La posición del Sol en la esfera celeste

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¿Por qué dedicar un capítulo especial a la posición del Sol sobre la esfera celeste? ¿No es el Sol una estrella más como el resto de las que utilizamos en navegación astronómica? Efectivamente, el Sol es una estrella más. Pero entre nuestra estrella y nosotros hay una relación especial evidente, diferente a la que tenemos con el resto de estrellas. Y es que el Sol es eso: nuestra estrella. Estamos, astronómicamente hablando, muy cerca de ella y estamos gravitacionalmente ligados a ella. Eso quiere decir que visto desde fuera, desde nuestra nave espacial que ponemos cada vez donde nos conviene, la Tierra describe una órbita elíptica alrededor del Sol que se encuentra fijo en uno de los focos de la elipse. Esa es la vista que tienes en la parte izquierda de la animación. La perspectiva de la órbita la puedes modificar arrantrándola con el ratón. Fíjate que si miras la órbita desde arriba (desde el polo norte de la eclítica, que es como se llama ese punto) verás que la órbita está representada por un círculo y el Sol está colocado en el centro. Esto se debe a que la excentricidad de la órbita (que mide cómo de elíptica es o como de no-circular, un círculo es una elipse de excentricidad cero) de la Tierra es muy pequeña, tan pequeña que para la discusión relacionada con esta animación es irrelevante (pero es fundamental para otras cuestiones como, por ejemplo, la medida del tiempo, pero de eso hablaremos en otro capítulo de estas animaciones).

Observa cómo el eje de rotación de la Tierra está inclinado con respecto al plano de su órbita. Esa inclinación (que es de unos 23,5º) se llama oblicuidad de la eclíptica. Es la causa de la existencia de estaciones en nuestro planeta (que no se deben, como increíblemente aún hoy día se puede leer y oir en algunos sitios, a la variación de la distancia entre la Tierra y el Sol a lo largo del año debido al carácter elíptico de la órbita). La consecuencia de esta inclinación del eje de rotación de la Tierra es que la latitud del polo de iluminación del Sol (el punto que en cada instante tiene al Sol justo sobre su cabeza, es decir en su cenit) cambia continuamente con el tiempo. En la parte superior derecha de la animación puedes ver como afecta ese cambio de posición del polo de iluminación a la forma en que un observador situado en una latitud dada recibe la luz (y la energía) solar en distintas épocas del año. Puedes cambiar la latitud del observador arrastrándolo con el ratón. En la parte inferior derecha puedes mostrar el ángulo de incidencia de los rayos solares o el spot luminoso (es decir, la superficie sobre la que ha de repartirse la misma cantidad de energía procedente del Sol) en la latitud del observador. Fíjate como un observador cerca del ecuador recibe los rayos del Sol casi verticalmente en cualquier época del año mientras que un observador cerca de los polos pasa periodos del año en los que no ve al Sol, y cuando lo ve los rayos solares inciden casi horizontalmente. Es decir, cerca del ecuador la misma cantidad de energía procendente del Sol ha de repartirse en una extensión mucho menor que cerca de los polos. En consecuencia, cerca del ecuador tenemos clima tórrido y cerca de los polos tenemos mucho frío. Y, por supuesto, observa cómo cuando el hemisferio norte está inclinado hacia el Sol el hemisferio sur lo está en la dirección opuesta. Es decir, cuando en un hemisferio es verano en el otro es invierno.

