Relaciones Sol- Tierra- Luna

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1 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

2 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.

3 Método de Eratóstenes.

4

5 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.

6 Como 7,2 grados es 1/50 del círculo, Eratóstenes dedujo que el perímetro terrestre es de estadios. Posteriormente aumentó el valor a 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%.

7 En el año 230 a.c. Eratóstenes midió un valor del radio terrestre que está muy cerca del real. Radio terrestre ecuatorial: m. Radio terrestre polar: Radio medio (a 2 b) 1/3: m m. 1 grado equivale a 111,1 kilómetros.

8 Rotación del Cielo

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10 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.

11 Zenith Estrella cerca del polo siempre visible Meridiano Polaris Polo Norte Celeste Norte Horizonte Este Estrella saliendo Oeste Estrella poniendose Estrella visible por poco tiempo Sur

12 Sur Norte

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14 LaBtud y Longitud

15 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.

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17 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).

18 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.

19 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 ).

20 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.

21 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.

22 El eje de rotación está inclinado 23,5 grados con respecto a la normal a la eclípbca (oblicuidad).

23 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.

24 Las 4 estaciones del norte

25 SolsBcios de verano e invierno

26 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.

27 Longitud de las estaciones australes. La primavera: 89,6 días. El verano: 89,0 días. El otoño: 92,9 días. El invierno: 93,7 días.

28 Las estaciones y la posición del perihelio (distancia mínima al Sol).

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30 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.

31 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.

32 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.

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35 Fases lunares desde el norte

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37 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.

38 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.

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40 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.

41 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.

42 Eclipses

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44 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.

45 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.

46 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.

47 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).

48

49 FIN

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