The Project Gutenberg EBook of Cosmografía, by
Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
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Title: Cosmografía
Author: Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
Release Date: March 29, 2007 [EBook #20930]
Language: Spanish
*** START OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFÍA ***
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ENCICLOPEDIA DE LAS ESCUELAS
COSMOGRAFÍA
por AMADEO GUILLEMIN
HACHETTE Y Cia
[Illustración]
PARÍS LIBRERÍA DE HACHETTE Y Cia 79, BOULEVARD SAINT-GERMAIN, 79
1889
ÍNDICE
MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO
LA TIERRA
La Tierra es redonda
La Tierra gira sobre si misma
Dimensiones De la Tierra
Movimiento de translación de la Tierra alrededor del Sol
Órbita de la Tierra
Los días y las noches
Las estaciones
LA LUNA
Fases de la Luna, etc
Eclipses de Sol y de Luna
EL SOL
LOS PLANETAS
LOS COMETAS
LAS ESTRELLAS
* * *
Coulommiers.--Imp. P. Brodart et Gallois
* * * * *
COSMOGRAFÍA
MOVIMIENTO DIURNO DEL CIELO
=1. Objeto de la Cosmografía=.--Cuando durante el día está el cielo libre
de nubes y de brumas, parece una bóveda transparente, de color azulado
brillante (ese azulado especial llamado _celeste_), sobre la cual se
mueve, desde su orto hasta su ocaso, el disco del _Sol_. Así que este
astro desaparece debajo del horizonte, el cielo se oscurece poco á poco,
toma tono azul más profundo, y empiezan á distinguirse, acá y acullá,
unos puntos luminosos cuyo número va aumentando á medida que la noche se
hace más completa.
Esos puntos luminosos, cuyo brillo no es idéntico, son las _estrellas_.
La _Luna_ se deja ver también en el cielo, ya bajo la forma de un sector
esférico, que vulgarmente se llama _media luna_, ya bajo la de un pedazo
de círculo más ó menos recortado, ya bajo la de un círculo completo.
El Sol, la Luna y las estrellas son _astros_ ó _cuerpos celestes_. Pero
pronto se verá que la Tierra que habitamos es también un astro, y que se
mueve en los espacios, lo mismo que los restantes cuerpos análogos.
La =Cosmografía= tiene por objeto el estudio de todos esos cuerpos, de sus
formas y dimensiones, de su aspecto y movimientos.
=2. Salida y ocaso de los astros=.--Todo el mundo ha visto salir el Sol
por las mañanas de debajo del horizonte, elevarse poco á poco en el
cielo durante la primera mitad del día, y luego descender, acabando por
ocultarse en un punto del horizonte opuesto al de su orto.
Examinando con cuidado las estrellas en el curso de la noche, se observa
que están animadas de un movimiento análogo al del Sol. Véselas salir
sucesivamente por la misma parte que aquél, subir por la bóveda celeste,
y luego descender, para ocultarse por el opuesto.
Cada estrella describe una línea curva, un arco de círculo más ó menos
grande, y todas juntas parecen moverse como si la bóveda del cielo
girara toda entera de _oriente_ (parte del orto) al _occidente_ (parte
por donde se efectúa el ocaso).
De ahí resulta que las estrellas ocupan siempre las mismas posiciones
relativas. Las figuras que estos cuerpos forman en el cielo, y que son
fáciles de reconocer examinando los más brillantes de ellos, permanecen
siendo siempre las mismas, no sólo durante cada noche, sino durante
todas las noches del año.
Por eso se las denomina _estrellas fijas_, porque parece que están
sujetas, _clavadas_, sobre la bóveda celeste; pero ya se verá que esa
fijeza no es más que aparente y proviene de la enorme distancia á que
nosotros nos encontramos de las estrellas.
Algunas estrellas, cuyo número es relativamente muy escaso, no sólo
salen y se ponen como las otras, sino que se mueven respecto de ellas,
atravesando el cielo. Ese movimiento ha hecho que se les dé el nombre de
_planetas_, voz derivada de otras de origen griego, que significan
_cuerpos-errantes_. La Tierra es un planeta porque, como estos últimos
astros, se mueve también en el cielo.
=3. Movimiento diurno=.--Se da ese nombre al movimiento de conjunto que
arrastra á todo el cielo de oriente a occidente en el intervalo de un
día próximamente.
Cada estrella describe, desde su orto hasta su ocaso, una circunferencia
entera; una parte de esta circunferencia es trazada sobre el horizonte y
la otra debajo.
Todas estas circunferencias son paralelas entre si y tienen dos centros
comunes ó polos, que son puntos invariables de la bóveda celeste. Uno de
esos polos está situado sobre el horizonte del lugar donde se le
observa; el otro, que está situado por debajo, no puede, en
consecuencia, ser visto. El polo visible en los lugares situados en el
hemisferio norte de la Tierra se denomina por tal razón _polo norte_ ó
_polo boreal_. El segundo, visible en el hemisferio sur, se llama _polo
sur_ ó _austral_.
Mirando desde el ecuador terrestre, los dos polos celestes se encuentran
sobre el horizonte, en dos puntos diametralmente opuestos.
=4. Eje del mundo=.--Se da este nombre á la línea recta que une los dos
polos celestes, y á cuyo alrededor se efectúa el movimiento diurno.
En el ecuador, el eje del mundo aparece recostado sobre el horizonte. En
los puntos situados, sea al norte, sea al sur del ecuador, este eje se
encuentra inclinado sobre el horizonte, hacia el norte en el hemisferio
norte, hacia el sur en el hemisferio sur; y la inclinación va
disminuyendo á medida que la latitud aumenta. En ambos polos de la
Tierra, el eje es perpendicular al horizonte.
LA TIERRA
LA TIERRA ES REDONDA
=5. Forma de la Tierra=.--En los países llanos, ó bien en la superficie
del mar, parece que la forma de la Tierra es plana; en las regiones
montañosas ó accidentadas, aquella forma se nos antoja completamente
irregular. Pero esto no es más que una apariencia, dependiente de que la
vista no puede abarcar, en cada punto, más que una pequeñísima parte de
la superficie terrestre.
En realidad, la Tierra es redonda. Su figura es la de una bola ó de un
globo casi esférico. Podéis daros cuenta de ese hecho de la manera
siguiente.
=6. Horizontes terrestres circulares=.--Primeramente, cuando se está en
medio de una extensa llanura, el horizonte tiene la forma de un círculo,
cuyo centro se halla ocupado por el observador. Si se cambia de
posición, persiste la forma circular del horizonte, por más que varían
sus límites. Otro tanto ocurre en alta mar, donde la línea que separa el
cielo de las aguas es siempre una circunferencia claramente marcada.
Podría creerse que esta forma circular del horizonte procede de la
debilidad de nuestra vista, limitada por la distancia, puesto que el
limite dista lo mismo por todos lados. Pero la prueba de que eso no es
verdad se tiene en que elevándose verticalmente a alturas cada vez
mayores, sobre un edificio, si se está en la llanura, á la extremidad de
los mástiles de un navío si nos hallamos en el mar, se ve extenderse la
zona visual. Objetos que antes eran invisibles, se convierten en
visibles. Este ensanche del horizonte no puede explicarse más que por la
redondez de la Tierra.
=7. Horizontes marítimos circulares=.--Cuando se observa desde una altura
de la costa la marcha de un navío que se aleja del puerto, lo primero
que se pierde de vista son las partes bajas del navío, el casco, la
cubierta, y los palos, empezando por abajo y siguiendo hasta sus topes.
Si el buque se acerca á la tierra firme, empezamos, al contrario, por
ver lo alto de sus mástiles, cuando aun el casco se encuentra oculto
debajo del horizonte.
[Illustración: Fig. 1.--Curvatura de los continentes.]
[Illustración: Fig. 2.--Curvatura de los mares.--Explicación de los
diversos aspectos de un buque, etc.]
Lo mismo sucede á la gente que se encuentra á bordo del barco; al
acercarse á una costa, empiezan por ver las cimas, y luego la base de
las montañas ó colinas que se extienden á lo largo de aquélla; al
alejarse ocurre lo inverso.
De esa manera se patentiza la curvatura de la superficie del mar. Y como
las mismas apariencias se presentan sea cual fuere la dirección en que
se observe, se puede deducir con entera confianza que la figura de la
Tierra es esférica ó casi tal.
=8. Aislamiento de la Tierra en el espacio.=--Por lo demás, este cuerpo se
encuentra completamente aislado en el espacio y en el cielo, del cual no
lo separa más que la capa transparente que forma lo que se denomina su
atmósfera (_esfera de vapores_). Ese aislamiento de la Tierra se muestra
patente ante nuestra vista de varias maneras. En primer lugar, por el
movimiento diurno de los astros, que, después de haber desaparecido cada
día por la parte del ocaso, efectúan su reaparición al día siguiente por
la del orto: de modo que han acabado por debajo de la Tierra la rotación
empezada por encima, movimiento que no podría concebirse si la Tierra no
se hallara completamente aislada por todos sus puntos.
=9. Viajes de circumnavegación=.--Otra prueba de la redondez de la Tierra
y de su aislamiento en el espacio se deduce de los viajes de
_circumnavegación_. Dase ese nombre al trayecto seguido por un navío
que, andando siempre en el mismo sentido, por ejemplo, hacia el oeste,
acaba por volver al punto de partida, pero por el lado del este. En vez
de dar de esa manera la _vuelta al mundo_ por mar, se puede efectuarla
por tierra, ó bien tomar ya una ya otra de esas dos vías. El resultado
es siempre el mismo: se sale de un punto en una dirección, y se vuelve
al mismo punto por la opuesta. El primer viaje auténtico de
circumnavegación fué efectuado por varios buques que mandaba el
portugués Fernando Magallanes.[A] Ese navegante se embarcó el 20 de
setiembre de 1519 en el Océano, en un puerto de España, y, dirigiéndose
hacia el oeste, llegó al continente americano, descubierto poco tiempo
hacía. La falta de un paso que le permitiese continuar su ruta hacia
occidente, lo determinó á costear la América en la dirección del sur, á
doblar la extremidad meridional de la misma por el estrecho que lleva su
nombre, y á continuar su navegación hacia el oeste. Así atravesó el
Pacífico, tocó en las Molucas, y los barcos acabaron por volver á Europa
como si hubiesen venido de oriente, después de dar la vuelta entera al
globo terráqueo.
[A: Magallanes no pudo acabar el viaje de circumnavegación,
porque murió en las Molucas. Del mando de la escuadrilla se encargó
entonces Sebastián de Elcano, marino vascongado, á quien el rey de
España, que ordenó la expedición, dió como divisa un globo con esta
frase: _Primus circumdidisti me_.]
=10. Antípodas=.--No estando la Tierra, esta enorme masa, sostenida por
parte alguna, se pregunta uno cómo es que no cae. Siendo esférica su
forma, también extraña que sus habitantes puedan permanecer en
equilibrio alrededor de todo ese globo. Cada punto de él tiene lo que se
llama sus _antípodas_, es decir, un lugar en que lo alto y lo bajo se
encuentran precisamente en sentido opuesto de lo alto y de lo bajo en el
primer punto. ¿Cómo es posible, nos decimos, que las personas situadas
en nuestros antípodas puedan mantenerse con las pies para arriba y la
cabeza para abajo?
[Illustración: Fig. 3.--Las verticales concurren en el interior de la
Tierra.--Antípodas.]
En realidad, las palabras _caer, arriba_ y _abajo_ son expresiones cuyo
sentido es completamente relativo, esto es, que depende de la posición
de cada observador. En cada punto, la vertical indica la dirección en
que caen los cuerpos graves. Siendo redonda la Tierra, las verticales de
todos sus puntos irían á reunirse, si se pudiera prolongarlas, en el
centro mismo de nuestro globo. En ese centro es donde caerían todos los
cuerpos situados en la superficie, si el suelo no les sirviese de apoyo.
En cada sitio se establece el equilibrio relativamente á la dirección de
la vertical y en el sentido de ésta.
De análoga manera, en el cielo, donde se mueve la Tierra, no hay alto ni
bajo. El Sol es para aquélla lo mismo que el centro de nuestro globo es
para los cuerpos que se encuentran en su superficie. Si la Tierra no
estuviese animada de un movimiento que la obliga á dar vueltas alrededor
del Sol, caería inmediatamente sobre este astro. Por efecto de un
movimiento análogo es por lo que la Luna no cae sobre la Tierra.
LA TIERRA GIRA SOBRE SÍ MISMA
=11. Movimiento real de la Tierra.=--Puesto que en el intervalo de un día
poco más ó menos, describen todos los astros juntos, Sol, Luna y
estrellas, una circunferencia entera, sea por encima, sea por debajo del
horizonte, resulta necesariamente de este hecho:
Ó que el cielo efectúa una revolución en ese período;
Ó que la Tierra gira sobre sí misma, en sentido contrario del movimiento
diurno.
Este segundo supuesto es el verdadero, según lo demostró antes que nadie
Galileo, hará pronto tres siglos.
Es completamente inverosímil que el movimiento diurno de las estrellas,
del Sol y de la Luna pertenezcan individualmente á cada uno de estos
cuerpos. Para que así ocurriese, sería necesario admitir que todos esos
astros, sea cual fuese su distancia á la Tierra, se hallasen animados de
prodigiosas velocidades, capaces de hacerles recorrer en 24 horas una
circunferencia entera; se necesitaría, por otra parte, que dichas
velocidades fuesen desiguales, y tales, no obstante su desigualdad, que
todas esas revoluciones independientes se realizaran rigurosamente en el
mismo espacio de tiempo.
Esos movimientos se explican del modo más sencillo, con sólo admitir que
no son sino aparentes y que la Tierra es la que gira uniformemente de
occidente á oriente, alrededor de un eje que pasa por su centro. Este
eje conserva en el espacio dirección invariable, yendo á atravesar el
cielo en dos puntos que parecen inmóviles. Son los polos celestes, que
corresponden precisamente á los dos polos terrestres; éstos son los dos
únicos puntos de la superficie de nuestro globo que, por hallarse
situados en el eje mismo de la rotación, no participan de este
movimiento.
Nosotros, los habitantes de la Tierra, no nos damos cuenta del
movimiento de rotación de que estamos animados con todo cuanto existe en
su superficie. Esto depende de que los cuerpos que nos rodean giran con
nosotros, animados de análoga velocidad; en consecuencia, sus distancias
y posiciones relativas no se modifican: las tierras, los campos y hasta
el aire son arrastrados como nosotros. Podríamos compararnos con los
viajeros que desde lo interior de un vagón ó de un buque ven los campos,
los árboles y las casas, alejarse en sentido opuesto al del carro ó
barco que los lleva. El globo terrestre es ese bajel en que vamos todos
embarcados, y que nos parece inmóvil, mientras que los objetos
exteriores, es decir, los astros, parecen arrastrados en sentido
contrario.
=12. Orientación.--Plano meridiano.=--_Orientarse_, en un horizonte
cualquiera, es hallar la dirección exacta de las líneas que van á los
puntos cardinales, de norte á sur y de este á oeste. Es fácil lograrlo
por medio de la observación del movimiento diurno de los astros, sea
durante la noche, sea de día.
[Illustración: Fig. 4.--Estrella Polar.]
