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Día Sideral

Día sideral

Un día es el período de tiempo que tarda el planeta Tierra en girar 360 grados sobre su eje. Dependiendo de la referencia que se use para medir una vuelta, existen dos tipos de días: el solar y el sideral.

Día solar o Día solar medio

Es el usado para todos los asuntos cotidianos. Se define como el período de tiempo que emplea el Sol ficticio en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Dura 24 horas, que equivale a 86 400 segundos. El sol ficticio: Como el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol no es uniforme sino que sigue la Ley de las áreas de Kepler, el día solar no tiene la misma duración y por lo tanto no se puede emplear como patrón metrológico de tiempo. Para solventarlo se considera un sol ficticio que sí gira uniformemente. Los días de la semana: En el calendario gregoriano, un día solar es la séptima parte de una semana. Cada día de una semana tiene 7 nombres diferentes, consecutivos y cíclicos: lunes, martes, miércoles, jueves, viernes, sábado y domingo.

Día sideral

También llamado día sidereo. Es el período de tiempo que emplea un astro en culminar dos veces consecutivas en el meridiano del observador. Su valor es de 23 h. 56m 4s. 09 centisegundos 0538 microsegundos, que equivale a 86 164.091 segundos. Para un observador local el día sidereo comienza cuando el punto Aries atraviesa su meridiano.

Diferencia entre día solar y sideral

La diferencia entre ambos días se debe a que cuando la Tierra ha terminado su giro respecto a las estrellas fijas, el Sol todavía no ha pasado por el meridiano porque en este tiempo se ha movido debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

Día (como antepuesto a noche)

También se conoce como día la parte de este que va desde la salida del Sol a su puesta. La refracción por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol motiva que veamos luz cuando el Sol no ha salido todavía: aurora, alba o crepúsculo matutino. Dicha difusión alarga el día. Medido desde el mediodía el orto se caracteriza por un ángulo horario -H, donde:
cos(H)=-tan(F)
- tan(D)
donde F es la latitud del lugar y D la declinación solar. El ocaso ocurre a un ángulo horario H. El día dura 2H y la noche 24-2H. La duración del día y la noche va cambiando en el transcurso del año siendo la duración del día de 12h (en todas las latitudes) en los equinoccios más de 12 horas en primavera y verano, alcanzando el día más largo en el solsticio de verano, donde también ocurre la noche más corta. Por el contrario el día dura menos de 12 horas en otoño e invierno, alcanzandose en el solsticcio de invierno el día más corto y la noche más larga. Este efecto se acentúa más cuando mayor es la latitud. Hay día o noche permanente en alguna época del año, en las regiones polares tanto del hemisferio norte o sur caracterizadas por estar a una latitud que en valor absoluto es mayor que F=90-23º26’=66º34’. Esta es precisamente la definición de casquete polar

Véase también

- Tiempo solar
- Ecuación de tiempo category:Unidades de tiempo Categoría:Astronomía ja:日 simple:Day Categoría:Días

Tiempo

El tiempo es la duración de las cosas sujetas a cambio. Es la magnitud física que permite parametrizar el cambio, esto es, que permite ordenar los sucesos en secuencias, estableciendo un pasado, un presente y un futuro. Su unidad básica en el sistema internacional (SI) es el segundo; de éste parte la secuencia para medir el tiempo. Su símbolo es s (debido a que es un símbolo y no una abreviatura, no se debe mayusculizar ni agregar un punto posterior), no seg. Como tiempo también se denomina a la época durante la cual vive alguien o sucede algo. En física clásica, el tiempo es una variable que hay que añadir al espacio, para poder situar con precisión cualquier objeto y su movimiento. Eso está de acuerdo con la concepción filosófica de Kant, que establece el espacio y el tiempo como necesarios por cualquiera experiencia humana. En la Teoría de la relatividad el tiempo depende del observador y para observadores diferentes dos sucesos A y B pueden ocurrir simultáneamente o A "antes" que B para un primero observador o B "antes" de A para el otro observador. Solo si dos sucesos están atados causalmente todos los observadores ven el suceso "causal" antes de que el suceso "efecto". También la duración de un proceso depende del observador: Paradoja de los dos hermanos. La Teoría de la Relatividad, considera el tiempo como una dimensión más del espacio y hay que trabajar con el concepto de espacio-tiempo. Hay otros conceptos derivados de tiempo:
- Tiempo geológico: el transcurrido en las diversas eras geológicas, medido en millones de años (eones).
- Tiempo sidéreo: el que se mide por el movimiento aparente de las estrellas, y cuyo origen es el Punto Aries.
- Tiempo solar = tiempo verdadero: el que se mide por el movimiento aparente del Sol con respecto a la Tierra.
- Tiempo gramatical: cada una de las divisiones de la conjugación correspondientes al instante en que se ejecuta o sucede lo significado por el verbo.
- Tiempo musical: cada una de las partes de igual duración en que se divide un compás. Pulso.
- Tiempo climatológico: el referido a la climatología en un momento dado.

