Relaciones Sol - Tierra - Luna - Astro.uchile

Relaciones Sol-­‐
Tierra-­‐Luna José Maza Sancho Astrónomo Departamento de Astronomía Facultad de Ciencias Físicas y MatemáBcas Universidad de Chile Cerro Calán, 18 de Enero 2011 El Radio Terrestre. •  El modelo de una Tierra plana prevaleció por mucho Bempo. •  Pitágoras empezó a enseñar que la Tierra es esférica. •  Aristóteles, en el siglo IV a.C. señala las razones para aceptar una Tierra esférica y le atribuye un radio un 50% muy grande. •  En el siglo IIIa.C. el alejandrino Eratóstenes midió el radio de la Tierra. Método de Eratóstenes. •  Eratóstenes se dio cuenta que cuando el Sol cruza por el cenit de Siena sólo llega a 7,2 grados del cenit de Alejandría. •  En un ejemplo en Chile podemos decir que el Sol pasa por el cenit de Cerro Moreno en Antofagasta y a unos 7 grados de Ovalle. •  Eratóstenes atribuyó esto a que la verBcal de Siena y Alejandría no coincidían sino que formaban un ángulo de 7,2 grados en el centro de la Tierra. •  Eratóstenes midió la distancia entre Siena y Alejandría, obteniendo 5,000 estadios. •  Como 7,2 grados es 1/50 del círculo, Eratóstenes dedujo que el perímetro terrestre es de 250.000 estadios. •  Posteriormente aumentó el valor a 252.000 estadios para que hubiese 700 estadios por grado. •  Desgraciadamente no sabemos el valor del estadio de Eratóstenes; si fuese de 157,5 metros el valor sería excelente (tendría un error menor al 1%). •  El estadio podría haber tenido 185 metros o 210 metros lo que haría al valor de Eratóstenes tener un error de hasta un 30%. •  En el año 230 a.C. Eratóstenes midió un valor del radio terrestre que está muy cerca del real. •  Radio terrestre ecuatorial: 6.378.140 m. •  Radio terrestre polar: 6.356.755 m. •  Radio medio (a2b)1/3: 6.371.004 m. •  1 grado equivale a 111,1 kilómetros. Rotación del Cielo •  Cenit: es el punto más alto en el cielo. •  Nadir: punto opuesto al cenit •  Horizonte: plano perpendicular a la verBcal que une el cenit y el nadir y que pasa por el observador. El plano del horizonte corta a la esfera celeste en el círculo del horizonte que separa el cielo sobre el horizonte con lo que está debajo de él. Zenith
Me
rid
Estrella cerca del polo
siempre visible
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Es
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Polo Norte Celeste
o
Estrella visible por
poco tiempo
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Polaris
ian
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Norte
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Horizonte
Oeste
Sur
Sur
Norte
LaBtud y Longitud •  Se define la#tud como la distancia angular al ecuador de un punto cualquiera de la Tierra. •  La laBtud del polo norte es +90° •  La laBtud de los puntos del ecuador es 0° •  La laBtud del polo sur es -­‐90° •  Los círculos menores que conBenen a todos los puntos con la misma laBdud se llaman paralelos. •  Los círculos máximos que pasan por los polos se llaman meridianos. •  Se llama longitud (de un lugar) al ángulo entre el plano de su meridiano y el de un meridiano de referencia (normalmente el meridiano de Greenwich). •  La longitud se mide de 0 a 180° al este y al oeste de Greenwich (o de 0 a 12 horas al este y al oeste de Greenwich). La eclípBca •  Se llama eclíp#ca al plano de la órbita de la Tierra en torno al Sol. •  Desde la Tierra parece que el Sol describiera un giro anual en torno a la Tierra. •  La trayectoria anual del Sol sobre la esfera celeste es un círculo máximo que se llama eclíp#ca. •  El eje de rotación de la Tierra está inclinado 23,5° con respecto a la normal a la eclípBca. •  El ecuador celeste forma un ángulo de 23,5° con respecto a la eclípBca. •  Como la trayectoria anual del Sol ocurre sobre la eclípBca, este llega a estar alejado del ecuador hasta 23,5° ya sea al norte o al sur. •  Los puntos sobre la Tierra que Benen una laBtud de 23,5° se sitúan sobre un paralelo especial que se llama “trópico”, de Cancer (+23,5°) o de Capricornio (-­‐23,5°). •  En todo punto de la Tierra entre ambos trópicos el Sol cruza dos vez en el año por el cenit del lugar. •  Sobre los trópicos el Sol llega al cenit en el día del solsBcio de verano. •  Los paralelos que están a 90 -­‐ 23,5° = 66,5° consBtuyen los círculos polares. •  +66,5° Círculo polar Ár#co. •  -­‐66,5° Círculo polar Antár#co. •  Entre el polo y los círculos polares el Sol o no sale o no se pone algunos días