La primera indicación la suministran el orto y el ocaso, pues aquél se
efectúa por la parte de oriente ó del este, y el segundo por la de
occidente ú oeste. Cada estrella describe un arco de círculo, elevándose
cada vez más hasta un punto á partir del cual empieza por el contrario á
bajar, hasta que llega á su ocaso. El punto más alto de su camino, que
es el punto medio mismo del arco, ó _culminación_ de la estrella, se
encuentra en el _plano meridiano_, esto es, en el plano vertical que
corta el horizonte en los dos puntos _norte_ y _sur_. Este plano es el
mismo para todos los astros, pues contiene todos los puntos culminantes
de éstos; pero es difícil orientarse buscando la posición de este plano
por medio de los puntos culminantes de las estrellas, cuando se carece
de los instrumentos necesarios.
=13. Orientación de noche en el hemisferio norte.=--Si el horizonte del
punto donde nos hallamos se encuentra situado en el hemisferio norte de
la Tierra, será posible orientarse durante la noche, con tal de que se
vean las estrellas, de la siguiente manera.
Fácilmente se reconocerá un grupo de siete estrellas, que tiene el
nombre de Osa Mayor, representado en la figura 4.
Como las siete estrellas del grupo en cuestión no se ponen nunca en los
países del hemisferio norte que se encuentran por encima del paralelo
40, siempre se las verá, sea cual fuese su posición en el cielo. Si la
línea _ab_, que une las dos estrellas del trapecio, se prolonga unas
cinco veces su distancia aparente, se encontrará en esta prolongación
una estrella de segunda magnitud, que pertenece á otro grupo, cuya forma
es casi idéntica á la de la Osa Mayor y que por lo mismo ha recibido el
calificativo de Osa Menor. Esa estrella, muy cercana al punto que
constituye el polo celeste boreal, es la _Polar_.
[Illustración: Fig. 5.--Cruz del Sur.]
Pues bien, el plano vertical que la contiene es el meridiano ó apenas se
diferencia de éste. Desde este momento, la dirección de la meridiana es
conocida, pues se tiene el punto cardinal norte por la parte de la
estrella, y el punto sur en la dirección opuesta. La línea que corta la
meridiana formando ángulos rectos, dará á la derecha del norte el punto
este y á la izquierda el oeste.
=14. Orientación de noche en el hemisferio sur.=--Si el lugar donde se
está pertenece al hemisferio sur de la Tierra, la orientación será fácil
tomando como punto de partida un grupo muy aparente y bien conocido de
cuatro estrellas, dispuestas á manera de brillante cruz y llamadas por
eso mismo la constelación de la _Cruz del Sur_ (fig. 5).
Estas estrellas no se ponen nunca, desde que la latitud del lugar pasa
de 40 grados. El movimiento diurno les hace describir entonces una
circunferencia entera alrededor del polo. Pero en todas las posiciones
que la Cruz ocupa en esa revolución, su brazo mayor, _ab_, se encuentra
dirigido siempre hacia el polo celeste austral, y se encontrará el punto
de éste, prolongando _ab_ cuatro veces su longitud. Desgraciadamente, en
ese sitio y en sus alrededores, no existe estrella ninguna algo
brillante, como la Polar en el hemisferio norte.
De modo que para hallar en el horizonte el punto sur, será necesario
imaginar un plano vertical que pase por este punto del cielo, que nada
distingue ni caracteriza. Sin embargo, no es difícil lograrlo con un
poco de práctica.
=15. Determinación de la meridiana, de día.=--Digamos ahora la manera de
orientarse durante el día, observando la dirección de las sombras que
proyecta una varilla ó vástago vertical, dispuesta sobre un plano
horizontal.
Se empieza por establecer, con ayuda de un nivel, una superficie plana
perfectamente horizontal, y en su centro se coloca una varilla recta, en
la línea misma de la vertical determinada con la plomada. Antes se habrá
tenido cuidado de trazar con el compás cierto número de circunferencias,
tomando por centro el punto donde se va á colocar la varilla. Y luego,
aprovechando un día de sol despejado, se sigue atentamente la marcha de
la sombra proyectada por la varilla. Esas sombras van disminuyendo de
tamaño á partir de la mañana hasta el momento en que el Sol, al llegar
al punto más alto de su carrera diurna, pasa por el meridiano; luego
aumentan á medida que avanza la tarde, pasando en sentido inverso por
las mismas alturas.
[Illustración: Fig. 6.--Determinación de la meridiana por las sombras de
un vástago vertical.]
El observador notará en cada circunferencia (fig. 6) el punto donde la
extremidad de la sombra de la mañana y la de la tarde coinciden
exactamente con la extremidad de su radio. Las dos líneas obtenidas de
esa manera forman un ángulo BOA. Dividiéndolo en dos partes iguales, por
medio de una línea recta ON, se tendrá la dirección de la meridiana del
lugar. Repitiendo la misma operación con otras circunferencias, se
obtendrá medio de comprobar la exactitud de la primera; ó bien se
suplirán así las observaciones que puedan faltar por efecto de una
interposición pasajera de nubes delante del Sol.
=16. Orientación: uso de la brújula.=--Finalmente, también se puede
determinar la posición de la meridiana si se conoce la _declinación
magnética_ del lugar donde se observa; es decir, el ángulo que esta
línea forma con la dirección de la aguja imanada, suspendida sobre un
eje, y en libertad para girar libremente en un plano horizontal. Este
medio es tanto más valioso cuanto que no siempre es posible observar el
Sol ó las estrellas, cuando el cielo está brumoso ó nublado.
El instrumento que sirve para este género de observación es la brújula
de declinación (fig. 7). La dirección de la aguja imanada no es la misma
del meridiano; pero como el ángulo que forma con el plano de éste es
conocido para cada punto, es fácil deducir la dirección de la meridiana.
Por ejemplo: en París la aguja imanada se dirige próximamente unos 16
grados al oeste; en consecuencia, habrá que volver la brújula de modo
que la aguja quede en esta posición (poco más ó menos en la dirección N.
NO.--S. SE.). Entonces la línea señalada por las palabras _norte, sur_,
dará la orientación que se busca.
[Illustración: Fig. 8.--Brújula terrestre de declinación.]
Como la declinación varía, no sólo de un año para otro en un mismo
lugar, sino también de un país á otro, los marinos y los viajeros
necesitan mapas que les indiquen el valor de este elemento en todos los
mares y regiones que deben recorrer, y para la época en que deban
hallarse en ellos.
Cuando se conoce la meridiana, se tienen los puntos norte y sur del
horizonte. La línea este-oeste se traza formando ángulo recto con la
primera, y así se conocen los cuatro puntos cardinales. El Sol no sale
exactamente por el este para ponerse por el oeste más que en la época de
los equinoccios, es decir, del 20 al 21 de marzo ó del 20 al 22 de
setiembre. Ese día, el Sol describe la mitad exactamente de un círculo
sobre el horizonte, y otra semi-circunferencia por debajo de éste. La
circunferencia completa es el ecuador celeste.
=17. Rosa de los vientos.=--Á más de los cuatro puntos cardinales, se
distinguen otros puntos del horizonte, que sirven para orientarse, en
una dirección cualquiera. El conjunto de todos ellos forma una estrella
de múltiples brazos, llamada _rosa de los vientos_ (fig. 8) porque puede
servir para indicar de que punto del horizonte soplan aquéllos.
[Illustración: Fig. 8.--Rosa de los vientos.]
=18. Aspecto del cielo en latitudes diversas.--Zonas celestes.=--Se ha
visto antes de que manera es posible reconocer la curvatura de la
Tierra, sea en el mar, sea en los continentes. Veamos ahora cual debe
ser el efecto de esta curvatura sobre el aspecto del cielo estrellado.
Recordemos que el movimiento diurno se efectúa alrededor de una línea
fija, cuya inclinación sobre el horizonte de un punto dado es
invariable.
De esta invariabilidad resulta que siempre se elevan sobre el horizonte
las mismas estrellas, en el intervalo de una rotación de la Tierra, sea
cual fuere la época del año. Sólo que, entre las que salen ó se ponen,
unas se encuentran sobre el horizonte durante la noche, y entonces son
visibles, mientras que las otras salen y se ponen durante el día, y el
brillo de la luz solar no permite distinguirlas. Por el contrario, como
las estrellas circumpolares no descienden nunca por debajo del
horizonte, permanecen á la vista todas las noches del año. Finalmente,
otras estrellas que describen sus circunferencias diurnas por debajo del
horizonte, no son nunca visibles en el sitio considerado.
Se ve, por tanto, que la esfera celeste puede dividirse en tres zonas:
la de las estrellas circumpolares, ó de estrellas perpetuamente
visibles; la de las estrellas que salen y que se ponen, y cuya
visibilidad durante la noche depende de la época del año en que se está;
y, finalmente, la zona de las estrellas que no se elevan nunca por
encima del horizonte.
=19. Movimiento en la dirección de un meridiano.=--Sentado esto, veamos
qué debe suceder cuando el observador cambia de horizonte, moviéndose en
la dirección de la meridiana, sea de norte á sur, sea de sur á norte.
Suponemos que el punto de partida se encuentre en el hemisferio austral.
Si la Tierra fuera plana, en nada se modificaría evidentemente el
aspecto del cielo. Como el movimiento del observador puede considerarse
nulo respecto de la inmensa distancia á que se encuentran los astros,
sin excluir los más cercanos á la Tierra, sucedería, en aquel supuesto,
que las mismas estrellas permanecerían visibles siempre y las mismas
ocultas siempre por debajo del plano del horizonte.
Pero si la Tierra es esférica, no puede ocurrir esto. En tal caso, al
pasar de un horizonte á otro, caminando hacia el norte, verbi gracia, el
viajero penetrará por debajo del plano del primer horizonte, y su vista
descubrirá por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no
podía ver. Por la parte sur, cierto número de estrellas que se hallaban
en la zona circumpolar, tendrán ahora para dicho observador movimiento
de orto y de ocaso que antes les faltaba, pues siempre se hallaban sobre
el horizonte. En definitiva, la parte visible del cielo habrá aumentado
de extensión.
Lo contrario ocurriría evidentemente si el viaje se efectuara en la
dirección del sur; entonces aumentaría la zona de las estrellas
circumpolares; pero por la parte norte, cierto número de estrellas que
salían y se ponían por encima del primer horizonte, quedarían en
adelante por debajo de él, y serían invisibles para el observador: la
parte perceptible del cielo habría disminuido.
Pues bien, tal es, en efecto, la variación de aspecto que la esfera
estrellada presenta al observador que se mueve en la superficie de la
Tierra siguiendo un meridiano cualquiera. Esta es, por consiguiente, una
nueva prueba de la forma redondeada de nuestro planeta.
=20. Movimiento diurno en el ecuador, en los polos=.--Mientras más se
camina hacia el sur, más se eleva el polo de ese nombre, y si fuera
posible penetrar mucho en los hielos polares, se llegaría á un punto en
que el polo sur se hallaría en el mismo cenit. En ese punto, el
movimiento diurno de las estrellas se efectúa siguiendo círculos
paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca. Pero
una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente
invisible.
[Illustración: Fig. 9.--Movimiento diurno en un horizonte cualquiera.]
Por el contrario, mientras más se avanza hacia el norte, más baja el
polo sur, y así se acaba por llegar á una región en que los dos polos se
encuentran en la línea del horizonte. Allí los arcos diurnos descritos
por las estrellas son semi-círculos perpendiculares al horizonte, y la
esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un día. Esta
región forma el ecuador de la Tierra.
Si se continúa caminando hacia el norte, empieza á elevarse cada vez más
sobre el horizonte el polo boreal del cielo, mientras que el austral va
descendiendo cada vez más por debajo de aquél. Así se acabaría, de ser
posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial ártica, por llegar
á un punto de la Tierra en que el polo norte del cielo se hallaría en el
cenit. Y ahora sería la mitad boreal de la esfera celeste la que se
movería describiendo los mismos círculos paralelos de la figura 10. La
mitad austral no sería visible.
[Illustración: Fig. 10. Movimiento diurno en los polos.]
=21. Polos y cenador terrestres.=--Como ya se ha dicho, la Tierra es
redonda y casi esférica. En el espacio de un día próximamente, gira
alrededor de uno de sus diámetros, cuya dirección en el espacio es fija,
y que toma el nombre de _eje del mundo_, cuando se le considera
relativamente al movimiento diurno, aparente, de la esfera estrellada.
[Illustración: Fig. 11. Movimiento diurno en el equador.]
Dos puntos de la superficie de la Tierra permanecen inmóviles, y son las
extremidades del eje de rotación ó _polos terrestres_ P y P' (fig. 12).
Si se imagina un plano que pase por el centro de la Tierra
perpendicularmente al eje, este plano, que corta al globo en dos mitades
ó hemisferios, formará sobre la superficie un círculo máximo EE', que se
denomina _ecuador_.
El hemisferio que contiene el polo norte es el boreal; el otro, en que
está el polo sur, es el hemisferio austral.
[Illustración: Fig. 12. Coordenadas terrestres. Longitudes y latitudes
geográficas.]
Todo círculo, análogo á CC', trazado en la superficie de la Tierra
paralelamente al ecuador, recibe el nombre de _círculo paralelo_ ó
simplemente de _paralelo_. Es evidente que el ecuador es el mayor de
todos los paralelos, y que los radios de éstos van disminuyendo á medida
que decrecen sus distancias á uno ú otro de los polos.
Un plano que pase por el eje de la Tierra la corta también en dos partes
iguales, siguiendo una línea que puede considerarse casi como un
círculo: este plano es lo que se llama un _meridiano_, y la curva
Pm´mMm´´P´ es la meridiana, en los
horizontes de los lugares m´, m, M, m´´.
=22. Coordenadas geográficas de un lugar, longitud.=--La posición de un
punto cualquiera de la superficie del globo se determina exactamente por
medio de los meridianos y de los paralelos. Con ese fin, se toma como
punto de partida un meridiano conocido: en Francia, el que pasa por el
observatorio de París; en Inglaterra, el de Greenwich, etc. Luego se
mide el ángulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que
se designó para punto de partida. Este ángulo es lo que se denomina
_longitud_. Para calcularla, se divide el ecuador en grados, minutos y
segundos, contados á partir del 0 del primer meridiano, sea á oriente,
sea á occidente. La longitud se califica de _oriental_ ú _occidental_,
según que el lugar se encuentre situado en uno ú otro de los hemisferios
separados por el meridiano inicial.
Todos los puntos de la Tierra situados á lo largo de la misma mitad de
un meridiano, tienen evidentemente la misma longitud.
=23. Latitud geográfica.=--Para acabar de determinar la posición del
lugar, se cuenta el número de grados, minutos y segundos comprendidos
sobre el meridiano entre ese lugar y el ecuador: esto es lo que se
denomina la _latitud_. Se la cuenta de 0° á 90°, yendo del ecuador hacia
los polos, y es _boreal_ ó _austral_, según que el punto considerado se
encuentre en uno ú otro de los dos hemisferios que determina el plano
del ecuador.
[Illustración: Fig. 13. La latitud geográfica de un lugar es igual á la
altura del polo.]
Evidentemente, todos los puntos de la Tierra situados en un mismo
paralelo tienen igual latitud.
