1.6 Movimiento diurno del Sol
Decimos que
un astro está en su orto cuando
atraviesa el horizonte, pasando del hemisferio invisible al visible. Decimos
que un astro está en su ocaso cuando
atraviesa el horizonte, pasando del hemisferio visible al invisible. El orto y
el ocaso son simétricos con respecto al plano meridiano, por lo que sus
acimutes serán opuestos.
Culminación es el paso de un astro por el meridiano del
lugar. Si el paso ocurre a altura máxima la culminación se denomina superior y si a mínima inferior.
En el caso
del Sol la culminación superior marca el mediodía
y la inferior la medianoche. El
intervalo de tiempo que transcurre desde el orto del Sol hasta su culminación
superior recibe el nombre de mañana y
al que transcurre entre el mediodía y
el ocaso le llamamos tarde.
Arco semidiurno, H, es el ángulo horario del ocaso. Su opuesto
es el ángulo horario del orto. Si el arco semidiurno es H, 2H será la duración
del día de luz (desde el orto al ocaso del Sol), de ahí el nombre.
Muchas veces
en lugar de considerar el acimut del orto o del ocaso, se considera la amplitud, que se define como la
distancia angular del orto (o del ocaso) al punto E (u W) contada
negativamente cuando el orto está entre el E
y el S, y positivamente cuando el
orto está entre el E y el N; negativamente cuando el ocaso está
entre el W y el S, y positivamente cuando el ocaso está entre el W y el N. La amplitud del orto se denomina amplitud ortiva y la del
ocaso, occídua, siendo ambas iguales
1.6.2 Duración del día según la época del año
En el día del
equinoccio de primavera (o del equinoccio de otoño), el Sol está en el punto
Aries (o en el punto Libra) y su declinación es nula. Este día, siguiendo el
movimiento diurno, el Sol saldrá exactamente por el este y se pondrá
exactamente por el oeste, describiendo el ecuador. Permanece 12 horas por
encima y 12 horas por debajo del horizonte, es decir, la duración del día de
luz, es la misma que la duración de la noche (12 horas) de ahí el nombre de "equinoccio" (Fig.14.1).
FIG
14.1
En días
posteriores a su paso por el punto Aries, la declinación del Sol va aumentando
debido al movimiento ánuo directo sobre la eclíptica. Entonces, siguiendo el
movimiento diurno, el Sol saldrá y se pondrá cada vez más hacia el punto norte,
aumentando la amplitud y el arco semidiurno.
Cuando, en su
movimiento ánuo, el Sol llega al punto Cáncer (solsticio de verano) alcanza su
máxima declinación (Fig.15.1). En este instante, tanto la
amplitud como el arco semidiurno son máximos. Es el día del año con más horas
de luz y el Sol, en su movimiento diurno, describe el trópico de Cáncer.
Desde el punto Cáncer al punto Libra se invierte el proceso anterior: la
declinación del Sol disminuye, saliendo y poniéndose cada día menos hacia el
norte, hasta llegar a salir otra vez por el este y ponerse por el oeste
(equinoccio de otoño).
FIG
15.1
Cuando el
Sol, en su movimiento ánuo, se encuentra entre el punto Libra y el punto Capricornio,
la declinación es negativa y aumenta su valor absoluto. El Sol sale y se pone
cada vez más hacia el sur, disminuye la amplitud y el arco semidiurno. En el
solsticio de invierno la declinación del Sol es mínima, así como la amplitud y
el arco semidiurno. Es por tanto, el día con menos horas de luz. El Sol
describe el trópico de Capricornio en su movimiento diurno (Fig.l6.1).
Desde el punto Capricornio hasta el punto Aries se invierte el proceso
anterior. La declinación del Sol aumenta, saliendo y poniéndose cada día menos
hacia el sur hasta llegar a hacerlo nuevamente por el este y el oeste
(equinoccio de primavera). Resumimos lo dicho en la tabla II.
