro las duraciones del día más largo y del más corto para ciertonúmero de latitudes comprendidas entre los círculos polares:

Duración

Duración

del día más largo del día más corto

Latitudes.

y de la mayor

y de la noche

noche

más pequeña.

Ecuador

12h 0m

12h 0m

15°

12 53

11 7

Trópicos

23° 27′

13 27

10 33

30°

13 56

10 4

45°

15 26

8 34

París

48° 50′

16 7

7 34

Buenos Aires

34° 36′

14 20

9 40

60°

18 30

5 30

Círculos polares

66° 33′

24 0

0 0

LAS ESTACIONES

45. Las estaciones astronómicas. —Según se sabe, el año se divide encuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y losdos solsticios.

La primavera empieza en el momento en que la Tierra pasa por el puntoequinoccial de la primavera ó, lo que significa lo mismo, en el momentoen que el Sol atraviesa el ecuador y pasa del hemisferio austral alboreal del cielo. Este paso ocurre ordinariamente entre el 20 y el 22 demarzo.

El fin de la estación de la primavera y el principio de la de verano coincide con la época del solsticio siguiente, que se efectúa deordinario hacia el 20 de junio.

El estío acaba y el otoño empieza en el momento en que se verifica elsegundo equinoccio, es decir, cuando el Sol atraviesa el ecuador paravolver al hemisferio austral, allá por el 22 de setiembre.

Finalmente, en la época del segundo solsticio, es decir, á eso del 20 ó21 de diciembre, empieza la estación de invierno, que termina con elaño astronómico al llegar el equinoccio de primavera.

46. Porqué tienen desigual duración las estaciones. —Los equinoccios ylos solsticios dividen en cuatro partes desiguales la órbita de laTierra, según acabamos de ver. Este hecho bastaría para que lasestaciones no tuviesen la misma duración; pero esta desigualdad aumentamás aún por la circunstancia de que la Tierra se mueve en su órbita conrapidez tanto mayor cuanto más cerca del Sol se encuentra, cosa queocurre precisamente cuando recorre los dos arcos más pequeños, los deotoño y de invierno.

He aquí las épocas precisas en que se verificaron durante el año 1888los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatroestaciones y las duraciones correspondientes de estos períodos:

El equinoccio de Aries se efectuó el 20 de marzo á las 4h 5mde la mañana (tiempo medio de París). El solsticio de Cáncer el 21de junio, á 0h 23m de la mañana. El equinoccio de Libra el

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22de setiembre á las 3h 2m de la tarde. El solsticio deCapricornio el 21 de diciembre, á las 0h 12m de la mañana.

La duración del otoño austral, ó de la primavera boreal habrá sido,pues, de 92 días 20h 18m. La del invierno austral ó delverano boreal, 93 días 14h 39m. La de la primavera austral ódel otoño boreal, 89 días 18h 10m. La del verano austral ódel invierno boreal (1888-1889), 89 días 0h 34m.

Se ve, por los números que preceden, que el Sol ha permanecido en elhemisferio boreal durante 186 días 10h 57m y en el austral sólodurante 178 días 19h 44m, lo cual constituye una diferencia de 7días 15h 30m en favor de las estaciones estivales del hemisferionorte.

Fig. 19. Órbita anual de la Tierra. Las estaciones.

47. Las estaciones meteorológicas. —Las estaciones no son únicamente lasdivisiones naturales del año astronómico, sino que además y casi siemprese las considera como períodos que presentan caracteres distintos desdeel punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de laTierra.

En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente laépoca de los fríos y el verano la de los calores, formando el otoño y laprimavera períodos intermedios y templados.

En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuantolas temperaturas dependen de la acción exclusiva y directa de los rayossolares. En dichas regiones de la Tierra, las épocas del frío son laprimavera y el verano, y el otoño é invierno las de grandes calores. Esfácil darse cuenta de la oposición de las estaciones en amboshemisferios con sólo estudiar las causas astronómicas de las variacionesde la temperatura.