Tales son las coordenadas geográficas que se usan para determinar la
posición exacta de un lugar de la superficie terrestre.
DIMENSIONES DE LA TIERRA
=24. Medida de un grado terrestre.=--Se ha visto antes que la Tierra tiene
la forma de una bola casi perfectamente esférica. Las tierras,
continentes é islas, no ocupan más que la cuarta parte de la superficie
total; las otras tres cuartas partes son las aguas. La superficie de
éstas, es decir, la de los océanos y de los mares, es la que
principalmente afecta la forma de una esfera; las tierras presentan
desigualdades de nivel, que parecen hallarse á primera vista en
contradicción con dicha forma regular. Nótanse elevaciones y
depresiones, montañas y valles, aparentemente considerables. Pero vamos
á ver que las más altas montañas no son sino aristas imperceptibles en
la superficie de la Tierra, por efecto de las enormes dimensiones del
globo entero.
Demos una idea de la manera cómo ha sido posible medir esas dimensiones.
Si la Tierra es una esfera, todos los planos meridianos que la cortan
según su eje, son círculos que tienen por puntos comunes ambos polos. El
ecuador, que corta al globo en dos partes iguales ó hemisferios, así
como los paralelos á él, son círculos. Los meridianos y el ecuador son
círculos iguales; los paralelos, círculos cada vez más pequeños á medida
que se van acercando á uno de los polos. La geografía enseña todo lo
dicho.
La cuestión que se había de resolver, para saber cuales son las
dimensiones del globo terrestre, era medir la longitud de uno de los
mencionados círculos, por ejemplo, de uno de los meridianos. Esta
operación es mucho más complicada de lo que se puede imaginar. En
efecto, no hay posibilidad de seguir un meridiano en toda su longitud;
por causa de las nieves y de los hielos no cabe penetrar en las regiones
polares; además, la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares
en parte de su extensión, ó países montañosos de difícil acceso.
Así es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano,
lo que se llama _un grado_, que es, como lo enseña la geometría, la 360ª
parte de toda circunferencia. Una vez conocida la longitud del grado, se
deduce de ese dato, por medio de una sencilla multiplicación, la de la
circunferencia entera, y, por tanto, del meridiano. Tomemos un ejemplo.
París y Amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta
diferencia, y su latitud difiere en un grado próximamente. Desde 1550,
un médico francés, llamado Fernel, colocó un contador en una de las
ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de Amiens á París. Así
midió, casi por completo en la dirección del meridiano, la longitud del
camino que unía á dichas ciudades. El resultado fué 57,070 toesas, esto
es, unos 111 kilómetros, como longitud del grado.
=25. Dimensiones de la Tierra.=--Más tarde se han medido numerosos arcos
de meridiano, por medios mucho más complicados, pero también mucho más
precisos, y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la
Tierra, que es un tanto superior á 40 millones de metros. El diámetro
del globo terrestre mide 12,700 kilómetros, en números redondos.
La superficie de la Tierra contiene nada menos que 510 millones de
kilómetros cuadrados, es decir, 510 millones de cuadrados, cada uno de
cuyos lados es un kilómetro.
Su volumen pasa de 1,083,000 millones de kilómetros cúbicos.
=26. Las montañas comparadas con el globo terrestre.=--Ahora es fácil
darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie.
Consideremos las montañas más elevadas del globo. En Europa, el monte
Blanco y el Elbrouz se elevan á 4,800 y á 5,600 metros respectivamente
sobre el nivel del mar; en Asia, el Gaurisankar del Himalaya alcanza
8,840 metros; en América, el Aconcagua, el Chimborazo, y las principales
cimas de las Cordilleras de los Andes, pasan de 6,800 y de 6,200 metros
sobre el nivel del océano Pacífico. Sin embargo, la más elevada de esas
montañas forma apenas la 1/1440 parte del diámetro de la Tierra.
En un globo que tuviera un metro de diámetro, el Gaurisankar formaría
todo lo más una arista de dos tercios de un milímetro de alto. En uno de
30 centímetros de diámetro, esa altura llegaría difícilmente á 1/5 de
milímetro. La mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan
enormes, cuando las examinamos de cerca, serían completamente
imperceptibles en esos globos hipotéticos. Para representarlas en
relieve, sobre los globos ó los mapas, hay que exagerar
considerablemente la escala de las alturas.
=27. La Tierra es aplanada en los polos.=--Si se pudiera ver la Tierra
desde el espacio, por ejemplo, desde la distancia á que se encuentra la
Luna, nos parecería una esfera casi perfecta. Sin embargo, las medidas
de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando á
partir del ecuador, hasta los polos de la Tierra. De ahí se ha deducido
que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos, ó, lo que
significa lo mismo, elevado en el ecuador. El diámetro que pasa por los
polos, es decir, el eje de rotación es más pequeño que el diámetro de la
circunferencia ecuatorial: la diferencia es poco más ó menos la 300ª
parte de este último, es decir, de un milímetro, si se toma como punto
de comparación un globo de 30 centímetros de diámetro.
MOVIMIENTO DE TRANSLACIÓN DE LA TIERRA ALREDEDOR DEL SOL
=28. Revolución anual de la Tierra.=--Según se ha dicho, la Tierra gira
alrededor de sí misma, esto es, de la línea que une sus polos, y de este
modo efectúa una rotación completa en el intervalo de un día. Este
movimiento real es el que, por efectuarse de occidente á oriente, nos
hace creer que los astros, estrellas, Sol, Luna, se mueven en sentido
contrario, esto es, de oriente á occidente.
Nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en
el espacio, y en virtud del cual efectúa una revolución entera alrededor
del Sol en el intervalo de un año.
=29. Movimiento de translación de la Tierra.--Cambio de aspecto del
cielo.=--Procuremos hacer comprender cómo se ha llegado á reconocer la
existencia de este segundo movimiento, y los fenómenos que prueban su
existencia.
Coloquemos en una mesa redonda, casi en su centro (fig. 14), una lámpara
que representará al Sol. Una bola, por ejemplo, una naranja, atravesada
en su centro por una aguja larga, será la Tierra. Coloquemos la bola en
un punto T de la orilla de la mesa, de modo que la aguja que representa
el eje de rotación, quede inclinada sobre el plano de la mesa. Precisa
suponer, además, que alrededor de los objetos que colocamos de esta
manera, se extiende el cielo, hasta distancias infinitamente mayores que
la del Sol á la Tierra, es decir, en el caso presente, que el
semi-diámetro de nuestra mesa. En todo ese espacio y en todas
direcciones se encuentran las estrellas.
El globo T está iluminado en aquella de sus mitades ó hemisferios que se
encuentra vuelto hacia la lámpara, representación del Sol. Esto es el
día para todas las regiones de dicho hemisferio. La otra mitad, sumida
en la sombra, se encuentra en la noche, y la falta de luz solar le
permite ver las estrellas en la parte opuesta del cielo.
Si la Tierra permaneciera en la posición T, conservando el movimiento
sobre su eje, se verían siempre, desde uno ú otro de los hemisferios de
nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo.
Una estrella dada saldría, pasaría por el meridiano, y se pondría
uniformemente á las mismas horas, en la sucesión de las noches. Además,
el Sol se encontraría en el mismo caso que las estrellas, y como ellas
tendría á horas fijas su orto, su máximum de elevación y su ocaso.
Pero eso no sucedería en el caso de que la Tierra, en vez de permanecer
inmóvil en T, se moviese siguiendo la orilla de la mesa, conservando
para su eje de rotación la misma inclinación y la misma dirección en el
espacio. Por ejemplo, á media noche, cuando la Tierra se halla en T, se
encontrará opuesta al Sol una estrella _e_. Al llegar el planeta á la
posición T', otra estrella irá á encontrarse á la misma hora en la
dirección de la línea que une la Tierra al Sol. En T'', hará lo mismo
otra estrella _e_''. Y es fácil comprender que si la bola continúa
efectuando de esa manera una revolución completa alrededor del Sol, irá
presentando sucesivamente en la sombra su mitad á todas las regiones del
cielo. Por el contrario, la lámpara ó Sol, visto de la Tierra, parecerá
haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo.
Y así es cómo ocurren efectivamente las cosas. El aspecto del cielo
cambia de una noche á otra en el mismo lugar; á las mismas horas se ven
salir nuevas estrellas, más orientales, mientras que en occidente se
encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todavía
sobre el horizonte.
[Illustración: Fig. 14. Movimiento de translación de la Tierra.]
=30. Día sideral más corto que el día solar.=--También resulta de esto que
una estrella determinada vuelve á pasar por el meridiano antes que el
Sol. La duración de un _día solar_, de 24 horas, que comprende un
intervalo de la hora del mediodía al mediodía siguiente, es mayor que la
del _día sideral_; la diferencia se eleva á 3 minutos 56 segundos.
Al cabo del año, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano,
mientras que el Sol lo efectúa únicamente 365. En una palabra, el año,
que se compone de 366 días siderales, ó de 366 rotaciones de la Tierra,
no contiene más que 365 días solares. Esta es consecuencia del doble
movimiento de la Tierra, de rotación sobre sí misma y de translación ó
de revolución alrededor del Sol.
ÓRBITA DE LA TIERRA
=31. Órbita de la Tierra.=--La Tierra describe, en su revolución anual
alrededor del Sol, una curva ú órbita, cuya posición, forma y
dimensiones vamos á indicar.
[Illustración: Fig. 15. Órbita de la Tierra.]
Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanece
siempre en el mismo plano, llamado eclíptica. Como, según ya se ha
visto, el eje de rotación conserva siempre la misma dirección y la misma
inclinación, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo á
sí mismo, formando un ángulo constante con el plano de la eclíptica.
Este ángulo, denominado _oblicuidad de la eclíptica_, es igual á un poco
más de 23 grados, esto es, algo más de la cuarta parte de un ángulo
recto; tiene suma importancia, puesto que á él se deben las estaciones,
la desigualdad de los días y de las noches para un mismo punto, en el
curso del año, ó bien para los lugares cuya latitud es diferente. Más
adelante volveremos á tratar del particular.
La órbita de la Tierra no es un círculo, y la distancia de nuestro globo
al Sol varía continuamente de un día para otro. Es una curva llamada en
geometría _elipse_, especie de óvalo, que tiene en su diámetro ó eje
mayor AB, dos puntos FF ó focos, situados á una y otra parte del centro
O (fig. 15) y que gozan de la propiedad de que las distancias reunidas
desde un punto de la elipse hasta ellos, forman siempre la misma
longitud, igual por cierto al eje mayor.
El Sol no ocupa el punto medio de la órbita, sino uno de los focos.
=32. Excentricidad de la órbita.=--Cuando la Tierra se encuentra en A,
vértice del eje mayor más inmediato al Sol, la distancia á este astro es
la más pequeña de todas; por esta razón se dice que nuestro planeta está
en su _perihelio_, lo que ocurre ahora hacia el 1º de enero de cada año.
También se dice que el Sol está en su _perigeo_, esto es, en la
distancia más corta á la Tierra. De modo que esas dos palabras,
_perihelio_ y _perigeo_, indican el mismo hecho.
Desde A la Tierra marcha alrededor del Sol, recorriendo su órbita en el
sentido indicado por la flecha, y sus distancias van aumentando, hasta
la otra extremidad B del eje mayor, donde la distancia de nuestro
planeta al Sol alcanza su máximum; entonces se dice que la Tierra, se
encuentra en su _afelio_, ó, lo que equivale á lo mismo, que el Sol está
en su _apogeo_, cosas que ocurren allá por el 1º de julio.
Después la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su órbita,
acercándose constantemente al Sol, hasta que vuelve á encontrarse en A,
donde da principio otra nueva revolución.
En dos épocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D y C, en
los cuales la distancia al Sol es exactamente igual á la distancia media
entre los extremos del perihelio y del afelio. Esos puntos son los
vértices del diámetro ó eje menor de la órbita. La diferencia entre las
distancias extremas es próximamente de 1/13 parte de la distancia media.
La mitad es lo que se llama _excentricidad_ de la órbita.
=33. Distancia de la Tierra al Sol.=--La distancia de la Tierra al Sol es
igual por término medio á 148,000,000 de kilómetros y la longitud total
de la órbita llega á 930 millones de kilómetros. Como nuestro planeta la
recorre en el intervalo de un año, esto es, de 365 días y cuarto, ó
mejor dicho, de 31,557,600 segundos, es fácil calcular el camino que
nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; hállanse 29
kilómetros y medio poco más ó menos por segundo, velocidad 60 veces
superior á la de una bala de cañón al salir del arma.
Debemos añadir que esta velocidad varía, siendo tanto mayor cuanto más
pequeña es la distancia al Sol: cuando la Tierra está en su perihelio,
alcanza unos 30 kilómetros por segundo; luego va disminuyendo hasta el
afelio, donde sólo es de 29; á partir de este punto vuelve á pasar, pero
en orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primera
mitad de su órbita.
Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra así por los espacios
celestes, en compañía del globo que habitamos, como tampoco nos damos
cuenta del movimiento de rotación diurna.
Los antiguos los desconocían ambos, y los atribuían aquél al cielo
entero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades,
lo que sólo era apariencia. Copérnico (1543) y Galileo (1600) fueron los
primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades
astronómicas.
=34. Duración del año.=--La duración del año, esto es, del tiempo que la
Tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, ó
bien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio,
es de:
365 días 24 ó 365 días 5 horas 48 minutos y 47 segundos.
Esto es lo que se denomina _año trópico_.
El _año civil_ es de 365 días exactamente durante 3 años consecutivos.
El siguiente es de 366 días, hallándose formado el 366º par la
acumulación de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el año trópico ó
astronómico presenta sobre el año civil. Los años de 366 días son los
bisiestos.
De cada cuatro años seculares, 3 no son bisiestos; así se corrige la
diferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuestión
para dar seis horas, ó un cuarto de día.
LOS DÍAS Y LAS NOCHES
=35. Duración de los días y de las noches.=--El día solar de 24 horas,
esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por el
meridiano, se compone, según lo sabe todo el mundo, de dos partes: una,
el _día_, ó mejor dicho, la _jornada_, va desde la salida hasta la
puesta del Sol; la otra, la _noche_, desde la puesta hasta el orto del
astro.
La duración del día y la de la noche son generalmente desiguales, y esta
desigualdad es tanto más grande cuanto más lejos del ecuador se
encuentre el sitio de la observación; también varía de una estación á
otra para un mismo punto.
Sin embargo, el día tiene en el ecuador la misma duración que la noche,
durante todo el año. El Sol permanece allí doce horas por encima del
horizonte y doce por debajo.
=36. Equinoccios y Solsticios.=--Esta igualdad del día y de la noche se
efectúa simultáneamente sobre toda la Tierra en dos épocas diferentes
del año. Por esa razón se las ha llamado _equinoccios_: coinciden con el
principio de la primavera y del otoño.
Finalmente, en otras dos épocas, que caen al principio del verano y del
invierno, se tienen los días más largos con las noches más cortas, y los
días más cortos con las noches más largas: estos son el solsticio de
verano y el de invierno.