FIG
16.1
Según lo que
acabamos de exponer, la duración del día de luz en el solsticio de verano
debería ser la misma que la de la noche del día del solsticio de invierno y en
los equinoccios el día de luz debería durar igual que la noche. Sin embargo, no
es así, debido a la refracción
causada por la atmósfera sobre la imagen del Sol, la cual implica una variación
entre las coordenadas verdaderas del
Sol y las que observamos o aparentes
como veremos en el capítulo siguiente.
TABLA II
Punto |
Estación |
Recorrido ánuo |
D |
Amplitud (180º-a) |
Arco semidiurno |
^ |
Equinoccio
primavera |
De ^a
a |
0º crece |
0º crece |
12h crece |
a |
Solsticio verano |
De a a d |
+e dismin. |
Máxima dismin. |
Máximo Dismin. |
d |
Equinoccio otoño |
De d a g |
0º dismin. |
0º dismin. |
12h dismin. |
g |
Solsticio
invierno |
De g a ^ |
-e crece |
Mínima crece |
Mínimo crece |
Debido al
fenómeno de la refracción la
atmósfera influye sobre las posiciones de los astros. En esta sección se
procederá a una primera introducción al tema, que se ampliará en secciones
posteriores.
Consideremos
la Tierra plana. Las superficies de igual densidad serán planos paralelos al
suelo y coincidirán con las superficies de igual índice de refracción (tanto
la densidad como el índice de refracción disminuyen con la altitud). Según la
ley de Snell, cuando un rayo luminoso pasa de un medio a otro de mayor índice
de refracción el rayo se acerca a la normal. Entonces, teniendo en cuenta que
en la atmósfera la variación del índice de refracción con la altura es una
función continua, tendremos que la trayectoria de un rayo de luz procedente de
un astro E será una curva plana, con
su con cavidad dirigida hacia el suelo, cuya asíntota nos determina la
dirección del astro. La tangente a la curva en el observador O nos determinará la dirección aparente E' del astro (Fig. 17.1).
FIG
17.1
La
diferencia:
donde h' es la altura aparente y h la altura verdadera, se denomina refracción astronómica.
También puede
expresarse en función de las distancias cenitales verdadera z y aparente z':
Así pues, a
consecuencia de la refracción aumenta la altura aparente de los astros y
disminuye su distancia cenital; sin embargo, no varían sus acimutes. Para z=0°, R=0 y para z = 90°, R es máxima. Para el Sol en las
Efemérides Astronómicas se toma el valor 34' para la R máxima.
La difusión
por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol da lugar a que veamos luz solar
cuando el Sol no ha salido todavía, aurora
o crepúsculo matutino, y sigamos viéndola cuando el Sol ya se ha
puesto, crepúsculo vespertino. Dicha
difusión alarga pues el día de luz.
Distinguiremos
tres clases de crepúsculos:
Crepúsculo civil, tiempo que media desde la puesta del Sol
hasta que la altura de su centro es de ‑6°. A1 finalizar el mismo
empiezan a ser visibles las estrellas de primera magnitud.
Crepúsculo náutico, tiempo que media desde que la altura del
centro del Sol es de ‑6° hasta que es de ‑12°. Al finalizar el
mismo empiezan a ser visibles las estrellas de segunda magnitud.
Crepúsculo astronómico, tiempo que media desde que la altura del
centro del Sol es de ‑12° hasta que es de ‑18°. Al finalizar el
mismo empiezan a ser visibles las estrellas de sexta magnitud (las visibles a
simple vista).
Estas mismas
definiciones nos pueden servir, invirtiéndolas, para los crepúsculos matutinos.
Dado que el
Sol es un objeto celeste extenso, podemos definir su diámetro aparente, s, como el ángulo bajo el cual se ve desde la
Tierra el radio del Sol (Fig. 18.1).
FIG
18.1
Sean:
T el
centro de la Tierra, S el centro del Sol, r el radio del Sol, r la distancia entre los centros del Sol y de la Tierra.
