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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.