48. Intensidad de la radiación solar en diversas épocas. —Si seconsidera en su totalidad el globo terrestre, la cantidad de calor querecibe del Sol no depende sino de la distancia entre ambos astros, yvaría con ella. En el perihelio, allá por el 1º de enero, dicha cantidades la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1º de julio.

Entre estas dos épocas, el calor recibido por el globo varía, á medidaque cambian las distancias del Sol á la Tierra. Como el eje mayor de laórbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismotiempo por el planeta, resulta que éste recibe del sol cantidades decalor iguales durante cada una de esas mitades de año.

Por otra parte, la observación enseña que la temperatura media de laTierra es casi constante, y que no ha variado de manera sensible desdehace miles de años. En consecuencia, podemos sentar que nuestro globopierde cada año, por radiación en el espacio, todo el calor que recibedel Sol.

49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de laradiación. —Las variaciones de distancia no bastan á explicar lasgrandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado enlas diversas épocas del año, ni la distribución excesivamente desigualdel mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esasvariaciones son de dos órdenes: unas, que dependen de la constituciónfísica del globo terrestre y de su atmósfera, son de ordenmeteorológico; otras, puramente astronómicas. No debemos insistir másque sobre estas últimas.

Dos causas astronómicas principales determinan la intensidad del calorque el Sol irradia hacia un punto dado de la superficie del globo, de lacual resulta la temperatura media de un día en una época determinada.Estas causas son: en primer lugar, la altura meridiana á que el Sol seeleva sobre el horizonte; en segundo lugar, la duración del día, estoes, del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno.

En física se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de unfoco de calor, la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuantomenos oblicuamente se presenta dicha superficie á la acción de losrayos. Así, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su mínimumde calor, para irse calentando cada vez más á medida que el movimientodiurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad desus rayos.

Á las doce, el calor recibido alcanza su máximum, paraempezar á disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, enlo que se refiere á la oblicuidad de los rayos solares, dos díascualesquiera tomados en diferentes épocas del año, se ve que la cantidadde calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos días, dependede la altura que alcanza el Sol á al hora de las doce. Ahora bien, estaaltura varía con las estaciones, siendo cada vez mayor desde elequinoccio de primavera hasta el solsticio de verano, para disminuir enseguida hasta el equinoccio de otoño; luego sigue bajando hasta elsolsticio de invierno, en que es lo más pequeña posible.

Finalmente, durante el invierno vuelve á pasar por los valores que hatenido en otoño, hasta el equinoccio de primavera.

50. Influencia de la duración del día. —Por último, la temperatura de undía depende también del tiempo durante el cual ejercen los rayos solaressu acción sobre la atmósfera y el suelo. En una palabra, depende de laextensión del día. Pues, esta extensión es á su vez, para un punto dado,tanto mayor cuanto más considerable es la altura meridiana del Sol; demodo que esta segunda causa contribuye en unión de las primeras á hacermás cálidas las estaciones de primavera y de verano, y más frías las deotoño é invierno.

Esto es, por lo demás, lo contrario de lo que ocurre con el hemisferioaustral de la Tierra, puesto que, para dos latitudes iguales y opuestas,las alturas meridianas del Sol varían en sentido inverso, así como lasduraciones relativas de los días y de las noches. El otoño y el inviernoson en él las estaciones más cálidas, y la primavera y el verano las másfrías.

51. Variaciones de la temperatura según las latitudes.

Todo cuantoacabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en unpunto dado, sirve también para hacer comprender la desigualdad dedistribución del calor según las latitudes.

La zona tórrida, comprendida entre el ecuador y los dos trópicos,comprende las regiones cuya temperatura media anual es más elevada, y enque, al mismo tiempo, es menos vivo el contraste entre las estaciones.En efecto, el Sol conserva en ellas, durante todo el año, las alturasmayores sobre el horizonte. Allí es únicamente, según se ha visto, dondealcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo.Su altura meridiana mínimum varía entre 66° y 43°, y nunca es inferior áeste último valor.