Véase también

- UTC
- Destino
- Viaje a través del tiempo Categoría:Tiempo ja:時間 ko:시간 simple:Time

Grado sexagesimal

Es la noventaava parte del ángulo recto. Se relaciona con el radián mediante:

1^0=\frac =\frac \approx 0,01745 rad

1 rad=\frac =\frac\approx

Sus divisores son: 1 Grado sexagesimal= 60 minutos sexagesimales 1 minuto sexagesimal = 60 segundos sexagesimales. En una calculadora cuando sobre un ángulo actúa una función trigonométrica éste debe estar en grados y parte decimal de grado. sen (47º 52 ' 38 ")= sen (47,877222..)=0,741709.. Así 32,4762 º = 32 º 28 ' 34,32 " donde los divisores del segundo sexagesimal si usan el sistema decimal.
- Minuto sexagesimal
- Segundo sexagesimal
- Radián Categoría:Unidades de ángulo Categoría:Trigonometría Categoría:Geometría ja:度 (角度) simple:Degree (geometry)

Hora

La hora es el lapso de tiempo que comprende 60 minutos, o 3600 segundos. Es, a su vez, la veinticuatroava parte de un día. Hora es una medida de ángulos utilizada en Astronomía que equivale a 15 º. Tiene su origen en que la Tierra en una hora de tiempo gira 15º. Sus divisores son: 1 hora = 60 Minutos 1 Minuto = 60 segundos Una relación útil es 1 º = 4 Minutos La Ascensión recta es un ángulo que se mide en horas, minutos y segundos. Así AR=3h 25m 13s= 3,4202777.. h= 51,304166..º =51 º 18 ' 15 " Por regla general el instrumento que mide y averigua las horas es un Reloj

Antiguas definiciones de la hora.

- En la antiguedad se consideraba a la doceava parte del tiempo que transcurre desde la salida del Sol hasta su puesta. Como consecuencia, durante el verano las horas son más largas que durante el invierno. Los romanos y los griegos usaban esta definición. Más tarde, la noche (el tiempo transcurrido desde la puesta del sol hasta su salida) fue también dividida en doce horas. Este tipo de horas se medía mediante un Reloj de sol o mediante una Clepsidra. Cuando un reloj mecánico utiliza estas horas, su velocidad debe ser cambiada cada mañana y tarde, por ejemplo cambiando el largo de su péndulo. La hora según esta definicición está regulada según el Sistema Horario Temporario.
- Una veinticuatroava parte del día solar aparente (entre un mediodía y el siguiente, o entre una puesta de sol y la próxima). Como consecuencia, las horas varían un poco, puesto que la duración del día solar aparente varía a lo largo del año. Cuando un reloj utiliza estas horas, debe ser ajustado unas pocas veces durante el mes. Según se tome como origen el paso del Sol por el Ocaso o el Orto se denominará Sistema Horario Itálico o Sistema Horario Babilónico respectivamente.
- Una veinticuatroava parte del día solar medio. Cuando un reloj exacto utiliza estas horas, no necesita ser ajustado nunca. De todas formas, puesto a que la velocidad de la rotación terrestre disminuye, esta definición fue abandonada.

