Hora solar

En un planeta prograda como la Tierra, el día sidereal es más corto que el Día solar. En el momento 1, el Sol y una cierta estrella distante están ambos sobre la cabeza. A la vez 2, el planeta ha girado 360° y la estrella lejana está sobrecargada de nuevo (1→2 = un día sidereal). Pero no es hasta un poco más tarde, a la vez 3, que el Sol está encima de nuevo (1→3 = un día solar). Más simplemente, 1-2 es una rotación completa de la Tierra, pero debido a que la revolución alrededor del Sol afecta el ángulo en el que se ve el Sol desde la Tierra, 1-3 es el tiempo que tarda el mediodía en regresar. [Nota que en este diagrama, el movimiento relativo y los ángulos correspondientes, son altamente exagerados para fines ilustrativos.]

El tiempo solar es un cálculo del paso del tiempo basado en la posición del Sol en el cielo. La unidad fundamental del tiempo solar es el día, basado en el período de rotación sinódica. Tradicionalmente, existen tres tipos de cómputo del tiempo basados en observaciones astronómicas: el tiempo solar aparente y el tiempo solar medio (discutidos en este artículo), y el tiempo sideral, que se basa en los movimientos aparentes de estrellas distintas del Sol.

Introducción

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

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

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

El efecto de esto es que un reloj que funciona a una velocidad constante, p. completar la misma cantidad de oscilaciones del péndulo en cada hora: no puede seguir al Sol real; en cambio, sigue un "sol medio" imaginario. que se mueve a lo largo del ecuador celeste a una velocidad constante que coincide con la velocidad promedio del Sol real durante el año. Este es el "tiempo solar medio", que aún no es perfectamente constante de un siglo al siguiente, pero es lo suficientemente cercano para la mayoría de los propósitos. A partir de 2008, un día solar medio es de unos 86.400,002 SI segundos.

Hora solar aparente

El sol aparente es el verdadero sol visto por un observador en la Tierra. El tiempo solar aparente o tiempo solar verdadero se basa en el movimiento aparente del Sol real. Se basa en el día solar aparente, el intervalo entre dos retornos sucesivos del Sol al meridiano local. El tiempo solar aparente se puede medir toscamente con un reloj de sol. El equivalente en Marte se denomina hora solar verdadera local de Marte (LTST).

La duración de un día solar varía a lo largo del año y el efecto acumulado produce desviaciones estacionales de hasta 16 minutos con respecto a la media. El efecto tiene dos causas principales. Primero, debido a la excentricidad de la órbita de la Tierra, la Tierra se mueve más rápido cuando está más cerca del Sol (perihelio) y más lento cuando está más lejos del Sol (afelio) (ver las leyes de movimiento planetario de Kepler). En segundo lugar, debido a la inclinación axial de la Tierra (conocida como la oblicuidad de la eclíptica), el movimiento anual del Sol es a lo largo de un gran círculo (la eclíptica) que está inclinado hacia la Tierra. #39;s ecuador celeste. Cuando el Sol cruza el ecuador en ambos equinoccios, el cambio diario del Sol (en relación con las estrellas de fondo) forma un ángulo con el ecuador, por lo que la proyección de este cambio hacia el ecuador es menor que su promedio para el año.; cuando el Sol está más alejado del ecuador en ambos solsticios, el cambio de posición del Sol de un día al siguiente es paralelo al ecuador, por lo que la proyección sobre el ecuador de este cambio es mayor que el promedio del año (ver año tropical). En junio y diciembre, cuando el sol está más alejado del ecuador celeste, un desplazamiento dado a lo largo de la eclíptica corresponde a un gran desplazamiento en el ecuador. Por lo tanto, los días solares aparentes son más cortos en marzo y septiembre que en junio o diciembre.

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

Tiempo solar medio

La ecuación del tiempo -sobre el eje un sundial aparecerá rápido relativo a un reloj que muestra la media hora local, y debajo del eje aparecerá un sundial lento.

Tiempo solar medio es el ángulo horario del Sol medio más 12 horas. Este desplazamiento de 12 horas proviene de la decisión de hacer que cada día comience a la medianoche para fines civiles, mientras que el ángulo horario o el sol medio se mide desde el meridiano local. A partir de 2009, esto se realiza con la escala de tiempo UT1, construida matemáticamente a partir de observaciones de interferometría de línea de base muy larga de los movimientos diurnos de fuentes de radio ubicadas en otras galaxias y otras observaciones. La duración de la luz del día varía durante el año, pero la duración de un día solar medio es casi constante, a diferencia de la de un día solar aparente. Un día solar aparente puede ser 20 segundos más corto o 30 segundos más largo que un día solar medio. Los días largos o cortos ocurren en sucesión, por lo que la diferencia se acumula hasta que la hora media se adelanta a la hora aparente unos 14 minutos cerca del 6 de febrero y se atrasa a la hora aparente unos 16 minutos cerca del 3 de noviembre. La ecuación del tiempo es esta diferencia, que es cíclico y no se acumula de un año a otro.

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

Considera una primera ficticia Sol viajando por el eclíptico con una velocidad constante y coincidiendo con el verdadero sol en el perigeo y el apogeo (cuando la Tierra está en perihelion y aphelion, respectivamente). Entonces considera un segundo ficticio Sol viajando por el Ecuador celestial a una velocidad constante y coincidiendo con la primera ficticia Sol en los equinoccios. Este segundo sol ficticio es el significa Sol

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

Historia

Sol y Luna, Nuremberg Crónica, 1493

El sol siempre ha sido visible en el cielo y su posición forma la base del tiempo solar aparente, el método de cronometraje utilizado en la antigüedad. Un obelisco egipcio construido c. 3500 a. C., un gnomon en China fechado en 2300 a. C. y un reloj de sol egipcio fechado en 1500 a. C. son algunos de los primeros métodos para medir la posición del sol.

Los astrónomos babilónicos sabían que las horas de luz del día variaban a lo largo del año. Una tablilla del 649 a. C. muestra que usaron una proporción de 2:1 para el día más largo y el día más corto, y estimaron la variación usando una función de zigzag lineal. No está claro si conocían la variación en la duración del día solar y la correspondiente ecuación del tiempo. Ptolomeo distingue claramente el día solar medio y el día solar aparente en su Almagesto (siglo II), y tabuló la ecuación del tiempo en sus Tablas prácticas.

El tiempo solar aparente se volvió menos útil a medida que aumentó el comercio y mejoraron los relojes mecánicos. El tiempo solar medio se introdujo en los almanaques en Inglaterra en 1834 y en Francia en 1835. Debido a que el sol era difícil de observar directamente debido a su gran tamaño en el cielo, el tiempo solar medio se determinó como una proporción fija de tiempo observado por las estrellas., que utilizó observaciones puntuales. Un estándar específico para medir el "tiempo solar medio" a partir de la medianoche pasó a denominarse Tiempo Universal.

Conceptualmente, el Tiempo Universal es la rotación de la Tierra con respecto al sol y, por lo tanto, es el tiempo solar medio. Sin embargo, UT1, la versión de uso común desde 1955, utiliza una definición de rotación ligeramente diferente que corrige el movimiento de los polos de la Tierra a medida que gira. La diferencia entre esta hora solar media corregida y la hora universal coordinada (UTC) determina si se necesita un segundo bisiesto. (Desde 1972, la escala de tiempo UTC ha funcionado en segundos SI, y el segundo SI, cuando se adoptó, ya era un poco más corto que el valor actual del segundo del tiempo solar medio).