En las zonas templadas hay una diferencia más considerable entre lastemperaturas de las estaciones extremas. Por la época del solsticio deinvierno, el Sol alcanza escasa altura meridiana, mientras que en elsolsticio de verano, se eleva á alturas muy cercanas del cenit. Pero loque distingue principalmente dichas zonas de la tórrida, es que laduración de los días, durante las estaciones invernales, es mucho menorque la de los días de las estaciones estivales.

Finalmente, entre todas las zonas, las menos favorecidas en lo relativoá la temperatura, son las glaciales. Durante los largos días deprimavera y de estío se presentan dichas zonas muy oblicuamente á losrayos del Sol, y la ausencia del astro durante sus largas noches deotoño y de invierno, acumula en ellas las nieves y los hielosconvirtiendo á esas regiones en países casi inhabitables.

52. Épocas del mayor calor y del mayor frío. —La primavera y el estíoson dos estaciones que podrían creerse idénticas á primera vista, puestoque, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en él por las mismas alturasmeridianas y que los días tienen duraciones sucesivamente iguales. Lomismo pudiera creerse acerca del otoño y del invierno. Sin embargo, laobservación prueba que la temperatura media del verano es superior á lade la primavera, y que los grandes calores se presentan durante elverano y no en el solsticio. El invierno es análogamente más frío que elotoño, y las temperaturas más rigurosas no coinciden ordinariamente conla época del solsticio.

53. Estaciones meteorológicas de ambos hemisferios. —Se ha visto que elotoño y el invierno, esto es, las estaciones más frías del hemisferioboreal, corresponden á las distancias más cortas del Sol y de la Tierra,y la primavera y el verano á su mayor alejamiento. Como en el hemisferioaustral ocurre lo contrario, deberían resultar de esto calores estivalesmás intensos y fríos de invierno más rigurosos. Pero esta causa dedesigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calorrecibido por el hemisferio austral es más intenso durante las dosprimeras estaciones, la duración de éstas es, por otra parte, menor quela de las otras dos.

Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media delhemisferio austral es inferior á la del hemisferio boreal.

Lasobservaciones meteorológicas atestiguan la exactitud de este hecho, quese encuentra además confirmado por la diversa extensión de los hielosalrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal seextienden sólo hasta el 81° paralelo, en la zona austral los mares sehielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no sonastronómicas: tal fenómeno debe atribuirse á la desigual repartición delas tierras y las aguas en los dos hemisferios. El boreal contiene lamayor parte de los continentes, mientras que el austral se encuentracubierto en más de las tres cuartas partes por los océanos. Es ciertoque ambos reciben en un año la misma cantidad de calor solar; pero lasuperficie líquida se enfría con más rapidez que el suelo, porque ámedida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayordensidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que seenfría á su vez. Así pues, la mar pierde más que el suelo firme por laradiación nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia queacabamos de señalar entre las temperaturas medias del hemisferio sólidoy del líquido.

LA LUNA

SATÉLITE DE LA TIERRA

54. Fases de la Luna. —La Tierra va acompañada por la Luna en sumovimiento de rotación alrededor del Sol.

La Luna gira á su vez en torno de la Tierra, y en el mismo sentido quenuestro propio movimiento alrededor del Sol, esto es, de occidente áoriente. Su revolución se efectúa en un intervalo de 27 días y medio.

Como la distancia de la Luna á la Tierra es considerablemente máspequeña que la del Sol, la órbita de aquel astro lo coloca en cadarevolución en una serie de posiciones respecto de este último, llamadas fases, y que nos la presentan de manera muy distinta. Ya aparece comoun disco completamente iluminado; ya la vemos bajo la forma de unsemi-círculo luminoso; ya, por fin, se limita á una sección más ó menosdelgada, que es lo que llamamos media luna, ó una porción de círculosuperior á la mitad de esta figura.