De la Fig.18.1 se desprende:
Y por ser s muy pequeño:
Como que la
Tierra describe una elipse con el Sol en uno de sus focos, r y, en consecuencia, s
variarán en el transcurso del año; pero, como que la excentricidad de dicha
elipse es muy pequeña, con mucha aproximación, s puede considerarse constante. Se suele tomar s = 16'.
Se dice que el
Sol sale (o se pone) cuando su borde superior aparece (o desaparece) por el
horizonte. Recordando que el valor de la refracción en el horizonte es de R = 34', resulta que la distancia
cenital del centro del Sol, tanto en los ortos como en los ocasos aparentes del
mismo, será de:
y por tanto su altura de (Fig. 19.1):
h= -50’
FIG 19.1
Tanto la
refracción como el semidiámetro solar alargan la duración del día de luz. En
consecuencia, la duración del día de luz del solsticio de verano es mayor que
la de la noche del día del solsticio de invierno.
1.6.6 Movimiento diurno desde distintas
latitudes
Hasta ahora
hemos considerado la latitud fija. Veamos que ocurre desde distintas
latitudes.
Observador en el ecuador (f =
0°): El eje del mundo y la
meridiana coinciden, así como los polos celestes y los correspondientes puntos
cardinales Norte y Sur. El Sol sale y se pone según una trayectoria
perpendicular al horizonte todos los días del año (de ahí la menor duración del
crepúsculo en zonas de baja latitud). El día de luz tiene siempre la misma
duración que la noche, despreciando la refracción y el semidiámetro. El día
del equinoccio, el Sol recorre el primer vertical. El día del solsticio de
verano la amplitud vale e y el día del
solsticio de invierno vale –e (Fig.20.1).
FIG
20.1
Observador en el polo (f =
90°): La vertical coincide
con el eje del mundo y el horizonte coincide con el ecuador. Así pues, no están
definidos ni el plano meridiano ni la perpendicular; es decir, en el polo no
están definidos los puntos cardinales El Sol en su movimiento diurno describe
almucantarates (que coinciden con los paralelos celestes) y su altura es
igual a su declinación. En su movimiento diurno, el día de luz dura desde que
el Sol se encuentra en el punto Aries hasta que se encuentra en el punto Libra
(despreciando la refracción y el semidiámetro). En los equinoccios el Sol
describe el horizonte. El día del solsticio de verano, alcanza la altura máxima
e (oblicuidad de la eclíptica) y el día del
solsticio de invierno alcanza la altura mínima
‑e
(Fig. 21.1).
FIG
21.1
Observador en el trópico (f = e): En el trópico de Cáncer el Sol pasará por el
cenit sólo el día del solsticio de verano. En el trópico de Capricornio pasará
por el cenit el día del solsticio de invierno.
Observador en la zona tórrida (|f| < e): El Sol pasará por el cenit dos veces
al año. En primavera y verano, si 0 < f < e y
en otoño e invierno, si – e < f < 0.
Observador en un círculo polar (|f| = 90º- e): En el círculo polar ártico el Sol no
llega a salir, pero roza el horizonte, en el solsticio de invierno. En el
solsticio de verano el Sol describe un paralelo celeste tangente al horizonte;
así pues, a media noche el Sol se encontrará en el horizonte (Sol de media
noche). Efectivamente, en el día del solsticio de verano, la declinación del
Sol vale e, y su distancia polar 90º-e, que es la
latitud del círculo polar ártico. En el círculo polar antártico dicho fenómeno
ocurre en el solsticio de invierno (Fig.22.1).
FIG
22.1
Hay que
señalar que existen lugares de la Tierra en los cuales, al menos una noche al
año, no habrá noche cerrada. Para ello bastará con que la depresión del Sol
en la culminación inferior sea menor de 18° (crepúsculo astronómico). El caso
más favorable será el de altura máxima (solsticio de verano en el hemisferio
norte) y así, para D=e, será (Fig.23.1):
FIG 23.1
Es decir,
para f ³ 48°,5, como es el caso de París, por ejemplo, no habrá noche cerrada
el día del solsticio de verano.