del año. Las Estaciones •  La Tierra gira en torno a su eje cada 24 horas. •  El cielo parece girar en senBdo opuesto cada 24 horas. •  La Tierra gira en torno al Sol una vez al año. •  El Sol parece desplazarse contra el fondo de las estrellas una vez al año. El eje de rotación está inclinado 23,5 grados con respecto a la normal a la eclípBca (oblicuidad). •  Cuando el Sol cruza el ecuador se producen los equinoccios. •  Cuando el Sol está los más alejado del ecuador se producen los solsBcios. •  Equinoccio de otoño: 21 de marzo •  SolsBcio de invierno: 22 de junio •  Equinoccio de primavera: 23 de sepBembre. •  SolsBcio de verano: 22 de diciembre. Las 4 estaciones del norte SolsBcios de verano e invierno Longitud de las estaciones •  La Tierra gira en torno al Sol con un movimiento no uniforme. •  Ls Tierra se mueve con mayor rapidez cuando está en el perihelio. •  Por ello las cuatro estaciones no Benen la misma duración. Longitud de las estaciones australes. • 
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La primavera: 89,6 días. El verano: 89,0 días. El otoño: 92,9 días. El invierno: 93,7 días. Las estaciones y la posición del perihelio (distancia mínima al Sol). Las Fases Lunares •  La Luna gira en torno a la Tierra en 27,3 días. •  La Luna no Bene luz propia y sólo refleja la luz del Sol. •  La Luna la vemos diferentemente iluminada en el curso de su revolución en torno a la Tierra. •  La luna pasa de luna nueva a cuarto creciente, a luna llena y a cuarto menguante. •  La Luna se ve nueva cuando la vemos en la misma dirección que el Sol. •  La Luna está llena cuando la vemos en dirección opuesta al Sol. •  La Luna en cuarto está a 90 grados del Sol. •  Entre dos lunas nuevas consecuBvas transcurren 29,53 días. •  Se llama período sinódico lunar al Bempo transcurrido entre dos lunas nuevas consecuBvas. •  La órbita lunar no coincide con la órbita terrestre (la eclípBca) sino que forman un ángulo de 5,2 grados. Fases lunares desde el norte Las Mareas •  La atracción del Sol y la Luna sobre la Tierra produce las mareas. •  La Luna produce la marea más grande. •  La Luna atrae la cara de la Tierra que la enfrenta con mayor fuerza que la cara opuesta. •  La pleamar para un observador ocurre cuando la Luna pasa por su meridiano. •  Hay también una pleamar cuando la Luna pasa por el anB-­‐meridiano 12 horas más tarde. •  Como la Luna orbita a la Tierra en un plano cercano a la eclípBca, está inclinado entre 18 y 28 grados, con respecto al Ecuador terrestre. •  Esto ocasiona que las dos mareas altas del día puedan ser diferentes según la posición de la Luna en el cielo. •  La máxima marea alta del mes se alcanza cuando la Luna está en Luna nueva o en Luna llena, pues la marea Solar y la Lunar se refuerzan. •  Como la órbita de la Luna es elípBca es más intensa la pleamar cuando la Luna llena (o nueva) está en el perigeo. Los eclipses •  Se produce un eclipse de Sol cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol. •  Se produce un eclipse de Luna cuando la Luna se mete en el cono de sombra de la Tierra. •  En los eclipses el Sol, la Tierra y la Luna están alineados. Eclipses Los Eclipses •  La Luna está en la eclípBca en el nodo ascendente n y en el nodo descendente n’. •  La línea de los nodos es la línea que define la intersección de los dos planos. •  Sólo cuando la Luna esta cerca de n o de n’ se puede producir un eclipse. •  Sólo dos veces al año se pueden producir eclipses. Los eclipses •  El Sol es casi 400 veces más grande que la Luna. •  Por una coincidencia astronómica la Luna está casi 400 veces más cerca que el Sol. •  Por ello la Luna y el Sol se ven casi del mismo tamaño en el cielo (medio grado). •  En una época de eclipses se pueden producir hasta tres eclipses. Los Eclipses •  La línea de los nodos gira en torno de la eclípBca en 18,6 años. •  Por ello la temporada de eclipses se va desplazando a lo largo del año, dos meses cada tres años. •  Por ejemplo si los eclipses se producen en Marzo y SepBembre, tres años más tarde se producirán en Enero y Julio. •  En un año se producen generalmente 5 eclipses (dos en una época y tres en la otra). •  Los eclipses totales de Sol sólo son visibles desde una parte muy pequeña de la Tierra. •  Los eclipses totales de Luna se ven desde la mitad o más del globo terráqueo. •  En un eclipse de Luna ésta es iluminada por luz solar refractada en la atmósfera terrestre (luz rojiza). FIN