Véase también

- Zona horaria
- Horario de invierno y verano
- Cronología de las tecnologías de la medición del tiempo Categoría:Unidades de tiempo ja:時間 (単位) ko:시간 (단위) simple:Hour

Leyes de Kepler

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para explicar el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue:
- Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
- Segunda Ley (1609): El radiovector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
- Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol. Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Formulación de Newton de la 3ª ley de Kepler

Kepler dedujo sus leyes a partir de observaciones astronómicas precisas obtenidas por Tycho Brahe y, aunque sabía que explicaban el movimiento planetario observado, no entendía las razones de este comportamiento. La presentación de Kepler incorporaba una gran cantidad de detalles e incluso especulaciones metafísicas. Fue Isaac Newton quien extrajo de los escritos de Kepler la formulación matemática precisa de las leyes. Newton fue capaz de relacionar estas leyes con sus propios descubrimientos, dando un sentido físico preciso a leyes empíricas. El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal. La formulación matemática de Newton de la tercera ley de Kepler es: :

P^2 = \fraca^3

donde, P es el periodo orbital, a el semieje mayor de la órbita, m₁ y m₂ las masas del cuerpo central y el cuerpo orbitante respectivamente y G una constante denominada Constante de gravitación universal cuyo valor marca la intensidad de la interacción gravitatoria y el sistema de unidades a utilizar para las otras variables de esta expresión. Kepler Kepler Categoría:Mecánica celeste ja:ケプラーの法則 ko:케플러 법칙

Kepler

Johannes Kepler (Weil der Stadt 27 de diciembre, 1571 - Ratisbona 15 de noviembre, 1630), figura clave en la revolución científica, astrónomo y matemático alemán; fundamentalmente conocido por sus leyes sobre el movimiento de los planetas. leyes sobre el movimiento de los planetas

Obra científica

Después de estudiar teología en la universidad de Tubinga, incluyendo astronomía con un seguidor de Copérnico, enseñó en el seminario protestante de Graz. Kepler intentó comprender las leyes del movimiento planetario durante la mayor parte de su vida. En un principio Kepler consideró que el movimiento de los planetas debía cumplir las leyes pitagóricas de la armonía. Esta teoría es conocida como la música o la armonía de las esferas celestes. En su visión cosmológica no era casualidad que el número de planetas conocidos en su época fuera uno más que el número de poliedros perfectos. Siendo un firme partidario del modelo copernicano, intentó demostrar que las distancias de los planetas al Sol venían dadas por esferas en el interior de poliedros perfectos, anidadas sucesivamente unas en el interior de otras. En la esfera interior estaba Mercurio mientras que los otros cinco planetas (Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) estarían situados en el interior de los cinco sólidos platónicos correspondientes también a los cinco elementos clásicos. En 1596 Kepler escribió un libro en el que exponía sus ideas. Misterium Cosmographicum (El misterio cósmico). Siendo un hombre de gran vocación religiosa, Kepler veía en su modelo cosmológico una celebración de la existencia, sabiduría y elegancia de Dios. Escribió: «yo deseaba ser teólogo; pero ahora me doy cuenta a través de mi esfuerzo Dios puede ser celebrado también por la astronomía». 1596 En 1600 es llamado por el astrónomo imperial Tycho Brahe, que a la sazón había montado el mejor centro de observación astronómica de esa época. En 1602, a la muerte de Tycho, es nombrado astrónomo imperial y tiene acceso a todos los datos recopilados por Tycho, mucho más precisos que los manejados por Copérnico. A la vista de los datos, especialmente los relativos al movimiento retrógrado de Marte se dio cuenta de que el movimiento delos planetas no podía ser explicado por su modelo de poliedros perfectos y armonía de esferas. Kepler, hombre profundamente religioso, incapaz de aceptar que Dios no hubiera dispuesto que los planetas describieran figuras geométricas simples, se dedicó con tesón ilimitado a probar con toda suerte de combinaciones de círculos. Cuando se convenció de la imposibilidad de lograrlo con círculos, usó óvalos. Al fracasar también con ellos, «sólo me quedó una carreta de estiércol» y empleó elipses. Con ellas desentrañó sus famosas tres leyes (publicadas en 1609 en su obra Astronomía Nova) que describen el movimiento de los planetas. Leyes que asombraron al mundo, le revelaron como el mejor astrónomo de su época, aunque él no dejó de vivir como un cierto fracaso de su primigenia intuición de simplicidad (¿porqué elipses, habiendo círculos?). Sin embargo, tres siglos después, su intuición se vio confirmada cuando Einstein mostró en su Teoría de la Relatividad general que en la geometría tetradimensional del espacio-tiempo los cuerpos celestes siguen líneas rectas. Y es que aún había una figura más simple que el círculo: la recta. Relatividad general En 1627 publicó las Tabulae Rudolphine, a las que dedicó un enorme esfuerzo, y que durante más de un siglo se usaron en todo el mundo para calcular las posiciones de los planetas y las estrellas. Utilizando las leyes del movimiento planetario fue capaz de predecir satisfactoriamente el tránsito de Venus del año 1631 con lo que su teoría quedó confirmada. En su honor una cadena montañosa del satélite marciano Fobos fue bautizada con el nombre de 'Kepler Dorsum'.

