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En un planeta progrado como la Tierra , el día sidéreo es más corto que el día solar . En el momento 1, el Sol y una determinada estrella distante están ambos arriba. En el momento 2, el planeta ha girado 360 ° y la estrella distante está de nuevo sobre su cabeza (1 → 2 = un día sidéreo). Pero no es hasta un poco más tarde, en el momento 3, que el Sol vuelve a estar arriba (1 → 3 = un día solar). Más simplemente, 1-2 es una rotación completa de la Tierra , pero debido a que la revolución alrededor del Sol afecta el ángulo en el que se ve el Sol desde la Tierra, 1-3 es el tiempo que tarda el mediodía en regresar.

El tiempo solar es un cálculo del paso del tiempo basado en la posición del Sol en el cielo . La unidad fundamental del tiempo solar es el día . Dos tipos de horas solares son la hora solar aparente ( hora del reloj de sol ) y la hora solar media (hora del reloj).

Introducción

La órbita de la Tierra alrededor del Sol, mostrando su excentricidad.

Un poste alto fijado verticalmente en el suelo proyecta una sombra en cualquier día soleado. En un momento durante el día, la sombra apuntará exactamente al norte o al sur (o desaparecerá cuando y si el Sol se mueva directamente sobre nuestras cabezas). Ese instante es el mediodía aparente local , o las 12:00 hora aparente local. Aproximadamente 24 horas después, la sombra volverá a apuntar de norte a sur, y el Sol parece haber cubierto un arco de 360 ​​grados alrededor del eje de la Tierra. Cuando el Sol ha cubierto exactamente 15 grados (1/24 de un círculo, ambos ángulos medidos en un plano perpendicular al eje de la Tierra), la hora aparente local es exactamente las 13:00; después de 15 grados más serán las 14:00 exactamente.

El problema es que en septiembre el Sol tarda menos tiempo (medido por un reloj preciso) en hacer una revolución aparente que en diciembre; 24 "horas" de tiempo solar pueden ser 21 segundos menos o 29 segundos más que 24 horas de tiempo de reloj. Este cambio se cuantifica mediante la ecuación del tiempo y se debe a la excentricidad de la órbita de la Tierra (es decir, la órbita de la Tierra no es perfectamente circular, lo que significa que la distancia Tierra-Sol varía a lo largo del año) y al hecho de que el eje de la Tierra no es perpendicular al plano de su órbita (la llamada oblicuidad de la eclíptica ).

El efecto de esto es que un reloj que funciona a una velocidad constante, por ejemplo, completando el mismo número de oscilaciones del péndulo en cada hora, no puede seguir al Sol real; en cambio, sigue un "Sol medio" imaginario que se mueve a lo largo del ecuador celeste a una tasa constante que coincide con la tasa promedio del Sol real durante el año. [1] Este es el "tiempo solar medio", que todavía no es perfectamente constante de un siglo al siguiente, pero está lo suficientemente cerca para la mayoría de los propósitos. Actualmente, un día solar medio es de aproximadamente 86,400.002 SI segundos. [2]

Los dos tipos de tiempo solar (tiempo solar aparente y tiempo solar medio ) se encuentran entre los tres tipos de cómputo del tiempo que emplearon los astrónomos hasta la década de 1950. (El tercer tipo de cálculo del tiempo tradicional es el tiempo sidéreo , que se basa en los movimientos aparentes de estrellas distintas del Sol). [3] En la década de 1950, quedó claro que la velocidad de rotación de la Tierra no era constante, por lo que los astrónomos desarrollaron efemérides. tiempo , una escala de tiempo basada en las posiciones de los cuerpos del sistema solar en sus órbitas.