¿Y cómo apreciaremos todo lo anterior si en lugar de estar en nuestra nave espacial que nos permite ver las cosas desde fuera estamos en nuestro querido planeta? Pues naturalmente desde nuestro punto de vista no somos nosotros quienes nos trasladamos alrededor del Sol sino que, por el contrario, es el Sol quien lo hace a nuestro alrededor. En un instante dado nosotros vemos al Sol proyectado en un punto dado sobre el fondo de estrellas lejanas fijas. Ese punto irá moviéndose a lo lardo del año a medida que describimos la órbita alrededor del Sol. Es decir, desde el punto de vista del observador terrestre, el Sol recorre la esfera celeste en un año, moviéndose de oeste a este a lo largo de la eclíptica (el corte del plano de la órbita terrestre con la esfera celeste). Selecciona ahora la opción esfera celeste en la parte inferior izquierda de la animación y pasarás del punto de vista desde la nave espacial al punto de vista del observador terrestre. Puesto que el eje de rotación está inclinado 23,5º con respecto al plano de la órbita, la eclíptica aparecerá sobre la esfera celeste como un círculo máximo inclinado 23,5º con respecto al ecuador celeste. Así que en su recorrido anual por la eclíptica el Sol cambia continuamente su distancia angular al ecuador, es decir cambia su declinación, y también, claro, su distancia angular entre su meridiano y el meridano del punto vernal, es decir, cambia su ascensión recta o, si lo prefieres, su ángulo sidéreo (ambas coordenadas son dos maneras diferentes de medir la misma cosa: la distancia angular a lo largo del ecuador entre el meridiano del astro y el punto vernal). Así que el Sol se mueve por la esfera celeste a lo largo del año, cambia sus coordenadas celestes continuamente, mientras que las estrellas están tan lejos que sus movimientos pasan casi inadvertidos y sus coordenadas varían tan lentamente que en navegación astronómica se toman constantes durante todo un mes. Por esta razón las coordendas celestes del Sol han de tabularse en el Almanaque Náutico con un intervalo de 1 hora mientras que las de las estrellas se tabulan con un intervalo de 1 mes.

El cambio de declinación del Sol a medida que transcurre el año significa que el recorrido que realiza por el cielo en un día como resultado de la rotación diaria de la esfera celeste, es decir, sus arcos diurno y nocturno, cambian día a día. En otras palabras, un astro recorre en un día su paralelo de declinación. Para las estrellas ese paralelo cambia sólo de mes a mes (y lo hace en una cantidad inapreciable a simple vista), pero para el Sol cambia continuamente y en una cantidad apreciable después de unas semanas (porque su declinación varía a lo largo del año desde 23,5º S a 23,5º N). El resultado es que el arco diurno, y la altura máxima del Sol sobre el horizonte en el mediodía verdadero (instante en el que el Sol pasa por el meridiano del observador) varía continuamente a lo largo del año, como puedes ver en esta otra animación que representa al Sol en el instante del mediodía verdadero visto por un observador situado en latitud norte (mayor de 23,5º):

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En esta animación también tienes representado el paralelo diario del Sol cada día del año. Observa como sólo el 21 de marzo y el 22 de octubre, es decir durante los equinnocios de primavera y otoño, el paralelo diario coincide con el ecuador celeste (sólo esos días la declinación del Sol es cero y el astro se encuentra en el ecuador celeste). Esos dos días el Sol sale por el E y se pone por el W, el resto del año lo hace más al norte (en primavera y verano) o más al sur (en otoño e invierno) de esos dos puntos cardinales. La consecuencia es que el arco diurno (la parte del paralelo diario que se encuentra sobre el horizonte del observador) es mayor que el nocturno en primavera y verano y al contrario en invierno. Los días son pues más largos que las noches en primavera y verano y más cortos en otoño e invierno.

Así pues, el Sol se encuentra siempre situado en una banda de 23,5º de ancha centrada en el ecuador celeste. Como ya debes tener muy claro después de todas las animaciones anteriores, la inclinación de esa banda con respecto al horizonte del observador depende exclusivamente de su latitud. En esta animación puedes estudiar este punto:

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En esta animación las etiquetas verano e invierno se refieren al hemisferio norte. Y tanto en esta animación como en la anterior estamos suponiendo que la declinación del Sol es constante durante todo un día, aunque ha debido quedar claro que en realidad varía de manera continua. Así que, estrictamente hablando, el Sol no recorre un paralelo durante un día sino que el paralelo en el que se encuentra cambia continuamente.

Animaciones cortesía de la Universidad de Nebraska. Traducciones por L. Mederos.

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