55. Explicación de las fases de la Luna. —La razón de estos aspectos esmuy fácil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, querepresenta una revolución completa de la Luna alrededor de la Tierra. Enella se ve á nuestro satélite en ocho posiciones principales sobre suórbita, cuyo centro está ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol sehalla fuera de la figura á una distancia igual á cerca de 400 veces lade la Tierra á la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambosglobos.

Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.

En lo alto de la figura, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra lamitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Estaes la Luna nueva, y entonces se dice que se opera la conjunción.

El movimiento de la Luna la lleva á su segunda posición, y se empieza áver desde la Tierra una pequeña parte del disco lunar, que parece unahoz, cuya convexidad está vuelta hacia el Sol, por la parte deoccidente. En los días siguientes la media Luna se hace cada vez másancha, y á los 7 y medio próximamente después de la Luna nueva, seencuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el cuartocreciente.

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Fig. 20. Órbita de la Luna. Explicación de las fases.

En los días siguientes, nuestro satélite vuelve hacia la Tierraporciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega á laquinta posición, esto es, la que se encuentra situada en la parteinferior de la figura, y en la cual vuelve hacia nosotros

la

mitadentera.

Entonces

se

ve

iluminado

completamente el disco; este es elmomento de la Luna llena ó de la oposición, porque al llegar estemomento nuestro satélite ocupa, respecto de la Tierra, una posiciónopuesta á la del Sol.

La Luna llena se verifica 14 días y cuartopróximamente después de la nueva.

El movimiento continúa y la Luna vuelve á ocupar en la segunda mitad desu revolución, pero en sentido inverso, posiciones completamenteanálogas á las de la primera. El disco presenta porciones iluminadasmenguantes, primero el semi-círculo luminoso, luego las hoces ó medias Lunas, cada vez más estrechas y que entonces vuelven suconvexidad hacia oriente.

En los días 21º á 22º de la revolución sepresenta el cuarto menguante, y á los 29 y medio, la Luna ha vuelto áhacerse invisible: ha terminado, pues, la lunación.

*Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.

Se llama, en efecto, lunación el período que recorre así nuestrosatélite entre dos conjunciones consecutivas, ó, lo que es lo mismo,entre dos lunas nuevas.

56. Lunación. —Ya se ha visto que la Luna efectúa su revoluciónalrededor de la Tierra en 27 días y ¼ próximamente, mientras que lalunación es de 29 días y medio. Esta diferencia procede de que, mientrasla Luna efectúa una revolución sobre su órbita, la Tierra recorreigualmente, en el mismo sentido, un arco de la suya. La Luna, que hadado una vuelta entera, se presenta otra vez á coincidir con la mismaestrella; pero no ha llegado aún á su misma posición respecto del Sol, ycomo necesita aún 2 días y 5 horas más para realizar este regreso,resulta que se debe añadir esta diferencia á la duración de larevolución sobre la órbita, para obtener el tiempo exacto que tarda enefectuarse la lunación.

57. Movimiento propio de la Luna. —El movimiento de la Luna alrededor dela Tierra no se manifiesta sólo por las fases ó apariencias variadas desu disco.

También se le observa por el movimiento de la Luna sobre la bóvedaceleste. Si este astro permaneciese inmóvil, tendría el mismo movimientodiurno que las estrellas, y se le vería ocupar siempre el mismo sitio enlas constelaciones. Por el contrario, de un día á otro cambia de lugarretrocediendo hacia el oriente, como es fácil comprobarlo en el curso deuna misma noche.

Dicho movimiento de occidente á oriente es, en efecto,muy sensible, y llega á 13 grados próximamente en 24 horas.

ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA

58. Órbita de la Luna. —La órbita que la Luna describe alrededor de laTierra no está en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol.Aquél se inclina sobre la eclíptica formando un ángulo de 5 gradospróximamente.

Examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases, esfácil ver:

Que si la Luna describiese su órbita en el plano de la eclíptica, alllegar cada Luna nueva ó novilunio, la mitad oscura que este astropresenta á la Tierra, se encontraría opuesta necesariamente al Sol enlínea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensiónaparente, la luna ocultaría el Sol á la Tierra, durante todo el tiempode su paso en conjunción. El Sol sería invisible para las partes de laTierra sobre que proyectara su sombra nuestro satélite; en una palabra,habría eclipse de Sol; Que, en el mismo supuesto, al llegar la época de la oposición ó elplenilunio, habría eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra sehallaría interpuesta en línea recta entre el Sol y nuestro satélite.Este último quedaría sumido, pues, en la sombra de la Tierra.

De modo que en cada lunación habría dos eclipses, uno de Sol y otro deLuna, separados entre sí por un intervalo de catorce días y mediopróximamente.

59. Inclinación sobre la eclíptica de la órbita de la Luna.

Todo elmundo sabe que los fenómenos de esta clase son mucho más raros, lo cualdepende de que, como la órbita lunar se encuentra en un plano inclinadorespecto de la órbita de la Tierra, una mitad de esta órbita es descritapor encima de la eclíptica, y la otra mitad por debajo. En la época delnovilunio, nuestro satélite se encuentra, es verdad, en la direcciónindicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y lasombra proyectada por él en el espacio pasa por encima ó por debajo denuestro globo.

De análoga manera, en la oposición ó durante el plenilunio, la sombra dela Tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la eclíptica,pasa por encima ó por debajo de la Luna sin tocarla, y no hay eclipse.

60. Condiciones de posibilidad de los eclipses. —No olvidemos, sinembargo, que la Luna, para describir su órbita ya por encima ya pordebajo del plano de la órbita terrestre, pasa necesariamente dos vecespor este plano, en cada revolución.

Dichos dos puntos se denominan nodos.

Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posición, moviéndose sobrela órbita, y ocurre de tiempo en tiempo que la

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Luna se encuentra en unoy luego en el otro de estos nodos, en los instantes en que es también Luna nueva y Luna llena. Cada vez que se efectúa la mencionadacoincidencia, hay eclipse de Sol ó de Luna, puesto que entonces Luna,Tierra y Sol se encuentran en línea recta. Lo que hemos dicho arribasobre lo que ocurriría en la hipótesis de que la órbita lunarcoincidiese con la eclíptica, se aplica en todo su rigor á los casos queacabamos de indicar.

Ahora es posible darse cuenta de la razón que ha hecho dar su nombre alplano de la Eclíptica ó de la órbita terrestre. Los eclipses no sonposibles más que cuando la Luna pasa por este plano.

Fig. 22. Eclipse total de Sol.

61. De los eclipses de Sol. —Distínguense tres especies de eclipsessolares. Unos son totales: en ellos el disco oscuro de la Luna cubreenteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Losdemás son parciales, es decir que en ellos sólo se

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oculta una partemás ó menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hayeclipses de Sol anulares, que se verifican cuando el disco de la Lunano es bastante grande para ocultar enteramente el del Sol; entonces unanillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscurode la Luna.

Esto equivale á decir que el cono de sombra pura proyectado por la Lunanueva hacia la Tierra, alcanza ó no la superficie de nuestro globo. Sillega á dicha superficie, hay eclipse total para todos los puntos de laTierra que entran en su circunferencia, y parciales para cuantasregiones sólo quedan sumidas en la penumbra. Este es el casorepresentado por la figura 23.

Fig. 23. Eclipse anular de Sol.

Según esto, las condiciones de posibilidad de los eclipses totales deSol son las siguientes:

La Luna debe hallarse en conjunción, esto es, ha de ser novilunio.