Hora solar aparente

El sol aparente es el sol verdadero visto por un observador en la Tierra. [4] El tiempo solar aparente o el tiempo solar verdadero se basa en el movimiento aparente del Sol real . Se basa en el día solar aparente , el intervalo entre dos retornos sucesivos del Sol al meridiano local . [5] [6] El tiempo solar se puede medir de forma burda con un reloj de sol . El equivalente en otros planetas se denomina tiempo solar verdadero local (LTST). [7] [8]

La duración de un día solar varía a lo largo del año y el efecto acumulado produce desviaciones estacionales de hasta 16 minutos de la media. El efecto tiene dos causas principales. Primero, debido a la excentricidad de la órbita de la Tierra, la Tierra se mueve más rápido cuando está más cerca del Sol ( perihelio ) y más lento cuando está más lejos del Sol ( afelio ) (consulte las leyes del movimiento planetario de Kepler ). En segundo lugar, debido a la inclinación axial de la Tierra (conocida como la oblicuidad de la eclíptica ), el movimiento anual del Sol es a lo largo de un gran círculo (la eclíptica ) que está inclinado hacia el ecuador celeste de la Tierra.. Cuando el Sol cruza el ecuador en ambos equinoccios , el desplazamiento diario del Sol (en relación con las estrellas de fondo) forma un ángulo con el ecuador, por lo que la proyección de este desplazamiento en el ecuador es menor que su promedio del año; cuando el Sol está más lejos del ecuador en ambos solsticios , el cambio de posición del Sol de un día al siguiente es paralelo al ecuador, por lo que la proyección sobre el ecuador de este cambio es mayor que el promedio del año (ver año tropical ). En junio y diciembre, cuando el sol está más lejos del ecuador celeste, un desplazamiento dado a lo largo de la eclíptica corresponde a un gran desplazamiento en el ecuador. Por tanto, los días solares aparentes son más cortos en marzo y septiembre que en junio o diciembre.

Duración del día solar aparente (1998) [9]
FechaDuración en tiempo solar medio
11 de febrero24 horas
Marzo 2624 horas - 18,1 segundos
14 de mayo24 horas
19 de junio24 horas + 13,1 segundos
25/26 de julio24 horas
16 de septiembre24 horas - 21,3 segundos
2/3 de noviembre24 horas
22 de diciembre24 horas + 29,9 segundos

Estas longitudes cambiarán levemente en unos pocos años y significativamente en miles de años.

Tiempo solar medio

Artículo principal: Hora universal
La ecuación del tiempo: por encima del eje, un reloj de sol aparecerá rápido en relación con un reloj que muestra la hora local media, y debajo del eje, un reloj de sol aparecerá lento .

El tiempo solar medio es el ángulo horario del Sol medio más 12 horas. Esta compensación de 12 horas proviene de la decisión de hacer que cada día comience a la medianoche con fines civiles, mientras que el ángulo horario o el sol medio se mide desde el meridiano local. [10] Actualmente (2009) esto se realiza con la escala de tiempo UT1 , construida matemáticamente a partir de observaciones de interferometría de línea base muy largas de los movimientos diurnos de fuentes de radio ubicadas en otras galaxias, y otras observaciones. [11] [12] La duración de la luz del día varía durante el año, pero la duración de un día solar medio es casi constante, a diferencia de la de un día solar aparente. [13]Un día solar aparente puede ser 20 segundos más corto o 30 segundos más largo que un día solar medio. [9] [14] Los días largos o cortos ocurren sucesivamente, por lo que la diferencia aumenta hasta que el tiempo medio se adelanta al tiempo aparente en aproximadamente 14 minutos cerca del 6 de febrero y detrás del tiempo aparente en aproximadamente 16 minutos cerca del 3 de noviembre. La ecuación del tiempo Es esta diferencia, que es cíclica y no se acumula de año en año.

El tiempo medio sigue al sol medio. Jean Meeus describe el sol medio de la siguiente manera:

Considere un primer Sol ficticio viajando a lo largo de la eclíptica con una velocidad constante y coincidiendo con el verdadero sol en el perigeo y apogeo (cuando la Tierra está en perihelio y afelio, respectivamente). Luego, considere un segundo Sol ficticio que viaja a lo largo del ecuador celeste a una velocidad constante y que coincide con el primer Sol ficticio en los equinoccios. Este segundo sol ficticio es el Sol medio ... " [15]

La duración del día solar medio aumenta lentamente debido a la aceleración de la marea de la Luna por parte de la Tierra y la correspondiente desaceleración de la rotación de la Tierra por la Luna.