Las tres leyes de Kepler

Durante su estancia con Tycho le fue imposible acceder a los datos de los movimientos aparentes de los planetas ya que Tycho se negaba a dar esa información. Ya en el lecho de muerte de Tycho y después a través de su familia, Kepler accedió a los datos de las órbitas de los planetas que durante años se habían ido recolectando. Gracias a esos datos, los más precisos y abundantes de la época Kepler pudo ir deduciendo las órbitas reales planetarias. Afortunadamente Tycho se centró en Marte, con una elíptica muy acusada, de otra manera le hubiera sido imposible a Kepler darse cuenta de que las órbitas de los planetas eran elípticas. Inicialmente Kepler intentó el círculo, por ser la más perfecta de las trayectorias, pero los datos observados impedian un correcto ajuste, lo que entristeció a Kepler ya que no podía saltarse un pertinaz error de ocho minutos de arco. Kepler comprendió que debía abandonar el círculo, lo que implicaba abandonar la idea de un "mundo perfecto". De profundas creencias religiosas, le costó llegar a la conclusión de que la tierra era un planeta imperfecto, asolado por las guerras, en esa misma misiva incluyo la cita clave. "Si los planetas son lugares imperfectos, ¿porque no deben de serlo las órbitas de las mismas?". Finalmente utilizó la fórmula de la elipse, una rara figura descrita por Apolonio de Pérgamo una de las obras salvadas de la destrucción de la biblioteca de Alejandría. Descubrió que encajaba perfectamente en las mediciones de Tycho. Había descubierto la primera ley de Kepler:
- Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del sol con el sol en uno de sus focos. Después de ese importante salto, en donde por primera vez lo hechos se anteponían a los deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedico simplemente a observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley:
- Los planetas, en su recorrido por la elipse, barren áreas iguales en el mismo tiempo. Durante mucho tiempo, Kepler solo pudo confirmar éstas dos leyes en el resto de planetas. Aún así fue un logro espectacular, pero faltaba relacionar las trayectorias de los planetas entre sí. Tras varios años, descubrió la tercera e importantísima ley del movimiento planetario:
- El cuadrado de los periodos de los planetas son proporcionales al cubo de la distancia media al sol. Esta ley, llamada también ley armónica junto con las otras leyes ya permítía unificar, predecir y comprender todos los movimientos de los astros. Marcando un hito en la historia de la ciencia. Kepler fue el último astrólogo y se convirtió en el primér astrónomo desechando la fe y las creencias y explicando los fenómenos por la mera observación..
SN 1604: La estrella de Kepler
biblioteca de Alejandría y el Observatorio de Rayos X Chandra.]] El 17 de Octubre de 1604 Kepler observó una supernova en nuestra propia Galaxia, la Vía Lactea a la que más tarde se le llamaría la estrella de Kepler. La estrella había sido observada por otros astrónomos europeos el día 9 como Brunowski en Praga (quién escribió a Kepler), Altobelli en Verona y Clavius en Roma y Capra y Marius en Padua. Kepler inspirado por el trabajo de Tycho Brahe realizó un estudio detallado de su aparición. Su obra De Stella nova in pede Serpentarii ('La nueva estrella en el pie de Ophiuchus') proporcionaba evidencias de que el Universo no era estático y sí sometido a importantes cambios. La estrella pudo ser observada a simple vista durante 18 meses después de su aparición. La supernova se encuentra a tan solo 13000 años luz de nosotros. Ninguna supernova posterior ha sido observada en tiempos históricos dentro de nuestra propia galaxia. Dada la evolución del brillo de la estrella hoy en día se sospecha que se trata de una supernova de tipo I.
Obras escritas por Kepler