=37. Las estaciones en los dos hemisferios.=--Importa hacer notar que la
desigualdad de los días y de las noches, tal como acabamos de
describirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que si
los días van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en el
austral, é inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el
_equinoccio de primavera_ para el primero y el _de otoño_ para el
segundo. La misma observación debemos hacer para el equinoccio del 22 al
20 de setiembre, que es el _equinoccio de otoño_ en el hemisferio
boreal, y el _de primavera_ en el austral.
Otro tanto ocurre con los solsticios. El del 20 al 22 de junio es el
_solsticio de verano_ ó el _de invierno_, según cual sea el hemisferio
de que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre es
inversamente solsticio de invierno ó de verano.
En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.
=38. Explicación de la desigual duración de los días y de las
noches.=--Veamos ahora cómo se explican estas variaciones de duración de
los días y de las noches y porqué dan origen al fenómeno de las
estaciones de la Tierra.
Partamos del equinoccio de marzo y sigamos al Sol en su carrera diurna
por el hemisferio norte.
En ese día, el astro sale por el punto preciso del horizonte oriental
que marca el este, y después describe un semi-círculo, que es la mitad
del ecuador celeste, para ir á ponerse precisamente por el oeste. La
otra mitad de la circunferencia es descrita por el Sol debajo del
horizonte, durante la noche. Pero, á partir de este día, la salida y
puesta del Sol se verifican en puntos que se acercan cada vez más al
norte, y el arco diurno es mayor que una semi-circunferencia, de manera
que el día, cada vez más largo, se va haciendo constantemente mayor que
la noche, la cual disminuye en la misma proporción. El Sol marca las
doce en puntos cada vez más elevados sobre el horizonte, alejándose cada
vez más del ecuador celeste.
Pero llega un instante en que este aumento de altura queda casi
estacionario, para hacerse más tarde completamente nulo, y el Sol
alcanza su mayor altura meridiana en el día del solsticio; entonces es,
pues, cuando el arco descrito por aquel astro alcanza el máximum de su
valor, y cuando se tiene el día más largo del año. Después el astro
empieza á seguir marcha inversa, se acerca poco á poco al ecuador, y el
día, siempre mayor que la noche, disminuye insensiblemente hasta el
equinoccio de setiembre, en el cual la noche y el día quedan iguales,
teniendo doce horas cada uno.
Á partir de este momento, el astro va á salir y a ponerse por puntos
cada vez más distantes del este y del oeste, pero por la parte sur; su
altura á la hora de las doce disminuirá de día en día. El período de luz
será constantemente más corto y siempre de duración inferior á la noche.
La desigualdad irá aumentando hasta el solsticio de diciembre, que es el
día de noche más largo en todo el hemisferio boreal.
[Illustración: Fig. 16. La Tierra en uno de los equinoccios.]
Por último, de diciembre á marzo, el Sol seguirá marcha inversa,
acercándose de nuevo al ecuador, é irá ocupando á la hora de las doce
alturas cada vez más elevadas; el día crece entonces á medida que mengua
la noche, hasta que el equinoccio de fines de marzo restablece la
igualdad.
Si en vez de tomar un punto del hemisferio norte de la Tierra hubiéramos
considerado un horizonte del hemisferio sur, el observador habría notado
la misma sucesión de fenómenos, pero en orden inverso. La salida y la
puesta del Sol habrían ido alejándose del este y del oeste hacia el
norte; pero su altura meridiana hubiera disminuido primeramente hasta el
solsticio de junio para aumentar desde junio al equinoccio de setiembre,
siendo siempre los días más cortos que las noches. De setiembre á marzo,
alturas meridianas crecientes, salida y puesta más meridionales hasta el
solsticio de diciembre, días crecientes, y más largos que las noches.
Desde el solsticio de diciembre á marzo, vuelta del Sol hacia el ecuador
y disminución de los días, que siguen siendo mayores que las noches.
Tales son los hechos que todo el mundo puede observar en el espacio de
un año. Vamos á explicarlos.
En el equinoccio, la posición ocupada por la Tierra es esta: como el
plano del ecuador de la Tierra pasa por el Sol, el hemisferio iluminado
que la Tierra le presenta y el hemisferio oscuro, están separados uno de
otro por un círculo máximo que pasa precisamente por ambos polos y que
contiene el eje de rotación {fig. 16}. Este círculo de separación de la
luz y de la sombra se confunde en este momento con uno de los círculos
meridianos terrestres y, por consiguiente, divide en dos partes iguales
todos los paralelos.
En virtud de la rotación diurna, todo punto de un paralelo cualquiera
describe, pues, el día del equinoccio, la mitad de su circunferencia en
la zona de luz y la otra mitad en la de sombra. El día es igual á la
noche en toda la Tierra, y bajo todas las latitudes; de esta
circunstancia se deriva precisamente el nombre de equinoccio.
[Illustración: Fig. 17. La Tierra entre el equinoccio y el solsticio.]
39. =Desigualdad de duración de los días y de las noches.=--Á partir del
equinoccio de Aries, la Tierra tomará una de las posiciones indicadas en
la figura 17, porque su eje de rotación sigue siendo paralelo á sí
mismo, y conservando la misma inclinación sobre el plano de la
eclíptica. El círculo de separación de la luz y de la sombra dejará de
pasar por los polos y dividirá en dos partes desiguales á cada paralelo.
El arco diurno _a M b_, pongamos por ejemplo, será mayor que el nocturno
_a M' b_. De modo que el día será mayor que la noche, y la diferencia
entre sus duraciones tanto más considerable cuanto á mayor distancia del
círculo boreal pase el círculo de iluminación.
Así pues, los días, mayores que las noches, irán creciendo sin cesar
hasta la época del solsticio de Cáncer, porque en este momento es cuando
el círculo de separación de la luz y de la sombra alcanzará las regiones
más distantes del polo. Entre el solsticio de verano y el equinoccio de
Libra, la Tierra ocupará, respecto del Sol, una serie de posiciones
idénticas á las que acabamos de examinar, pero en orden inverso. Los
días boreales, que siguen siendo mayores que las noches, irán
disminuyendo hasta el momento del nuevo equinoccio, en el cual volverá á
establecerse entre ellas la igualdad. Entonces la Tierra irá inclinando
cada vez más hacia el Sol su polo austral, y el arco diurno boreal irá
siendo más pequeño que el nocturno. Las noches, más largas que los días,
crecerán constantemente, y alcanzarán su máximum de duración en el
solsticio de Capricornio (fig. 18), para menguar inmediatamente en
sentido inverso, hasta el equinoccio de Aries.
[Illustración: Fig. 18. La Tierra en uno de los solsticios.]
=40. El día más largo y la mayor noche del hemisferio boreal.=--Las
variaciones que acabamos de indicar se efectúan de ese modo en todos los
puntos de la Tierra comprendidos entre los círculos polares, es decir,
pertenecientes á la zona tórrida ó á las templadas. Pero las
desigualdades varían con la latitud, y son tanto más notables cuanto
mayor es la latitud ó, en otros términos, cuanto más se aleja uno del
ecuador.
Por lo demás, la altura meridiana del Sol sobre un horizonte dado
explica estas desigualdades. La amplitud del arco diurno que la rotación
terrestre hace recorrer al Sol sobre el horizonte, depende efectivamente
de dicha altura. En el solsticio de Cáncer, allá por el 20 de junio, la
altura meridiana del Sol es máximum para el horizonte de un lugar
situado en el hemisferio norte; por eso resulta el día más largo, ó
mejor dicho, el período de luz más prolongado, y la noche más corta.
Entre el solsticio de Cáncer y cada uno de los equinoccios, la altura
meridiana del Sol va creciendo durante la primavera y disminuyendo
durante el verano: los días aumentan para menguar inmediatamente
después.
Finalmente, en el solsticio de Capricornio, allá por el 21 de diciembre,
la altura del Sol sobre el horizonte es la más pequeña posible: así es
que tenemos la época de noche más larga y de día más corto.
Lo que acabamos de decir se aplica al hemisferio norte; en un punto
cualquiera del hemisferio sur cuya latitud sea superior á 23° 27´, los
fenómenos se presentan del mismo modo, pero en épocas del año
correspondientes á posiciones de la Tierra diametralmente opuestas sobre
su órbita. El día más largo es el del solsticio de Capricornio, y el más
corto el del solsticio de Cáncer.
=41. Días y noches de la zona intertropical.=--Consideremos ahora algunos
puntos particulares de la Tierra.
En el ecuador, durante todo el año, la duración del día y de la noche
son iguales, teniendo cada uno de ellos doce horas. Esto depende de que
el círculo máximo del ecuador se encuentra siempre dividido en dos
partes iguales por el círculo que separa el hemisferio iluminado del
oscuro; el arco diurno y el nocturno tienen la misma amplitud, sea cual
fuere la altura meridiana del Sol. En la época de los equinoccios, el
Sol describe, para el horizonte de un punto del ecuador, el círculo
máximo vertical que pasa por los puntos este y oeste. De modo que á las
doce del día exactamente pasa por el cenit.
Este último fenómeno es común á todas las regiones de la Tierra situadas
entre el ecuador y ambos trópicos, hasta los 23° 28´ de latitud
próximamente. En efecto, el eje de rotación se inclina 23° 28´ sobre el
plano de la eclíptica. Cuando nuestro globo llega, por efecto de su
movimiento de translación alrededor del Sol, á uno ú otro de los
solsticios, el radio que une los centros de ambos astros pasa
precisamente por un punto de uno de los trópicos, y coincide con la
vertical del lugar.
Así, el día del solsticio de verano, el Sol pasa á la hora de las doce
por el cenit de todos los puntos situados en el trópico de Cáncer, y el
día del solsticio de invierno por el cenit de los lugares del trópico de
Capricornio.
=42. El Sol en el cenit.=--Entre el ecuador y los trópicos, es decir, en
toda la zona tórrida, se presenta la misma circunstancia dos veces al
año, porque entonces la altura meridiana del Sol llega á 90° y pasa de
esto. De ahí resulta que entre estas dos épocas y uno de los solsticios
el Sol se encuentra á la hora del mediodía más allá de la vertical por
la parte norte, y durante el resto del año, aquende dicha vertical, por
la parte del sur. De modo que los habitantes de la zona tórrida ven su
sombra meridiana proyectada ya hacia el polo, ya hacia el ecuador, esto
es, al norte ó al sur de su horizonte.
=43. Días y noches de las zonas polares=.--Transportémonos ahora á uno de
los círculos polares, es decir, á una latitud que sólo dista del polo
23° 27´.
Desde el equinoccio hasta el solsticio, el día va creciendo sin cesar
para ese paralelo, lo mismo que para todos los demás lugares de la
Tierra; pero en el solsticio mismo, la luz del Sol alcanza al paralelo
completo, de modo que este día el astro permanece 24 horas sobre el
horizonte. Lo contrario ocurre en el círculo polar del hemisferio
opuesto, cuya noche dura 24 horas el día del solsticio.
Allende los círculos polares, en los sitios que forman las zonas
glaciales, los días y las noches tienen duraciones cada vez más
desiguales. Á partir del equinoccio de Libra, por ejemplo, el polo
austral de la Tierra ve alzarse al Sol sobre su horizonte, efectuar cada
veinticuatro horas una vuelta entera sin ponerse, y, elevándose siempre,
alcanzar al cabo de tres meses su mayor altura, en la época del
solsticio de Capricornio. Una vez pasado el solsticio, el astro luminoso
describe en sentido inverso esta especie de espiral, para ponerse tres
meses más tarde, con lo cual ha suministrado un día de seis meses
enteros á dichas regiones heladas. Durante este largo intervalo de
tiempo, el polo boreal se hallaba sumido en la noche, que ahora va á
empezar para el polo sur.
=44. Duraciones máxima y mínima del día y de la noche en diversas
latitudes=.--Acabemos este estudio de las variaciones que presentan las
duraciones relativas de los días y de las noches, presentando en un
cuadro las duraciones del día más largo y del más corto para cierto
número de latitudes comprendidas entre los círculos polares:
Duración Duración
del día más largo del día más corto
y de la mayor y de la noche
Latitudes. noche. más pequeña.
Ecuador 0° 12h 0m 12h 0m
15° 12 53 11 7
Trópicos 23° 27´ 13 27 10 33
30° 13 56 10 4
45° 15 26 8 34
París 48° 50´ 16 7 7 34
Buenos Aires 34° 36´ 14 20 9 40
60° 18 30 5 30
Círculos polares 66° 33´ 24 0 0 0
LAS ESTACIONES
=45. Las estaciones astronómicas.=--Según se sabe, el año se divide en
cuatro estaciones, separadas unas de otras por los dos equinoccios y los
dos solsticios.
La _primavera_ empieza en el momento en que la Tierra pasa por el punto
equinoccial de la primavera ó, lo que significa lo mismo, en el momento
en que el Sol atraviesa el ecuador y pasa del hemisferio austral al
boreal del cielo. Este paso ocurre ordinariamente entre el 20 y el 22 de
marzo.
El fin de la estación de la primavera y el principio de la de _verano_
coincide con la época del solsticio siguiente, que se efectúa de
ordinario hacia el 20 de junio.
El estío acaba y el _otoño_ empieza en el momento en que se verifica el
segundo equinoccio, es decir, cuando el Sol atraviesa el ecuador para
volver al hemisferio austral, allá por el 22 de setiembre.
Finalmente, en la época del segundo solsticio, es decir, á eso del 20 ó
21 de diciembre, empieza la estación de _invierno_, que termina con el
año astronómico al llegar el equinoccio de primavera.
=46. Porqué tienen desigual duración las estaciones.=--Los equinoccios y
los solsticios dividen en cuatro partes desiguales la órbita de la
Tierra, según acabamos de ver. Este hecho bastaría para que las
estaciones no tuviesen la misma duración; pero esta desigualdad aumenta
más aún por la circunstancia de que la Tierra se mueve en su órbita con
rapidez tanto mayor cuanto más cerca del Sol se encuentra, cosa que
ocurre precisamente cuando recorre los dos arcos más pequeños, los de
otoño y de invierno.
He aquí las épocas precisas en que se verificaron durante el año 1888
los equinoccios y los solsticios, esto es, los principios de las cuatro
estaciones y las duraciones correspondientes de estos períodos:
El equinoccio de Aries se efectuó el 20 de marzo á las 4h 5m
de la mañana (tiempo medio de París). El solsticio de Cáncer el 21
de junio, á 0h 23m de la mañana. El equinoccio de Libra el 22
de setiembre á las 3h 2m de la tarde. El solsticio de
Capricornio el 21 de diciembre, á las 0h 12m de la mañana.
La duración del otoño austral, ó de la primavera boreal habrá sido,
pues, de 92 días 20h 18m. La del invierno austral ó del
verano boreal, 93 días 14h 39m. La de la primavera austral ó
del otoño boreal, 89 días 18h 10m. La del verano austral ó
del invierno boreal (1888-1889), 89 días 0h 34m.
Se ve, por los números que preceden, que el Sol ha permanecido en el
hemisferio boreal durante 186 días 10h 57m y en el austral sólo
durante 178 días 19h 44m, lo cual constituye una diferencia de 7
días 15h 30m en favor de las estaciones estivales del hemisferio
norte.
[Illustración: Fig. 19. Órbita anual de la Tierra. Las estaciones.]
=47. Las estaciones meteorológicas.=--Las estaciones no son únicamente las
divisiones naturales del año astronómico, sino que además y casi siempre
se las considera como períodos que presentan caracteres distintos desde
el punto de vista de la temperatura de las diversas regiones de la
Tierra.