Historia

Sol y Luna , Crónica de Nuremberg , 1493

Se han utilizado muchos métodos para simular el tiempo solar medio. Los primeros fueron clepsidras o relojes de agua , utilizados durante casi cuatro milenios desde mediados del segundo milenio antes de Cristo hasta principios del segundo milenio. Antes de mediados del primer milenio antes de Cristo, los relojes de agua solo se ajustaron para coincidir con el día solar aparente, por lo que no eran mejores que la sombra proyectada por un gnomon (un poste vertical), excepto que podían usarse de noche.

Pero se sabe desde hace mucho tiempo que el Sol se mueve hacia el este en relación con las estrellas fijas a lo largo de la eclíptica. Desde mediados del primer milenio antes de Cristo, la rotación diurna de las estrellas fijas se ha utilizado para determinar el tiempo solar medio, con el que se compararon los relojes para determinar su tasa de error. Los astrónomos babilónicos conocían la ecuación del tiempo y la estaban corrigiendo, así como la diferente velocidad de rotación de las estrellas, el tiempo sidéreo, para obtener un tiempo solar medio mucho más preciso que sus relojes de agua. Este tiempo solar medio ideal se ha utilizado desde entonces para describir los movimientos de los planetas, la Luna y el Sol.

Los relojes mecánicos no alcanzaron la precisión del "reloj estelar" de la Tierra hasta principios del siglo XX. Los relojes atómicos de hoy tienen una velocidad mucho más constante que la de la Tierra, pero su reloj estelar todavía se usa para determinar el tiempo solar medio. Desde finales del siglo XX, la rotación de la Tierra se ha definido en relación con un conjunto de fuentes de radio extragalácticas y luego se ha convertido en tiempo solar medio mediante una proporción adoptada. La diferencia entre este tiempo solar medio calculado y el Tiempo Universal Coordinado (UTC) determina si se necesita un segundo intercalar. (La escala de tiempo UTC ahora se ejecuta en segundos SI, y el segundo SI, cuando se adoptó, ya era un poco más corto que el valor actual del segundo del tiempo solar medio. [16] )

Ver también

  • Hora media local
  • Círculo meridiano
  • Rotación de la tierra
  • Tiempo sidéreo
  • Día sinódico