- Mysterium cosmographicum (El misterio cósmico) (1596)
- Astronomiae Pars Óptica (La parte óptica de la astronomía) (1604)
- De Stella nova in pede Serpentarii (La nueva estrella en el pie de Ophiuchus) (1604)
- Astronomia nova (Nueva astronomía) (1609)
- Dioptrice (Dioptrio) (1611)
- Epitome astronomiae Copernicanae (publicado en tres partes 1618-1621)
- Harmonices Mundi (La armonía de los mundos) (1619)
- Tabulae Rudolphinae (1627)
- Somnium (El sueño) (1634) - considera como el primer precursor de la ciencia ficción.
Enlaces externos
Kepler, Johannes Kepler, Johannes als:Johannes Kepler ja:ヨハネス・ケプラー ko:요하네스 케플러

Lunes

El lunes es el primer día de la semana (segundo en algunas culturas). El nombre "lunes" proviene del latín Lunae díes, o 'día de la Luna'. Éstos son algunos de los nombres que recibe el lunes en distintos idiomas:

Categoría:días als:Montag ja:月曜日 ko:월요일 ms:Isnin simple:Monday th:วันจันทร์

Martes

El martes es el segundo día de la semana (tercero en algunas culturas). Está situado entre el lunes y el miércoles. El nombre "martes" proviene del latín Martis díes, o 'día de Marte'. Éstos son algunos de los nombres que recibe el martes en distintos idiomas:

Categoría:días als:Dienstag ja:火曜日 ko:화요일 ms:Selasa simple:Tuesday th:วันอังคาร

Miércoles

El miércoles es el tercer día de la semana (cuarto en algunas culturas). Está situado entre el martes y el jueves. El nombre "miércoles" proviene del latín Mercurii díes, o 'día de Mercurio'. Éstos son algunos de los nombres que recibe el miércoles en distintos idiomas:

Categoría:días als:Mittwoch ja:水曜日 ko:수요일 ms:Rabu th:วันพุธ

Viernes

El viernes es el quinto día de la semana (sexto en algunas culturas). El nombre "viernes" proviene del latín Veneris díes, o 'día de Venus' (la diosa de la belleza y el amor en la mitología romana. En la mitología nórdica esa diosa se llama Freyja. Éstos son algunos de los nombres que recibe el viernes en distintos idiomas:

Categoría:días als:Freitag ja:金曜日 ko:금요일 ms:Jumaat th:วันศุกร์

Domingo

El domingo es el séptimo y último día de la semana (primero en algunas culturas). Este día está situado entre el sábado y el lunes. El nombre "domingo" proviene del latín domínicus, díes Dómini, ‘domingo, día del Dominador [Dios]’. En la antigua Roma en latín se llamaba díes soli ('día del Sol'). El 7 de marzo de 321 el emperador romano Constantino lo declaró el «venerable día del Sol».

En otros idiomas

Éstos son algunos de los nombres que recibe el domingo en distintos idiomas:

Día del Señor

- catalán: diumenge
- cebuano: dominggo
- corso: duménica
- español: domingo
- esperanto: dimanĉo
- francés: dimanche (m.)
- gallego: domingo
- griego moderno: κυριακή (kiriakí), de kiriós, 'Señor'.
- indonesio: Harí minggu
- interlingua: domínica
- irlandés: an domhnach
- italiano: doménica (f.)
- latín: díes Domínĭcus o díes Solis
- malayo: Harí minggu; Harí ahad
- napolitano: dumméneca
- occitano: dimenge (m.)
- portugués: domingo
- rumano: duminică (f.)