En lo relativo al hemisferio boreal, el invierno es generalmente la
época de los fríos y el verano la de los calores, formando el otoño y la
primavera períodos intermedios y templados.
En el hemisferio austral, el orden es inverso, por lo menos en cuanto
las temperaturas dependen de la acción exclusiva y directa de los rayos
solares. En dichas regiones de la Tierra, las épocas del frío son la
primavera y el verano, y el otoño é invierno las de grandes calores. Es
fácil darse cuenta de la oposición de las estaciones en ambos
hemisferios con sólo estudiar las causas astronómicas de las variaciones
de la temperatura.
=48. Intensidad de la radiación solar en diversas épocas.=--Si se
considera en su totalidad el globo terrestre, la cantidad de calor que
recibe del Sol no depende sino de la distancia entre ambos astros, y
varía con ella. En el perihelio, allá por el 1º de enero, dicha cantidad
es la mayor posible; la menor, en el perihelio, hacia el 1º de julio.
Entre estas dos épocas, el calor recibido por el globo varía, á medida
que cambian las distancias del Sol á la Tierra. Como el eje mayor de la
órbita divide la curva en dos partes iguales recorridas en el mismo
tiempo por el planeta, resulta que éste recibe del sol cantidades de
calor iguales durante cada una de esas mitades de año.
Por otra parte, la observación enseña que la temperatura media de la
Tierra es casi constante, y que no ha variado de manera sensible desde
hace miles de años. En consecuencia, podemos sentar que nuestro globo
pierde cada año, por radiación en el espacio, todo el calor que recibe
del Sol.
=49. Influencia de la altura del Sol sobre la intensidad de la
radiación.=--Las variaciones de distancia no bastan á explicar las
grandes diferencias que se notan en la temperatura de un punto dado en
las diversas épocas del año, ni la distribución excesivamente desigual
del mismo elemento en las distintas latitudes. Las causas de esas
variaciones son de dos órdenes: unas, que dependen de la constitución
física del globo terrestre y de su atmósfera, son de orden
meteorológico; otras, puramente astronómicas. No debemos insistir más
que sobre estas últimas.
Dos causas astronómicas principales determinan la intensidad del calor
que el Sol irradia hacia un punto dado de la superficie del globo, de la
cual resulta la temperatura media de un día en una época determinada.
Estas causas son: en primer lugar, la altura meridiana á que el Sol se
eleva sobre el horizonte; en segundo lugar, la duración del día, esto
es, del tiempo que el astro tarda en recorrer su arco diurno.
En física se demuestra que si una superficie se encuentra enfrente de un
foco de calor, la intensidad del calor incidente es tanto mayor cuanto
menos oblicuamente se presenta dicha superficie á la acción de los
rayos. Así, en el momento de salir el Sol, la Tierra recibe su mínimum
de calor, para irse calentando cada vez más á medida que el movimiento
diurno, haciendo elevarse el disco del astro, disminuye la oblicuidad de
sus rayos. Á las doce, el calor recibido alcanza su máximum, para
empezar á disminuir en seguida hasta la hora del ocaso. Comparando, en
lo que se refiere á la oblicuidad de los rayos solares, dos días
cualesquiera tomados en diferentes épocas del año, se ve que la cantidad
de calor recibida en un punto dado, en cada uno de estos días, depende
de la altura que alcanza el Sol á al hora de las doce. Ahora bien, esta
altura varía con las estaciones, siendo cada vez mayor desde el
equinoccio de primavera hasta el solsticio de verano, para disminuir en
seguida hasta el equinoccio de otoño; luego sigue bajando hasta el
solsticio de invierno, en que es lo más pequeña posible.
Finalmente, durante el invierno vuelve á pasar por los valores que ha
tenido en otoño, hasta el equinoccio de primavera.
=50. Influencia de la duración del día.=--Por último, la temperatura de un
día depende también del tiempo durante el cual ejercen los rayos solares
su acción sobre la atmósfera y el suelo. En una palabra, depende de la
extensión del día. Pues, esta extensión es á su vez, para un punto dado,
tanto mayor cuanto más considerable es la altura meridiana del Sol; de
modo que esta segunda causa contribuye en unión de las primeras á hacer
más cálidas las estaciones de primavera y de verano, y más frías las de
otoño é invierno.
Esto es, por lo demás, lo contrario de lo que ocurre con el hemisferio
austral de la Tierra, puesto que, para dos latitudes iguales y opuestas,
las alturas meridianas del Sol varían en sentido inverso, así como las
duraciones relativas de los días y de las noches. El otoño y el invierno
son en él las estaciones más cálidas, y la primavera y el verano las más
frías.
=51. Variaciones de la temperatura según las latitudes.=--Todo cuanto
acabamos de decir para explicar las variaciones de la temperatura en un
punto dado, sirve también para hacer comprender la desigualdad de
distribución del calor según las latitudes.
La zona tórrida, comprendida entre el ecuador y los dos trópicos,
comprende las regiones cuya temperatura media anual es más elevada, y en
que, al mismo tiempo, es menos vivo el contraste entre las estaciones.
En efecto, el Sol conserva en ellas, durante todo el año, las alturas
mayores sobre el horizonte. Allí es únicamente, según se ha visto, donde
alcanza el cenit, y donde sus rayos caen verticalmente sobre el suelo.
Su altura meridiana mínimum varía entre 66° y 43°, y nunca es inferior á
este último valor.
En las zonas templadas hay una diferencia más considerable entre las
temperaturas de las estaciones extremas. Por la época del solsticio de
invierno, el Sol alcanza escasa altura meridiana, mientras que en el
solsticio de verano, se eleva á alturas muy cercanas del cenit. Pero lo
que distingue principalmente dichas zonas de la tórrida, es que la
duración de los días, durante las estaciones invernales, es mucho menor
que la de los días de las estaciones estivales.
Finalmente, entre todas las zonas, las menos favorecidas en lo relativo
á la temperatura, son las glaciales. Durante los largos días de
primavera y de estío se presentan dichas zonas muy oblicuamente á los
rayos del Sol, y la ausencia del astro durante sus largas noches de
otoño y de invierno, acumula en ellas las nieves y los hielos
convirtiendo á esas regiones en países casi inhabitables.
=52. Épocas del mayor calor y del mayor frío.=--La primavera y el estío
son dos estaciones que podrían creerse idénticas á primera vista, puesto
que, dado un punto cualquiera, el Sol pasa en él por las mismas alturas
meridianas y que los días tienen duraciones sucesivamente iguales. Lo
mismo pudiera creerse acerca del otoño y del invierno. Sin embargo, la
observación prueba que la temperatura media del verano es superior á la
de la primavera, y que los grandes calores se presentan durante el
verano y no en el solsticio. El invierno es análogamente más frío que el
otoño, y las temperaturas más rigurosas no coinciden ordinariamente con
la época del solsticio.
=53. Estaciones meteorológicas de ambos hemisferios.=--Se ha visto que el
otoño y el invierno, esto es, las estaciones más frías del hemisferio
boreal, corresponden á las distancias más cortas del Sol y de la Tierra,
y la primavera y el verano á su mayor alejamiento. Como en el hemisferio
austral ocurre lo contrario, deberían resultar de esto calores estivales
más intensos y fríos de invierno más rigurosos. Pero esta causa de
desigualdad queda compensada por el hecho de que, si bien el calor
recibido por el hemisferio austral es más intenso durante las dos
primeras estaciones, la duración de éstas es, por otra parte, menor que
la de las otras dos.
Sin embargo, dada la igualdad de latitud, la temperatura media del
hemisferio austral es inferior á la del hemisferio boreal. Las
observaciones meteorológicas atestiguan la exactitud de este hecho, que
se encuentra además confirmado por la diversa extensión de los hielos
alrededor de ambos polos. Mientras que los hielos del boreal se
extienden sólo hasta el 81° paralelo, en la zona austral los mares se
hielan hasta el paralelo 71. Mas las causas de estas diferencias no son
astronómicas: tal fenómeno debe atribuirse á la desigual repartición de
las tierras y las aguas en los dos hemisferios. El boreal contiene la
mayor parte de los continentes, mientras que el austral se encuentra
cubierto en más de las tres cuartas partes por los océanos. Es cierto
que ambos reciben en un año la misma cantidad de calor solar; pero la
superficie líquida se enfría con más rapidez que el suelo, porque á
medida que una capa superficial disminuye de temperatura, su mayor
densidad la hace bajar, siendo reemplazada por otra inferior, que se
enfría á su vez. Así pues, la mar pierde más que el suelo firme por la
radiación nocturna de la Tierra, y esto explica la diferencia que
acabamos de señalar entre las temperaturas medias del hemisferio sólido
y del líquido.
LA LUNA SATÉLITE DE LA TIERRA
=54. Fases de la Luna.=--La Tierra va acompañada por la Luna en su
movimiento de rotación alrededor del Sol.
La Luna gira á su vez en torno de la Tierra, y en el mismo sentido que
nuestro propio movimiento alrededor del Sol, esto es, de occidente á
oriente. Su revolución se efectúa en un intervalo de 27 días y medio.
Como la distancia de la Luna á la Tierra es considerablemente más
pequeña que la del Sol, la órbita de aquel astro lo coloca en cada
revolución en una serie de posiciones respecto de este último, llamadas
_fases_, y que nos la presentan de manera muy distinta. Ya aparece como
un disco completamente iluminado; ya la vemos bajo la forma de un
semi-círculo luminoso; ya, por fin, se limita á una sección más ó menos
delgada, que es lo que llamamos _media luna_, ó una porción de círculo
superior á la mitad de esta figura.
=55. Explicación de las fases de la Luna.=--La razón de estos aspectos es
muy fácil de comprender. Basta para ello con examinar la figura 20, que
representa una revolución completa de la Luna alrededor de la Tierra. En
ella se ve á nuestro satélite en ocho posiciones principales sobre su
órbita, cuyo centro está ocupado por la Tierra. Se supone que el Sol se
halla fuera de la figura á una distancia igual á cerca de 400 veces la
de la Tierra á la Luna. Su luz ilumina la mitad superior de ambos
globos. Examinemos las posiciones sucesivas de la Luna.
En lo alto de la figura, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra la
mitad oscura y, por consiguiente, la Luna queda entonces invisible. Esta
es la _Luna nueva_, y entonces se dice que se opera la _conjunción_.
El movimiento de la Luna la lleva á su segunda posición, y se empieza á
ver desde la Tierra una pequeña parte del disco lunar, que parece una
hoz, cuya convexidad está vuelta hacia el Sol, por la parte de
occidente. En los días siguientes la _media Luna_ se hace cada vez más
ancha, y á los 7 y medio próximamente después de la Luna nueva, se
encuentra iluminada toda una mitad del disco: este es el _cuarto
creciente_.
[Illustración: Fig. 20. Órbita de la Luna. Explicación de las fases.]
En los días siguientes, nuestro satélite vuelve hacia la Tierra
porciones cada vez mayores de su mitad iluminada, hasta que llega á la
quinta posición, esto es, la que se encuentra situada en la parte
inferior de la figura, y en la cual vuelve hacia nosotros la mitad
entera. Entonces se ve iluminado completamente el disco; este es el
momento de la _Luna llena_ ó de la _oposición_, porque al llegar este
momento nuestro satélite ocupa, respecto de la Tierra, una posición
opuesta á la del Sol. La Luna llena se verifica 14 días y cuarto
próximamente después de la nueva.
El movimiento continúa y la Luna vuelve á ocupar en la segunda mitad de
su revolución, pero en sentido inverso, posiciones completamente
análogas á las de la primera. El disco presenta porciones iluminadas
menguantes, primero el semi-círculo luminoso, luego las _hoces_ ó
_medias Lunas_, cada vez más estrechas y que entonces vuelven su
convexidad hacia oriente. En los días 21º á 22º de la revolución se
presenta el _cuarto menguante_, y á los 29 y medio, la Luna ha vuelto á
hacerse invisible: ha terminado, pues, la _lunación_.
[Illustración: Fig. 21. Movimiento propio de la Luna.]
Se llama, en efecto, _lunación_ el período que recorre así nuestro
satélite entre dos conjunciones consecutivas, ó, lo que es lo mismo,
entre dos lunas nuevas.
=56. Lunación.=--Ya se ha visto que la Luna efectúa su revolución
alrededor de la Tierra en 27 días y 1/4 próximamente, mientras que la
lunación es de 29 días y medio. Esta diferencia procede de que, mientras
la Luna efectúa una revolución sobre su órbita, la Tierra recorre
igualmente, en el mismo sentido, un arco de la suya. La Luna, que ha
dado una vuelta entera, se presenta otra vez á coincidir con la misma
estrella; pero no ha llegado aún á su misma posición respecto del Sol, y
como necesita aún 2 días y 5 horas más para realizar este regreso,
resulta que se debe añadir esta diferencia á la duración de la
revolución sobre la órbita, para obtener el tiempo exacto que tarda en
efectuarse la lunación.
=57. Movimiento propio de la Luna.=--El movimiento de la Luna alrededor de
la Tierra no se manifiesta sólo por las fases ó apariencias variadas de
su disco.
También se le observa por el movimiento de la Luna sobre la bóveda
celeste. Si este astro permaneciese inmóvil, tendría el mismo movimiento
diurno que las estrellas, y se le vería ocupar siempre el mismo sitio en
las constelaciones. Por el contrario, de un día á otro cambia de lugar
retrocediendo hacia el oriente, como es fácil comprobarlo en el curso de
una misma noche. Dicho movimiento de occidente á oriente es, en efecto,
muy sensible, y llega á 13 grados próximamente en 24 horas.
ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA
=58. Órbita de la Luna.=--La órbita que la Luna describe alrededor de la
Tierra no está en el mismo plano que la de la Tierra alrededor del Sol.
Aquél se inclina sobre la eclíptica formando un ángulo de 5 grados
próximamente.
Examinando la figura que nos ha servido para explicar las fases, es
fácil ver:
Que si la Luna describiese su órbita en el plano de la eclíptica, al
llegar cada Luna nueva ó novilunio, la mitad oscura que este astro
presenta á la Tierra, se encontraría opuesta necesariamente al Sol en
línea recta; como los discos de ambos cuerpos tienen la misma dimensión
aparente, la luna ocultaría el Sol á la Tierra, durante todo el tiempo
de su paso en conjunción. El Sol sería invisible para las partes de la
Tierra sobre que proyectara su sombra nuestro satélite; en una palabra,
habría _eclipse de Sol_;
Que, en el mismo supuesto, al llegar la época de la oposición ó el
plenilunio, habría eclipse de Luna, puesto que entonces la Tierra se
hallaría interpuesta en línea recta entre el Sol y nuestro satélite.
Este último quedaría sumido, pues, en la sombra de la Tierra.
De modo que en cada lunación habría dos eclipses, uno de Sol y otro de
Luna, separados entre sí por un intervalo de catorce días y medio
próximamente.
