Astronomía y astrofísica

 Movimiento diurno del Sol

1.6.1 Generalidades

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

1.6.3 Refracción astronómica

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.

1.6.4 Crepúsculos

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.

1.6.5 Semidiámetro aparente

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):

El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte, mirando hacia el Este y mirando hacia el Oeste.

Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Estas se mueven acordes al tiempo sidéreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.

Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba de un movimiento concreto de las estrellas. Desde Copérnicosabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemáica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.

Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.

El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrógrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y antihorario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en dirección Norte).

Los únicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los demás, y las estrellas con ellos parecen girar en círculos concéntricos alrededor de aquellos. El polo norte celeste está situado sobre el punto cardinal norte a una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vería la Estrella Polar en el zenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte está sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40º, el polo celeste se encuentra a una altura de 40º sobre el horizonte.

Entre las estrellas más próximas al polo norte, la más fácilmente visible es la Estrella Polar, que se encuentra a un grado de éste, y describiendo un círculo alrededor de él. El radio de dicho círculo es unas dos veces el diámetro angular nuestra Luna.

Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un círculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningún momento, por lo que son siempre visibles.

El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen sólo parte de un círculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.

En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento.