Movimientos relativos de la Tierra respecto al Sol

La Tierra tiene dos movimientos diferentes que lleva a cabo al mismo tiempo: uno de rotación en torno a un eje que pasa por los polos (eje polar) y otro de translación siguiendo una órbita elíptica alrededor del Sol en la que este ocupa uno de los focos. El plano que contiene esta órbita se denomina plano de la Eclíptica y nuestro planeta tarda un año en recorrelo por completo. La pequeña excentricidad de la Eclíptica (0,01673) hace que la distancia entre el Sol y la Tierra se distinta en Invierno y en Verano.

El movimiento de rotación hace que un punto sobre ella se vea iluminado de forma periódica por el Sol, originando el día y la noche. El movimiento de traslación hace que los tiempos de exposición al Sol sean variables originando las estaciones. Esta variación en los tiempos de exposición es debido a que el eje de rotación de la Tierra permanece prácticamente siempre paralelo a si mismo con un ángulo de 66º 33` respecto al plano de la Eclíptica (plano que contiene a la trayectoria de la Tierra), esta desviación se denomina oblicuidad de la Eclíptica.

La declinación solar

Llamamos declinación solar (δ) al ángulo formado por la línea que une los centros de la Tierra y el Sol y su proyección sobre el Ecuador. En un solo día se considera que la declinación solo puede variar como máximo 0,5º

En el Hemisferio Norte, en el Solsticio de Verano la declinación tiene su valor máximo positivo (23º 45') disminuyendo hasta ser igual a 0ª el 23 de septiembre (Equinoccio de Otoño). Por contra, en el Solsticio de Invierno, la declinación toma el valor su valor mímino (-23º 27`) y vuelve a aumentar hasta anularse en el Equinoccio de Primavera.

La distancia Tierra-Sol

La excentricidad de la Eclíptica hace que la distancia entre la Tierra y el Sol varíe durante el año de acuerdo con una fórmula sencilla. En los Equinoccios de Primavera y Otoño la distancia es de 1 UA (U.A = Unidad Astronómica), mientras que en el Afelio, que coincide con el Solsticio de Primavera, la distancia es máxima: 1,017 UA, y en el de Invierno, en el Perihelio, es mínima: 0,983 UA.

Es decir, en el momento de los respectivos Solsticios de Verano, en el Hemisferio Norte la Tierra se encuentra en su punto de mayor alejamiento de nuestra estrella (Afelio) y cuando tiene lugar en el Hemisferio Sur la Tierra y el Sol se encuentran en su punto de máxima proximidad (Perihelio).

La esfera celeste y la declinación solar

Aunque de todos es conocido que es la Tierra la que gira alrededor del Sol y no al revés, a efectos prácticos, resulta útil todavía, y conduce a los mismos resultados, suponer que es el astro rey el que gira alrededor de nuestro planeta describiendo una órbita aproximadamente circular.

Con este modelo ficticio, el Sol se comporta como una luminaria que se eleva todos los días desde el Este y describe en el cielo un arco más o menos amplio, según la época del año, en su viaje hacia el Oeste.

Es posible calcular, mediante una fórmula simplicada, la declinación solar un día cualquiera del año.

δ(º) ≈ 23,45 * sen [(360/365)*(d_n + 284)]

Siendo d_n el día del año, comenzando a contar a partir del 1 de enero y considerando que febrero tiene 28 días, con lo que el día 365 corresponde al 31 de diciembre.

Declinación solar y elevación del Sol en el horizonte

En Primavera y Verano el arco de la trayectoria solar es más grande, el Sol se eleva más sobre el horizonte y permanece más tiempo brillando en el cielo. Por el contrario, en invierno los puntos del horizonte por donde sale y se oculta está más próximos entre sí, la trayectoria es más corta y menos elevada y el tiempo que transcurre entre el amanecer y la puesta del sol es mucho menor (duración del día solar).

Duración del día y la noche y radiación incidente

La oblicuidad de la eclíptica permite explicar, por un lado, el distinto calentamiento de la Tierra en función de su posición en la órbita (estaciones), y por otro, la distinta duración del día y la noche a lo largo del año.

La superficie terrestre recibe los rayos con una inclinación diferente, según la época del año, y por tanto, la energía efectiva que incide en un metro cuadrado de superficie horizontal varía considerablemente. En invierno los rayos del Sol caen en un ángulo pequeño respecto a la horizontal, lo contrario que en verano, en que el ángulo es mucho mayor. Por esta razón la energía total incidente es muy superior en verano que en invierno , si se considera la energía incidente en un determinado periodo de tiempo, también es mucho mayor en las horas centrales del día que en las horas cercanas al amanecer o la puesta del sol.