=59. Inclinación sobre la eclíptica de la órbita de la Luna.=--Todo el
mundo sabe que los fenómenos de esta clase son mucho más raros, lo cual
depende de que, como la órbita lunar se encuentra en un plano inclinado
respecto de la órbita de la Tierra, una mitad de esta órbita es descrita
por encima de la eclíptica, y la otra mitad por debajo. En la época del
novilunio, nuestro satélite se encuentra, es verdad, en la dirección
indicada, pero ya por encima ya por debajo del disco de la Tierra; y la
sombra proyectada por él en el espacio pasa por encima ó por debajo de
nuestro globo.
De análoga manera, en la oposición ó durante el plenilunio, la sombra de
la Tierra que se encuentra necesariamente en el plano de la eclíptica,
pasa por encima ó por debajo de la Luna sin tocarla, y no hay eclipse.
=60. Condiciones de posibilidad de los eclipses.=--No olvidemos, sin
embargo, que la Luna, para describir su órbita ya por encima ya por
debajo del plano de la órbita terrestre, pasa necesariamente dos veces
por este plano, en cada revolución. Dichos dos puntos se denominan
_nodos_.
Ahora bien, los nodos de la Luna cambian de posición, moviéndose sobre
la órbita, y ocurre de tiempo en tiempo que la Luna se encuentra en uno
y luego en el otro de estos nodos, en los instantes en que es también
_Luna nueva_ y _Luna llena_. Cada vez que se efectúa la mencionada
coincidencia, hay eclipse de Sol ó de Luna, puesto que entonces Luna,
Tierra y Sol se encuentran en línea recta. Lo que hemos dicho arriba
sobre lo que ocurriría en la hipótesis de que la órbita lunar
coincidiese con la eclíptica, se aplica en todo su rigor á los casos que
acabamos de indicar.
Ahora es posible darse cuenta de la razón que ha hecho dar su nombre al
plano de la _Eclíptica_ ó de la órbita terrestre. Los eclipses no son
posibles más que cuando la Luna pasa por este plano.
[Illustración: Fig. 22. Eclipse total de Sol.]
=61. De los eclipses de Sol.=--Distínguense tres especies de eclipses
solares. Unos son _totales_: en ellos el disco oscuro de la Luna cubre
enteramente la superficie aparente del astro radioso (fig. 22). Los
demás son _parciales_, es decir que en ellos sólo se oculta una parte
más ó menos grande del disco solar que aparece recortado. Por fin, hay
eclipses de Sol _anulares_, que se verifican cuando el disco de la Luna
no es bastante grande para ocultar enteramente el del Sol; entonces un
anillo luminoso de cierto ancho desborda alrededor del hemisferio oscuro
de la Luna.
Esto equivale á decir que el cono de sombra pura proyectado por la Luna
nueva hacia la Tierra, alcanza ó no la superficie de nuestro globo. Si
llega á dicha superficie, hay eclipse total para todos los puntos de la
Tierra que entran en su circunferencia, y parciales para cuantas
regiones sólo quedan sumidas en la penumbra. Este es el caso
representado por la figura 23.
[Illustración: Fig. 23. Eclipse anular de Sol.]
Según esto, las condiciones de posibilidad de los eclipses totales de
Sol son las siguientes:
La Luna debe hallarse en _conjunción_, esto es, ha de ser _novilunio_.
Este astro debe encontrarse además en las cercanías de uno de sus nodos.
Finalmente, su distancia á la Tierra debe ser menor que la longitud del
cono de sombra pura proyectado por ella en el espacio.
Las mismas condiciones, excepto la última, son las de los eclipses
anulares de sol.
=62. Visibilidad de los eclipses de Sol.=--Los eclipses de Sol no son
visibles más que en una porción muy limitada de la superficie de la
Tierra. Es perfectamente evidente, en primer lugar, que el fenómeno es
completamente invisible en todos los puntos de la Tierra para los cuales
no ha salido aún el Sol mientras dura el eclipse entero. Pero esto es
también exacto para otros muchos puntos de la Tierra, y la razón se
comprende sin dificultad.
En efecto, la Luna tiene un diámetro que es casi cuatro veces inferior
al de la Tierra. Su cono de sombra es, en su mayor anchura, demasiado
estrecho para que nuestro globo entero quepa en él; y hacia las
extremidades, sus dimensiones son bastante pequeñas para no producir en
la superficie de nuestro globo más que un círculo negro de unas 22
leguas de ancho. Según esto, un eclipse de Sol no es total, en un mismo
instante físico, sino para un círculo de dicha dimensión. Sólo que los
movimientos combinados de la rotación terrestre y lunar hacen que en
realidad el cono de sombra se pasee por gran parte de la superficie de
la Tierra, describiendo esta superficie una curva oscura. Las mismas
observaciones se aplican á la penumbra.
=63. Eclipse de Luna; condiciones de posibilidad.=--Los eclipses de Luna
pueden ser también parciales ó totales; pero nunca anulares, porque el
cono de sombra de la Tierra tiene siempre, aún en las mayores distancias
á que puede hallarse el satélite, dimensiones mucho más considerables
que el disco lunar mismo.
Los eclipses de Luna no pueden efectuarse más que en la época de la
oposición ó en plenilunio, con tal sin embargo que dicho astro se
encuentre en uno de sus nodos ó á escasa distancia de ellos. En
definitiva, para que el fenómeno ocurra, es indispensable que el globo
lunar atraviese los conos de sombra y de penumbra que la tierra proyecta
en el espacio, conos cuyo eje común coincide necesariamente con el plano
de la eclíptica.
Si la penetración en la sombra pura es completa, el eclipse de Luna es
total; si el astro sólo penetra en parte en dicho cono, el eclipse es
parcial.
Finalmente, el eclipse total se llama central cuando la Luna atraviesa
el cono de sombra en su mayor diámetro, lo cual exige evidentemente que
el instante de la oposición coincida con el paso de la Luna por su nodo.
=64. Aspecto de la Luna durante un eclipse.=--Al principio de un eclipse
total de Luna se observa primeramente una disminución marcada de la luz
del disco; la Luna entra en este momento en la penumbra. Luego, y de
pronto, se forma sobre el contorno un pequeño recorte oscuro que invade
poco á poco la parte luminosa del disco; pero este recorte dista mucho
de ser tan marcado como el de los eclipses solares. Su forma es
circular; pero de una curvatura menos pronunciada, circunstancia fácil
de prever y que el cálculo confirma, puesto que el diámetro de la sombra
de la Tierra es casi tres veces tan grande como el diámetro lunar.
=65. Forma y dimensión de la órbita lunar.=--La órbita de la Luna no es
circular; su forma es la de una elipse en uno de cuyos focos se hallara
la Tierra.
De ahí resulta que la distancia de nuestro satélite á nuestro globo es
ya mayor, ya menor. Su distancia media, calculada tomando como unidad el
radio del ecuador de la Tierra, es algo más de 60. Expresándola en
kilómetros, se encuentran 384,000, ó sean 96,000 leguas. En su mayor
distancia ó apogeo, la luna se halla á 101,000 leguas; en el perigeo,
sólo dista de nosotros 91,000 leguas. Estos números se aplican á los
centros de ambos astros.
[Illustración: Fig. 24. Dimensiones comparadas de la Tierra y de la
Luna.]
=66. Dimensiones de la Luna.=--Conociendo la distancia de la Luna á la
Tierra se han podido deducir las dimensiones de su diámetro, su
superficie y su volumen.
El diámetro es algo mayor que la cuarta parte del diámetro de nuestro
globo: equivale, en efecto, á sus 27 centésimos, lo que hace en
kilómetros 6,950, ó sean unas 1,738 leguas. La Luna mide 11,000
kilómetros de contorno.
Su superficie es la 13ª parte de la terrestre; su volumen, la 49ª parte
próximamente del de nuestro globo.
=67. Rotación de la Luna.=--Examinando las manchas que cubren el disco
lunar, no se tarda en reconocer, si se continúa este examen durante
algún tiempo, que la Luna presenta siempre las mismas á la Tierra, es
decir, que vuelve constantemente hacia nosotros el mismo hemisferio.
Este hecho constituye una prueba de que la Luna tiene movimiento de
rotación que dura lo mismo que la revolución sideral. Nada más que por
el hecho de presentar siempre la Luna la misma cara á la Tierra, que es
el centro de su movimiento, resulta claro que, dado un punto del espacio
celeste más ó menos distante de la órbita lunar, nuestro satélite debe
por el contrario presentar, en el mismo intervalo, todas sus caras á un
observador colocado en dicho punto.
=68. Montañas de la Luna.=--=Constitución física.=--Cuando se estudia la
Luna por medio de un telescopio de bastante alcance, se ven en la
superficie de su disco multitud de asperezas cuya presencia se acusa más
aún por las sombras que proyectan en la dirección opuesta á la del Sol.
La mayor parte de esas asperezas que no son más que las montañas de la
Luna, tienen forma circular que las hace parecerse á grandes circos, ó á
los cráteres de los volcanes terrestres. Las hay de todas dimensiones.
La altura de muchas de estas montañas ha sido medida; casi todas son muy
elevadas, y son varias las que suben tanto como las principales cimas de
la Tierra.
Rigurosamente hablando, en la Luna no hay cordilleras de montañas ó, por
lo menos, las alturas que se denominan así, son sólo los bordes ó
barreras, en parte ruinosas, de grandes cavidades circulares, á las
cuales ha hecho dar el nombre de _mares_ el color agrisado de su fondo.
Pero se ha reconocido que en la Luna no hay agua, y por tanto tampoco
océanos, así como no existe en ella atmósfera alguna.
Por efecto de su revolución alrededor de la Tierra y de su rotación
sobre su eje, la Luna presenta sucesivamente al Sol todos los puntos de
su superficie, durante la lunación, que se efectúa, según ya se ha
visto, en 29 días y medio. De ahí resulta que el día y la noche lunares
tienen en junto 709 horas. En el ecuador del mencionado astro, la
duración de los días es igual á la de las noches, siendo por tanto una y
otra de 354 horas y media. En las polos, el Sol permanece sobre el
horizonte 179 días, esto es, casi la mitad de uno de nuestros años. Ese
día viene seguido por una noche de análoga extensión.
EL SOL
=69. Foco de las órbitas de los planetas.=--El Sol es el foco común de las
órbitas de los planetas, esto es, de los astros que efectúan á su
alrededor un movimiento periódico de revolución, como lo hace la Tierra.
Está inmóvil respecto de ellos, á los cuales envía su luz y su calor.
Todo el mundo sabe que esta luz es tan viva que no se puede mirar al Sol
de frente, á menos que alguna nube ó la niebla no se interpongan entre
su disco y la vista del observador; en este último caso, es fácil ver
que dicho disco tiene forma perfectamente circular y que el Sol es
esférico, lo mismo que la Tierra y la Luna.
Sus dimensiones aparentes son con corta diferencia las mismas que las de
la Luna; pero como su distancia á la Tierra es mucho mayor que la á que
se encuentra nuestro satélite, sus dimensiones verdaderas son también
infinitamente mayores. Entremos en algunos detalles sobre este punto.
70. =Distancia del Sol á la Tierra.=--La distancia del Sol á la Tierra
ha sido calculada por procedimientos que no podemos describir aquí. Se
ha hallado que en su término medio equivale á 23,200 radios del ecuador
terrestre, esto es, en números redondos, á 148 millones de kilómetros, ó
á 37 millones de leguas. Es unas 384 veces la distancia de la Luna.
Estos últimos números dan la distancia media: las extremas se deducen de
ellos fácilmente, cuando se recuerda que la diferencia en más ó en menos
es de la 60ª parte próximamente de la distancia media. Entonces se
encuentra que el Sol, en la época de su máximum, se halla alejado de la
Tierra 23,600 radios terrestres, ó 37,600,000 leguas, y en su distancia
mínima 22,000 radios ó 36,350,000 leguas.
Como la distancia media sirve de unidad á todas las restantes, sea en
nuestro mundo solar, sea en el sideral, haremos algunas comparaciones
para que se comprenda mejor que por una simple enumeración de cifras,
cuan considerable es. Por lo demás, no hay dificultad para efectuar los
cálculos cuyos resultados damos aquí: un tren expreso de camino de
hierro que anduviese sin pararse 50 kilómetros por hora, no llegaría al
Sol sino al cabo de 336 años y 7 meses. Si el sonido pudiera propagarse
á través de los espacios celestes, desde el Sol á la Tierra, uno cuya
intensidad fuera bastante grande para agitar el aire en espacio tan
grande, no sería percibido por nosotros hasta los 13 años y 3/4
próximamente después de su emisión. Por último, la misma luz, cuyo
movimiento de propagación es el más rápido de todos los movimientos
conocidos, tarda 8 minutos y 16 segundos para recorrer la misma
distancia, no obstante su velocidad de 300,000 kilómetros por segundo.
71. =Dimensiones del Sol.=--Vengamos ahora á las dimensiones del Sol. El
radio de esta inmensa esfera equivale á más de 108 veces el radio
ecuatorial de la Tierra. Calculándolo en kilómetros, mide 692,000 ó sean
173,000 leguas, lo que da 4,350,000 kilómetros próximamente para la
circunferencia de uno de sus círculos máximos.
Si de las dimensiones lineales pasamos á las superficiales, se
encuentran 6,000,000 de millones de kilómetros cuadrados, esto es,
11,800 veces la superficie terrestre.
[Illustración: Fig. 25. Dimensiones comparadas del globo del Sol y de la
órbita de la Luna.]
Finalmente, el volumen del Sol no es inferior á 1,280,000 veces el de
nuestro globo, lo que da, en cubos de un kilómetro de lado, la cifra
enorme de 1,381,000,000,000,000,000.
Según se ha visto antes, la Luna se encuentra á una distancia media de
la Tierra igual á 60 radios terrestres próximamente. Si se imaginara,
pues, que el centro de la esfera solar viniese á coincidir con el centro
de la Tierra, no sólo se encontraría comprendida toda la órbita de la
Luna dentro del cuerpo del Sol, sino que sobraría 48 veces más el radio
de la Tierra entre la circunferencia de aquella órbita y la del inmenso
astro. La figura 25 da idea exacta de dichas proporciones y del
prodigioso tamaño del astro que distribuye en nuestro sistema la luz y
el calor.
Para representar al Sol, la Tierra y la Luna en sus verdaderas
proporciones de tamaño y de distancia, habría que disponer las imágenes
de esta manera. La Luna debería hallarse representada por un grano de
munición de 1 milímetro de diámetro. Á la distancia de 11 centímetros de
éste, se colocaría otro de 4 milímetros de diámetro, que sería la
Tierra. Y siguiendo la misma escala, el Sol quedaría representado por un
globo de 40 centímetros de diámetro, colocado á 42 metros de los dos
granos, para que la distancia fuera proporcional á las dimensiones
elegidas.
=72. Manchas del Sol.=--Visto á través de una neblina suficientemente
transparente, el disco parece de deslumbradora blancura. Pero si se le
observa con un anteojo provisto de un vidrio ahumado, se notan en la
superficie del cuerpo solar pequeñas manchas, rodeadas de una envoltura
agrisada. Estas manchas son en ocasiones redondas, pero á menudo
presentan también las formas más variadas é irregulares.
Se ha observado que se mueven siempre en el mismo sentido, y de esos
movimientos se ha deducido que el Sol gira uniformemente alrededor de
uno de sus diámetros y que la mencionada rotación dura 25 días
próximamente.