Referencias

  1. ^ Almanaque astronómico en línea. Archivado el 8 de noviembre de 2015 en la Wayback Machine (2011) Oficina del Almanaque Náutico de Su Majestad y el Observatorio Naval de los Estados Unidos. Glosario sv hora solar.
  2. ^ Segundos bisiestos . Archivado el 12 de marzo de 2015 en la Wayback Machine (1999). Departamento de Servicio de Tiempo, Observatorio Naval de los Estados Unidos.
  3. ↑ Para los tres tipos de tiempo, vea (por ejemplo) la sección explicativa en el almanaque Connaissance des Temps para 1902, página 759 Archivado 2011-08-10 en Wayback Machine .
  4. ↑ Celestial Mechanics Chapter 6 Archivado el 23 de septiembre de 2015 en la Wayback Machine , JB Tatum, Universidad de Victoria
  5. ^ Astronomical Almanac Online Archivado el 14 de septiembre de 2008en la Wayback Machine (2010). Observatorio Naval de Estados Unidos . sv tiempo solar, aparente; movimiento diurno; lugar aparente.
  6. ^ Yallop, BD y Hohenkerk, CY (agosto de 1989). Diagrama de ubicación solar Archivado el 24 de diciembre de 2010 en la Wayback Machine (Hoja de información astronómica No. 58). Oficina de Almanaque Náutico HM.
  7. ^ Allison, Michael; Schmunk, Robert (30 de junio de 2015). "Notas técnicas sobre la hora solar de Marte adoptada por el reloj solar Mars24" . Instituto Goddard de Estudios Espaciales . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio . Archivado desde el original el 25 de septiembre de 2015 . Consultado el 8 de octubre de 2015 .
  8. ^ Allison, Michael; McEwen, Megan (2000). "Una evaluación post-Pathfinder de coordenadas solares areocéntricas con recetas de tiempo mejoradas para estudios climáticos estacionales / diurnos de Marte" . Ciencia planetaria y espacial . 48 (2-3): 215. Bibcode : 2000P & SS ... 48..215A . doi : 10.1016 / S0032-0633 (99) 00092-6 . hdl : 2060/20000097895 . Archivado desde el original el 23 de junio de 2015.
  9. ↑ a b Jean Meeus (1997), Bocados de astronomía matemática (Richmond, VA: Willmann-Bell) 346. ISBN 0-943396-51-4 . 
  10. ^ Hilton, James L; McCarthy, Dennis D. (2013). "Preesión, nutación, movimiento polar y rotación de la tierra". En Urban, Sean E .; Seidelmann, P. Kenneth (eds.). Suplemento explicativo del Almanaque astronómico (3ª ed.). Mill Valley, CA: University Science Books. ISBN 978-1-891389-85-6.
  11. ^ McCarthy, DD y Seidelmann, PK (2009). TIEMPO De la rotación de la Tierra a la Física Atómica. Weinheim: Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA. ISBN 978-3-527-40780-4 . págs. 68, 326. 
  12. ^ Capitaine, N. , Wallace, PT y McCarthy, DD (2003). "Expresiones para implementar la definición de UT1 de IAU 2000" Archivado 2016-04-07 en Wayback Machine , Astronomy and Astrophysics , vol.406 (2003), pp.1135-1149 (o en formato pdf ); y para algunas definiciones anteriores de UT1, ver Aoki, S., H Kinoshita, H., Guinot, B., Kaplan, GH, DD McCarthy, DD y Seidelmann, PK (1982) "La nueva definición del tiempo universal" , Astronomía and Astrophysics , vol. 105 (1982), págs. 359-361.
  13. ^ Para una discusión de los cambios leves que afectan el día solar medio, vea elartículo ΔT .
  14. ^ "La duración del verdadero día solar" Archivado el 26 de agosto de 2009 en la Wayback Machine . Pierpaolo Ricci. pierpaoloricci.it. (Italia)
  15. ^ Meeus, J. (1998). Algoritmos astronómicos. 2ª ed. Richmond VA: Willmann-Bell. pag. 183.
  16. ↑ : (1) En "The Physical Basis of the Leap Second", por DD McCarthy, C Hackman y RA Nelson, en Astronomical Journal, vol.136 (2008), páginas 1906-1908, se afirma (página 1908), que "el segundo SI es equivalente a una medida anterior del segundo de UT1, que era demasiado pequeña para empezar y, además, a medida que aumenta la duración del segundo UT1, la discrepancia se amplía". : (2) A finales de la década de 1950, se utilizó el estándar de cesio para medir tanto la longitud media actual del segundo del tiempo solar medio (UT2) (resultado: 9192631830 ciclos) como también el segundo del tiempo de efemérides (ET) (resultado: 9192631770 ± 20 ciclos), ver "Escalas de tiempo", por L. Essen Archivado el 19 de octubre de 2008en la Wayback Machine., en Metrologia, vol 4 (1968), pp.161-165, en p.162. Como es bien sabido, se eligió la cifra 9192631770 para el segundo SI . L Essen en el mismo artículo de 1968 (p.162) declaró que esto "parecía razonable en vista de las variaciones en UT2".

enlaces externos

  • Amanecer y atardecer y altitud máxima del sol, todo el año, en cualquier lugar
  • Tempómetro solar de astrario : tiempo solar aparente en una pantalla digital.