Estaciones del Año CIENCIA

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Ciencia

Cuando se estudia el movimiento relativo anual del Sol, con respecto al centro de la Tierra, su longitud eclíptica (V. COORDENADAS ASTRONÓMICAS) varía de 0° a 360°. Pues bien, se denominan e. del a. los periodos de tiempo empleados por el Sol en recorrer los intervalos de longitudes: 0° a 90° (primavera), 90° a 180° (verano), 180° a 270° (otoño) y 270° a 360° (invierno). Recordemos, asimismo, que la órbita relativa del Sol define la eclíptica, y su intersección con el ecuador determina la línea de los equinoccios, de primavera (is) y otoño (w), del mismo modo que la perpendicular a ésta recibe el nombre de línea de los solsticios, de verano (69) e invierno (,1 ). Ambas líneas dividen la eclíptica en cuatro cuadrantes, por lo cual también puede decirse que una e. es el tiempo que el Sol permanece en cada uno de estos cuadrantes.

Dos problemas fundamentales se plantean entonces: 1) calcular los instantes de comienzo de las e.; 2) calcular la duración de cada una de ellas. Para resolver estos problemas, es necesario poder fijar la elipse que describe el Sol en su movimiento anual, es decir, su excentricidad y la posición de su eje mayor, o línea de los ápsides, cuyos extremos se denominan perigeo y apogeo. P. ej., para 1968,0, la excentricidad de la órbita terrestre es e=0,0167226 y la longitud media del perigeo w= =282%39006.

Notemos que, por tratarse de un movimiento elíptico, la longitud (~) del Sol no varía de manera uniforme y, por tanto, no puede emplearse como parámetro en los cómputos de tiempo; de ahí la necesidad de introducir la ecuación del centro (v. TIEMPO), que relaciona la anomalía verdadera

v=~)-w

y la anomalía media

M = n(t- T),

(V. óRBITA DE LOS PLANETAS) por la expresión O -w=M+2e sen M+ (5/4) e2 sen 2M+... Dando a O los valores

0°, 90°, 180°, 270°, 360°,

obtenemos, por aproximaciones sucesivas, las anomalías medias correspondientes

MO, Ml, M2, M3, M4, y finalmente las épocas

t0, tl, t2, t3, t4?

P. ej., para 1,0 en. 1968, tenemos:

to=80d,557, t1=1734,342, t2=2664,976, t3=3564,792, t4=4454809,

de donde resulta el siguiente cuadro para 1968:

La duración total de la primavera y verano (186x,42), es superior a la del otoño e invierno (178x,82). Esta disparidad, que debería influir en el flujo total de calor recibido por los hemisferios norte y sur, está compensada por la mayor proximidad del Sol en otoño e invierno. Es de notar, también, que las perturbaciones de la órbita terrestre originan una lenta variación de las estaciones.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: A. DANJON, Astronomie Générale, París 1959; R. M. ALLER, Introducción a la Astronomía, Madrid 1957.