El Sol tiene luz propia, y su masa se encuentra en estado de continua
incandescencia; su globo está envuelto por una capa de hidrógeno en
ignición.
Por el contrario, los planetas carecen de luz propia y se limitan á
recibir y reflejar la del Sol. Esto lo sabemos ya en lo tocante á la
Tierra y á la Luna, y lo que no tardaremos en ver también respecto de
los demás cuerpos que efectúan revoluciones alrededor del gran astro.
Si el Sol se encontrara á distancias tan grandes como las estrellas que
más cerca se hallan de nosotros, sólo se presentaría á nuestra vista
como un sencillo punto luminoso; de lo cual se deduce que el astro
central de nuestro sistema no es sino una estrella, ó que cada estrella
es un Sol análogo al nuestro.
LOS PLANETAS
=73. Los Planetas=.--Ya hemos dicho que la Tierra no es el único cuerpo
que circula alrededor del sol. Otros siete planetas, cuatro de los
cuales tienen dimensiones más considerables que nuestro globo, y tres
que las alcanzan casi iguales ó un poco más pequeñas, efectúan sus
revoluciones periódicas alrededor del gran astro, en tiempos que varían
de 87 días á 165 de nuestros años.
Los ocho planetas son, par orden de sus distancias al Sol:
Mercurio
Venus
La Tierra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Además, entre Marte y Júpiter circulan multitud de planetas muy
pequeños, separando así á los planetas inferiores de los grandes
planetas. Llámaseles _pequeños planetas_ ó _planetas telescópicos_,
porque no se les puede ver más que con anteojos poderosísimos. Se
conocen en la actualidad 271, y cada año se descubren otros nuevos.
Entre los planetas medios hay dos que están acompañados de satélites,
los cuales circulan alrededor de ellos del mismo modo que los planetas
lo efectúan en torno del Sol. Son la Tierra con la Luna y Marte con 2
satélites. También los grandes planetas tienen satélites. Júpiter posee
cuatro; Saturno, ocho; Urano, cuatro; y Neptuno, uno solo.
Contando todos estos cuerpos, y entre ellos el Sol, se encuentra que el
sistema planetario está compuesto de 300 astros, de ellos 279 planetas y
20 satélites.
=74. Distancia de los Planetas al Sol.=--He aquí las distancias medias de
los 8 planetas principales al Sol, representadas primero tomando por
unidad la de la Tierra, y luego en millones de kilómetros:
Mercurio 0.387 ó 57 millones de kil.
Venus 0.723 107 --
La Tierra 1.000 148 --
Marte 1.524 225 --
Júpiter 5.203 770 --
Saturno 9.538 1.400 --
Urano 19.183 2.832 --
Neptuno 30.035 4.428 --
=78. Duración de las revoluciones de los Planetas.=--Las duraciones de las
revoluciones en días y años de la Tierra son las siguientes:
Mercurio 88 días.
Venus 225 --
La Tierra 365, 25
Marte 1 año 322 días.
Júpiter 12 " 315 "
Saturno 29 " 167 "
Urano 84 " 7 "
Neptuno 164 " 280 "
=76. Planetas inferiores; superiores.=--Dos de los ocho planetas
principales están como se ve, más cercanos que la Tierra al Sol; por el
contrario, cuatro se encuentran más distantes. Los primeros se llaman
_planetas interiores_ ó _inferiores_; los otros, entre los cuales se
deben incluir los telescópicos, se denominan _planetas exteriores_ ó
_superiores_.
Como Mercurio y Venus describen órbitas que se encuentran envueltas por
las de la Tierra, parecen oscilar hacia una y otra parte del Sol; ya
pasan delante del astro, y á veces sobre su propio disco, donde se las
ve destacarse á manera de pequeñas manchas negras y redondas; ya pasan
por detrás del Sol. Estos planetas, vistos con el telescopio, presentan
fases como la Luna, y por las mismas razones que ella. Cada uno de
dichos cuerpos está animado de un movimiento de rotación que dura casi
lo mismo que el de nuestro globo. En efecto, mientras la Tierra gira
sobre su eje en... 23 h. 56 m.
Mercurio lo hace en... 24 h. 50 m. y.
Venus, en... 23 h. 21 m.
=77. Mercurio y Venus.=--Mercurio es más pequeño que la Tierra. Su
diámetro equivale á algo menos de los 4 décimos del terrestre, lo que da
como volumen algo más de la mitad. En cuanto á Venus, sus dimensiones
son casi las mismas que las de nuestro globo. La luz de estos dos
planetas es tan viva, que no se puede distinguir nada en su superficie,
cuando se les examina con el telescopio. Sin embargo, algunas manchas
distinguidas en Venus, y algunas desigualdades sobre el contorno de
Mercurio, han hecho suponer que en sus superficies existen altas
montañas.
Las órbitas de los planetas superiores envuelven por completo la de la
Tierra, de modo que nunca los vemos pasar por delante del Sol; pero en
cambio, van periódicamente á colocarse en el sitio opuesto al Sol, y nos
presentan un hemisferio completamente iluminado. Como esta posición
coincide, además con sus más pequeñas distancias á la Tierra, los
planetas mencionados pueden ser objeto de fructuoso estudio.
=78. Marte.=--Entremos en más detalles sobre cada uno de los planetas
superiores.
La órbita que Marte describe alrededor del Sol es, como todas las
órbitas planetarias, una elipse; pero, después de la de Mercurio,
ninguna es tan prolongada, quiero decir, tan distinta del círculo como
ésta. Así es que las distancias de Marte al Sol varían entre 204 y 246
millones de kilómetros, según que el planeta se encuentre en su
perihelio ó en su afelio. Sus distancias á la Tierra son igualmente muy
diversas, siendo la más pequeña posible cuando Marte se halla en
oposición, á 56 millones de kilómetros próximamente.
El globo de Marte es ligeramente aplanado, y presenta manchas de color
gris verdoso, que han permitido hacer constar la existencia de un
movimiento de rotación que dura 24 horas 37 minutos. En sus polos se
notan manchas más blancas que el resto del disco; se ha observado que
las dimensiones de estas manchas varían y alcanzan precisamente su
máximum durante la estación de invierno de cada hemisferio. Es probable,
por tanto, que esas manchas son producidas por las nieves y hielos de
cada polo, más abundantes y extensas en la época de los fríos. En cuanto
á las manchas oscuras, son probablemente los mares de Marte, y las
partes brillantes y rojizas, sus continentes y sus islas.
Las estaciones en Marte deben presentar grandes analogías con las de la
Tierra, por ser poco más ó menos análoga la inclinación del eje de
rotación sobre la órbita. Pero su duración es mucho mayor, y el año de
Marte se compone de 668 días. Este planeta tiene dos satélites, que
efectúan sus revoluciones en tiempos muy cortos: 7 horas y 39 minutos
para el más cercano al astro central y 30 horas 18 minutos para el
segundo.
El globo de Marte no mide más que los 15 centésimos del terrestre, y es
por tanto unas 7 veces más pequeño. Su diámetro mide 6,800 kilómetros,
1,700 leguas.
=79. Júpiter.=--Éste es el mayor de todos los planetas. Su volumen
equivale a 1,820 veces el de la Tierra, y el diámetro de su ecuador
supera 11 veces el diámetro ecuatorial terrestre: mide, en efecto,
140,000 kilómetros.
Mirándolo á simple vista, Júpiter presenta el aspecto de una estrella de
primera magnitud; pero en los telescopios es un hermoso globo, surcado
por bandas agrisadas, y visiblemente aplanado en las extremidades de un
mismo diámetro, que es su eje de rotación. En efecto, algunas manchas
permanentes han permitido demostrar aquel movimiento, y medir su
duración, que es de 9 horas y 56 minutos. De modo que el día es en
Júpiter 2 veces y 1/2 más corto que sobre la Tierra, y como su año es
por el contrario casi once veces mayor, resulta que se compone de un
número mucho mayor de días del planeta, esto es, de 10,477.
El eje de rotación forma casi un ángulo recto con el plano de la órbita.
Las desigualdades de los días y de las noches, así como las de las
estaciones, son por tanto poco pronunciadas en Júpiter.
[Illustración: Fig. 26. Júpiter acompañado de sus satélites]
Este astro va acompañado por cuatro satélites que circulan á su
alrededor en tiempos desiguales. He aquí sus nombres, sus distancias al
planeta, y la duración de sus revoluciones:
Io................. 104.000 kil. 1 día 18 h.
Europa............. 105.000 3 --- 13
Ganimedes.......... 203.000 7 --- 3
Callisto........... 474.000 16 --- 10
Todos ellos son mayores que nuestra luna, exceptuando el segundo.
[Illustración: Fig. 27. Saturno con su anillo y sus satélites.]
=80. Saturno.=--Júpiter es sin duda el más voluminoso de los planetas;
pero Saturno es el más extraordinario. No sólo se mueve en el cielo
llevando un cortejo de ocho satélites, sino que posee además un apéndice
singular, que lo distingue de todos los cuerpos celestes conocidos: este
apéndice consiste en un anillo, ó mejor dicho, en un sistema de anillos
que rodean su globo, del cual son completamente independientes.
En su movimiento de revolución alrededor del Sol, cuyo período
comprende, según ya se ha visto, cerca de 30 años terrestres, Saturno se
presenta bajo aspectos muy diversos, por efecto de la oblicuidad
aparente de su anillo. Ya se le ve como un globo que sobresale por cada
lado sobre el apéndice anular, y entonces el anillo tiene la forma de
una elipse más ó menos abierta ó aplanada; ya se encuentra el planeta
enteramente envuelto; ya, finalmente, se le diría privado de su anillo,
que sólo se distingue como una línea recta luminosa, ó á manera de una
oscura, que viene á ser la sombra proyectada por dicho anillo sobre el
disco de Saturno.
=81. Dimensiones de Saturno; su rotación.=--Este astro es 718 veces tan
voluminoso como la Tierra; hállase fuertemente aplanado en las
extremidades de su diámetro ó eje de rotación; el diámetro ecuatorial
equivale á más de 9 veces el de la Tierra, y mide unos 118,000
kilómetros.
La rotación de Saturno dura 10 horas y cuarto. Los anillos, cuyo plano
coincide casi completamente con el plano del ecuador del planeta, tienen
también un movimiento de rotación que dura lo mismo que el del planeta.
=82. Urano y Neptuno.=--Los dos planetas más lejanos del Sol, Urano y
Neptuno, no son visibles á simple vista. Así fué que los antiguos no los
conocieron, y que no se les ha descubierto hasta 1781 y 1846. Ambos son
mayores que la tierra: Urano equivale á 69 globos terrestres y Neptuno á
55.
El primero de estos planetas tiene cuatro satélites, que efectúan sus
revoluciones en 2 días 12 horas, 4 días 3 horas, 8 días 17 horas y 13
días 11 horas.
Neptuno no posee más que un solo satélite, cuya revolución dura 5 días y
21 horas.
=83. Los pequeños planetas.=--Entre Marte y Júpiter se mueven
numerosísimos planetas muy pequeños, casi todos invisibles á simple
vista, los cuales circulan alrededor del Sol en períodos que parecen
comprendidos entre 1,000 y 2,500 días próximamente, á distancias del
foco común comprendidas entre 2 y 4 veces próximamente la distancia
media de la Tierra al Sol. Los cuatro más notables en esta multitud de
astros telescópicos son Palas, Juno, Vesta y Ceres, precisamente los
primeros descubiertos.
Hoy se conocen 271 de estos cuerpos celestes.
LOS COMETAS
=84. Los cometas. Núcleos y cabellera, colas.=--Además del Sol, los
planetas y sus satélites, el sistema solar comprende un número bastante
considerable de astros que se mueven alrededor del foco común; pero que
se distinguen de los planetas, sea por la naturaleza de sus órbitas, sea
en caracteres físicos particulares.
[Illustración: Fig. 28. Cometa de 1811.]
Estos astros son los _cometas_.
Si nos referimos á la etimología de la palabra, _cometa_ significa astro
_cabelludo_. En efecto, la mayor parte de las veces un cometa aparece
como una estrella cuyo núcleo luminoso se encuentra rodeado por una
nebulosidad más ó menos brillante, á la cual daban los astrónomos
antiguos el nombre de _cabellera_.
Independientemente de esta aureola vaporosa, el núcleo del astro se
presenta acompañado la mayor parte de las veces por una prolongación
cuya longitud varía de un cometa á otro y aun tratándose del mismo
cometa: esta prolongación luminosa, este apéndice nebuloso es lo que se
denomina _cola_ del cometa. La forma de la cabellera, sus dimensiones
aparentes y reales, el aspecto y dimensiones de la cola, son sumamente
variables. Se han visto cometas de dos y más colas.
=85. Forma de las órbitas cometarias.=--Los cometas efectúan, lo mismo que
los planetas, movimientos de rotación alrededor del Sol; pero sus
órbitas son curvas mucho más prolongadas. Y hasta diremos que la mayor
parte de estas órbitas parecen ser curvas de ramas infinitas que se
denominan parábolas. Los cometas que tienen tales órbitas, después de
haberse acercado al Sol y á la Tierra lo bastante para ser visibles, se
alejan de ellos para no volver á presentarse.
=86. Número de los cometas.=--El número de cometas es considerable. Desde
la antigüedad hasta nuestros días se han observado más de 800; pero
desde que se les busca con el telescopio, su número va creciendo con
enorme rapidez. Es probable que hay que contarlos por millones, lo cual
parece justificar la expresión de Képler, quien los consideraba tan
numerosos como lo son los peces en el mar.
Pero sólo muy pocos astros de esa clase, aun entre aquellos cuyos
períodos de revolución se han calculado, se han presentado por dos ó más
veces ante la vista humana. Hoy se conocen catorce de ellos, desde el
cometa de Halley, que se presenta cada 76 años, hasta el de Encke, que
tiene un período de 3 años y 4 meses.
=87. Estrellas errantes, bólidos, aerolitos.=--Se da el nombre de
estrellas _errantes_ á unos meteoros que se presentan, en un cielo
sereno, bajo el aspecto de puntos luminosos que corren por entre las
estrellas. Diríase á primera vista que son estrellas desprendidas de la
bóveda celeste, que caen y se apagan. Su brillo aparente es tan diverso
como el de las estrellas propiamente dichas; pero en ocasiones se ven
algunas que alcanzan la primera magnitud y superan en resplandor á Venus
y Júpiter, presentando un disco parecido y dimensiones apreciables.
Entonces se les da más bien el nombre de _bólidos_.
Algunos de estos meteoros, después de recorrer en el cielo una
trayectoria de cierta extensión, estallan y se dividen en fragmentos que
se precipitan sobre la superficie de la Tierra, donde se han podido
recoger restos suyos, bajo la forma de masas minerales más ó menos
voluminosas; estos son los _aerolitos_ ó _meteoritos_.
Las líneas descritas por las estrellas errantes tienen casi siempre el
aspecto de líneas rectas. La impresión luminosa dejada en el cielo por
su rápido movimiento permite fácilmente la comprobación de dicha
circunstancia. Pero este hecho general presenta excepciones y se han
visto estrellas de esta clase que antes de desaparecer describen curvas
sinuosas.
También varía de manera análoga el color de las estrellas errantes y de
los bólidos. Dado cierto número de estrellas errantes observadas, dos
terceras partes próximamente eran blancas, mientras que el amarillo, el
amarillo rojizo y el verde caracterizaban á la otra tercera parte.
