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.
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.
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.
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
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.
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,
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
0°
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
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
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 lar