Ha sido posible determinar las alturas de un número bastante grande de
estrellas errantes en el momento de su aparición, y se han encontrado
números muy diversos, desde 8 hasta 60, 100 y aún 200 kilómetros. Su
velocidad es igualmente muy diversa, pero, en general, es considerable,
igualando y aun superando á la que posee la Tierra en su movimiento de
translación.
=88. Estrellas errantes esporádicas, enjambres periódicos.=--Desde el
principio de la ciencia, los astrónomos habían distinguido entre las
apariciones aisladas de las estrellas errantes, que llamaban
_esporádicas_, y aquellas en que los meteoros se presentan en gran
número y en épocas casi fijas, á las cuales reservaban naturalmente el
calificativo de _apariciones periódicas_.
Desde luego se notaron dos épocas notables: la del 10 de agosto y de las
noches próximas á esta fecha y la del 13 al 14 de noviembre; pero
posteriormente se han reconocido otros varios períodos.
=89. Aerolitos.=--Los _aerolitos_, ó piedras llovidas del cielo, tienen
estrecha relación con la aparición de las estrellas errantes y los
bólidos. Gran número de hechos confirman esta manera de ver. Citemos
algunos de ellos. El 26 de abril de 1803 en el Aigle, pueblo del
departamento francés del Orne, unos cuantos minutos después de la
aparición de un gran bólido que se movía del sudeste al noroeste, y que
fué visto desde Alençón, Caen y Falaise, se oyó una horrible explosión,
seguida por detonaciones semejantes al ruido del cañón y al fuego de
mosquetería; ese estruendo partía de una nube negra aislada en medio de
un cielo muy puro. Gran número de piedras meteóricas todavía humeantes
fueron halladas en la superficie del suelo, en una extensión de terreno
que medía en el sentido de su mayor dimensión, unos 11 kilómetros. La
mayor de dichas piedras pesaba algo menos de 10 kilogramos.
=90. Luz zodiacal.=--Se llama _luz zodiacal_ á una especie de cono
luminoso que se observa después de ponerse el Sol, á fines del
crepúsculo, ó por la mañana antes de la salida del astro. Este
resplandor es visible principalmente por la tarde hacia la época del
equinoccio de primavera y por la mañana en el equinoccio de otoño.
El brillo de esta luz es comparable al de la _Via láctea_, ó bien á la
cola de algunos cometas, que dejan ver á través, por ser muy grande su
transparencia, hasta las estrellas más diminutas.
LAS ESTRELLAS
=91. Estrellas fijas.=--=Orden de magnitud.=--Las estrellas que brillan en
el cielo de nuestras noches cuando está puro son tan numerosas que no se
podría distinguirlas unas de otras fácilmente, si no conservaran las
mismas posiciones relativas en el curso de los años. Este carácter es lo
que les ha valido el calificativo de _estrellas fijas_, por más que
también se muevan y cambien de posición á la larga. Por el contrario,
los planetas, que á simple vista se parecen á las demás estrellas, se
distinguen de éstas en que sus movimientos sobre la bóveda estrellada
son generalmente muy perceptibles, y pueden observarse sin dificultad.
Las estrellas se clasifican también por orden de magnitud; las más
brillantes de todas, que son veinte en el cielo entero, forman la
categoría de las estrellas de primera magnitud. Citemos entre ellas, por
orden de su brillo relativo:
Sirio Alfa de la Cruz del Sur
Arturo Antarés
La Cabra Espiga de la Virgen
Vega Pólux
Aldebarán Régulo
Después vienen las estrellas de 2a, de 3a magnitud, etc., tanto
más numerosas cuanto más débil es su fulgor. Á simple vista no se
distinguen más que los seis primeros órdenes de magnitudes; las personas
de muy buena vista suelen percibir hasta las estrellas de 7a
magnitud.
En conjunto hay de 5 á 8,000 estrellas visibles á simple vista; pero con
los telescopios se las cuenta por decenas de millones.
=92. Constelaciones.=--Las estrellas más brillantes dibujan en la bóveda
celeste figuras que permiten reconocerlas cuando se está familiarizado
con su forma aparente. De esa manera se las distribuye en grupos
llamados _constelaciones_.
Describamos rápidamente los más notables de estos grupos.
En un horizonte dado, por ejemplo, en la latitud de Buenos Aires, la
esfera estrellada puede dividirse, según ya se ha dicho al hablar del
movimiento diurno, en tres zonas: una, la zona circumpolar austral
formada por estrellas que no se ponen ni salen, y que permanecen
visibles en este Horizonte todas las noches del año; la segunda
comprende las estrellas que describen sus arcos diurnos en parte por
encima y en parte por debajo del horizonte, y está dividida en dos
mitades por el ecuador celeste. El movimiento de translación de la
Tierra hace que las diversas regiones de esta zona no sean visibles
durante la noche más que sucesivamente y según la época del año. La
tercera zona, inmediata al polo boreal, comprende las estrellas que
describen sus círculos enteros por debajo del horizonte, y que son por
consiguiente invisibles todo el año en la latitud de Buenos Aires.
Bajo el ecuador, las tres zonas se reducen á una sola, que comprende
todas las estrellas del cielo, desde un polo á otro. Lo mismo en el polo
sur que en el norte, la zona ecuatorial desaparece y las zonas
circumpolares, una visible y otra invisible, comprenden cada una toda
una mitad de la esfera celeste.
=93. Zona circumpolar austral.=--Veamos cuales son las constelaciones más
notables de esta esfera. Empecemos por la zona circumpolar austral,
siempre visible sobre el horizonte que acabamos de tomar como ejemplo,
es decir, bajo la latitud sur de 34° 36´, que es la de Buenos Aires.
Supongamos que en la noche del 20 de diciembre, ó sea en la del
solsticio de verano en el hemisferio austral, examinemos á media noche
la parte de cielo vuelta hacia el sur. Á esta hora veremos la Via Láctea
elevarse desde el horizonte hasta el cenit, inclinándose ligeramente
hacia oriente. Á lo largo de su camino aparecen en este momento, unas
por encima de otra, tres brillantes constelaciones, que son,
nombrándolas de abajo arriba, el _Centauro_, la _Cruz del Sur y_ el
_Navío_ ó _Argo_. La Cruz del Sur es notable por cuatro estrellas
dispuestas en forma de cruz ó de rombo á las cuales debe su nombre; una
es de primera y dos de segunda magnitud. Por debajo de la estrella más
hermosa de la cruz se ven las estrellas? y? del Centauro notable la
primera por ser doble, esto es, por constituir un sistema de dos soles
que giran uno alrededor de otro, y también por ser, entre todas las
estrellas conocidas, la más inmediata á nuestro sistema. El Centauro se
extiende al oriente y al norte de la Cruz del Sur, envolviéndola casi
enteramente. Encima de esta última constelación es donde brillan, en
esta época del año, las más hermosas estrellas que componen al Navío y
entre las cuales es _Canopo_ la más brillante. Esta estrella de primera
magnitud, la más brillante de todo el cielo después de Sirio se
encuentra á unos 15´´ del cenit, algo más allá de los límites de la zona
circumpolar austral; de modo que cada día, al describir su círculo
diurno, desaparecerá durante cierto tiempo debajo del horizonte.
[Illustración: Fig. 29. Zona circumpolar austral]
Citemos de paso las constelaciones del _Triángulo_ y del _Altar_, donde
se ven algunas estrellas de segunda y tercera magnitud; luego el _Pez
Volador_, la _Dorada_ y el _Retículo_ situadas por encima del Navío. En
esta región del cielo austral se ven dos notables nebulosas, conocidas
por el nombre de _Nubes de Magallanes_ (_nubecula major y nubecula
minor_) Entre estos dos singulares grupos estelares y la Cruz del Sur
esta el polo celeste austral. En esta región no se ve ninguna estrella
notable, que permita distinguir a simple vista, como en el hemisferio
norte, el punto a cuyo alrededor parecen efectuar su movimiento de
revolución diurna todas las estrellas visibles. Al oeste de las nubes de
Magallanes, la constelación del _Eridan_ notable por su estrella de
primera magnitud _Achernar_, que hace vis a vis por la otra parte del
polo a las dos brillantes estrellas del Centauro. La mayor parte de las
estrellas del Eridan pertenecen por lo demás a la zona ecuatorial.
[Illustración: Fig. 29 Zona circumpolar boreal.]
=94. Zona circumpolar boreal=. La zona circumpolar boreal comprende las
estrellas invisibles en el horizonte de Buenos Aires. En el centro de
ella se encuentra una estrella de 2ª magnitud denominada la _Polar_ por
efecto de su proximidad al polo celeste boreal. Esta es la más brillante
de la constelación de la _Osa menor_.
En las cercanías de esta constelación se halla la _Osa mayor_ cuyas 7
principales estrellas están dispuestas del mismo modo aunque en sentido
inverso, que las 7 estrellas de la Osa menor.
_Casiopea_, el _Dragón_, el _Cochero_, donde brilla la _Cabra_, estrella
de 1ª magnitud, el _Cisne_, son constelaciones de la misma zona.
=95. Zona ecuatorial.=--En la zona que rodea al ecuador celeste es donde
brillan las más hermosas constelaciones del cielo. En el hemisferio
norte, _Leo_ ó el _León_, con la hermosa estrella _Régulo_, _Virgo_ ó la
_Virgen_ con la _Espiga_, el _Boyero_ con _Arturo_, _Tauro_ con
_Aldebarán_. _Orion_ está sobre el ecuador, parte al norte y parte al
sur de éste. El _Gran Can_, en que brilla _Sirio_, es una de las más
hermosas constelaciones del hemisferio austral.
El cielo se halla atravesado en toda su extensión por una zona vaporosa,
blanquecina, que se divide en varias ramas, y que se denomina la _Via
Láctea_. Mirándola con el telescopio, esta zona se descompone en
miriadas de estrellas; su inmenso número y lo débil de su brillo es la
causa de aquella apariencia lechosa á que debe su nombre la Via Láctea.
=96. Distancias de las estrellas á la Tierra y al Sol.=--Si la distancia
que separa la Tierra de las estrellas propiamente dichas no fuese
infinitamente superior á la que existe entre nuestro planeta y el Sol,
se notaría así de la manera siguiente. Puesto que la Tierra describe
alrededor del Sol una curva cuyo radio medio es de 148 millones de
kilómetros, en un intervalo de seis meses, nuestro globo anda el doble
de este radio. Por consiguiente hay 296 millones de kilómetros entre una
cualquiera de sus posiciones y la posición diametralmente opuesta en la
órbita, y por consiguiente nuestro planeta se acerca ó se aleja de las
estrellas tan enorme cantidad. Por un efecto de perspectiva fácil de
comprender, las estrellas á que se acerca de esta manera, deberían
parecer separarse unas de otras, acercándose por el contrario entre sí
las estrellas de que se aleja. Pues bien, este efecto es nulo para la
gran mayoría de las estrellas, y sólo se le ha podido medir tratándose
de algunas, respecto de las cuales es, sin embargo, sumamente pequeño.
De ahí se ha deducido que las estrellas en general están tan distantes
de la Tierra, que una longitud de 300 millones de leguas próximamente es
como nula en comparación de sus distancias.
La más cercana á nosotros es, entre las conocidas, la estrella más
brillante de la constelación del Centauro, designada por la letra griega
[Greek: a]--alfa--en los catálogos de estrellas ó en los mapas celestes.
Su distancia á la Tierra ó al Sol es 220 mil veces tan grande como el
radio de la órbita de la Tierra. En números redondos, se eleva á 8,350
mil millones de leguas de 4 kilómetros. Sirio está seis veces más lejos,
y se encuentra á 50,500 mil millones de leguas de nuestro mundo solar.
Para formarse idea de tan prodigiosas distancias, se calcula el tiempo
que tarda en atravesarlas la luz. Sábese que en el corto intervalo de un
segundo, la luz recorre una distancia de 75,000 leguas próximamente:
este es el más rápido de todos los movimientos conocidos. Ahora bien,
para llegarnos, desde la estrella más cercana, tarda la luz algo más de
tres años y medio; de Sirio más de 21 y medio; de la Cabra, ¡72 años por
lo menos!
La inmensa mayoría de las estrellas se encuentran mucho más distantes
aún. Herschel, gran astrónomo inglés, veía en su telescopio estrellas á
que atribuyó distancia 2,300 veces mayor que la de las de primera
magnitud. Por ahí se puede juzgar de la extensión del universo, aun
cuando sólo se considere la parte de él accesible á la visión
telescópica.
=97. Las estrellas son soles.=--Las estrellas brillan con luz propia y no
por efecto de la luz refleja del Sol, según lo efectúan los planetas y
sus satélites. Esta verdad es consecuencia de su inmenso alejamiento.
Cuando se las mira con el telescopio, las más brillantes de entre ellas,
las que pueden considerarse mayores, sólo aparecen como puntos
luminosos, tan pequeños que no hay posibilidad de medirlos.
La consecuencia de todo cuanto antecede es que las estrellas son
verdaderos soles, y probablemente muchas de ellas se encuentran
acompañadas como nuestro astro central, de planetas, satélites y
cometas, formando sistemas análogos á nuestro sistema solar.
=98. Estrellas dobles.=--También existen sistemas de soles. En efecto, se
conocen miles de estrellas que, sencillas al parecer á simple vista, se
descomponen cuando se las examina con el telescopio. Las estrellas que
componen estos pares, giran una alrededor de otra, haciendo la mayor de
ellas respecto de la menor, el mismo papel que nuestro Sol en lo tocante
á uno de los planetas del sistema.
También hay estrellas triples y cuádruples.
=99. Nebulosas, grupos estelares.=--Por último, se conocen multitud de
pequeñas manchas denominadas _nebulosas_, porque á simple vista ó con
anteojos de escaso poder, se parecen á nubes luminosas. Examinadas con
aparatos de gran aumento, muchas de ellas se descomponen en infinidad de
estrellas; son, pues, _grupos estelares_. Pero las hay también que no
han podido ser descompuestas, ya porque se hallen demasiado lejos ó
porque sus estrellas sean muy pequeñas, ya porque se hallen constituídas
por una especie de materia gaseosa, luminosa por sí misma, pero no
condensada en estrellas.
La Via Láctea entera aparece como una gran nebulosa, compuesta por
multitud de estrellas, ya aisladas y dispersas en el cielo, ya agrupadas
en núcleos compactos. Las _nubes de Magallanes_, la _Nube mayor_ y la
_Nube menor_, que se ven en el cielo del hemisferio austral, están
compuestas á la vez de estrellas dispersas, de grupos estelares, y de
nebulosas indescomponibles.
Tal es la estructura del universo considerado en conjunto. Nuestro Sol
con todo su cortejo de planetas y de cometas no es más que un punto del
Cosmos, y la Tierra, tan grande para nosotros, representa apenas un
átomo imperceptible en la masa de los mundos.
FIN
Coulommiers.--Imp. P. BROUARD et GALLOIS.
End of the Project Gutenberg EBook of Cosmografía, by
Amédée Victor Guillemin (AKA Amadeo Guillemin)
*** END OF THIS PROJECT GUTENBERG EBOOK COSMOGRAFÍA ***
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