Día del Sol

- afrikaans: sondag
- alemán: Sonntag
- bretón: Sul (m.) Sulioù (pl.), disul adverb
- danés: søndag
- feroés: sunnudagur (m.)
- finlandés: sunnuntai
- frisio: snein
- galés: dydd sul
- hindi: रविवार (Ravi-vār)
- holandés: zondag (m.)
- ido: sundio
- inglés antiguo: Sunnandæg (m.)
- inglés: Sunday
- islandés: sunnudagur (m.)
- japonés: 日曜日 (にちようび, nichiyōbi)
- latín: díes Solis o díes Domínĭcus
- noruego: søndag
- quechua: intichaw
- sotho: sontaha
- sueco: söndag
- yidis: זונטיק (zúntik)

Dia de non-trabajo

- serbo-croato: nedelja (f.)
- búlgaro: неделя (nedelja) (f.)
- checo: neděle (f.)
- eslovaco: nedel’a (f.)
- esloveno: nedelja (f.)
- polaco: niedziela (f.)
- ucraniano: неділя (nedílja) (f.)

Otros significados

- alabama: nihtahollo, nihta istontòklo
- albanés: e diel
- amharic: ሰኞ
- árabe: الأحد (al-’áħadd)
- azeri: bazar
- blackfoot: naatoyiksistsiko
- cherokí: ᎤᎾᏙᏓᏆᏍᎬᎢ (unadodaquasgvi)
- chickasaw: nitak hullo
- chino: 星期日 (xīngqīrì), 星期天 (xīngqītiān)
- coreano: 일요일 (日曜日 iryoil)
- estonio: pühapäev
- georgiano: კვირადღე (kviradǧe)
- hebreo: יוֹם רִאשׁוֹן (yom rišón) m.
- húngaro: vasárnap
- kurdo: dusem
- latvio: svētdiena
- lituano: sekmadienis
- maorí: rätapu
- ojibwe: Anami’egiizhigad
- punyabi: ਐਤਵਾਰ (aitavār)
- ruandés: kwamungu
- ruso: воскресенье (voskresén’je) n. - dia de la resurreccion de cristo
- somalí: axad
- swahili: jumapili
- tagalog: linggo
- thai: วันอาทิตย์ (wan aa thīt)
- turco: pazar
- vascuence: igande
- vietnamita: chủ nhật
- volapuk: balüdel
- wolof: dibéer

Véase también

- Traducción en otros idiomas
- Categoría:días ja:日曜日 ko:일요일 ms:Ahad simple:Sunday th:วันอาทิตย์

Movimiento anual

Es el movimiento del Sol en la esfera celeste observado en el transcurso de un año. Hasta la revolución copernicana los astrónomos creían que se trataba del movimiento real del Sol, desde Copérnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor del Sol en una año, movimiento de traslación, no obstante se sigue con la misma concepción tolemáica asumiendo que el movimiento del Sol es aparente y que la que realmente se mueve es la Tierra. En seguida se comprobó que la salida y la puesta del Sol no se producían sobre el mismo fondo de estrellas, sino que el Sol se desplazaba a lo largo del año en dirección contraria al Movimiento diurno, es decir, de oeste-este ocupando diferentes constelaciones. Las constelaciones recorridas por el sol reciben el nombre de constelaciones zodiacales por su etimología griega, en donde zood significa ser viviente. Esta trayectoria anual del sol se denominó eclíptica, porque sólo se observaban eclipses cuando la Luna la cruzaba. El movimiento anual del sol es mucho mas lento que el Movimiento diurno, recorriendo 360º en 365,24 días, es decir, con un movimiento medio de 0,9856 º/día. Por tanto el sol poseía dos movimientos, uno diurno común con el resto de las estrellas, y otro anual propio.

imagen:anual1.jpg
Movimiendo diurno del Sol.

La trayectoria diurna del Sol varía en las diferentes épocas del año. La situación es tal como se ve desde Hemisferio norte. El día del equinoccio de primavera, el Sol recorre el ecuador saliendo exactamente por el este y poniéndose exactamente por el oeste; su declinación es cero.(Ver 3, en la figura) estando doce horas sobre el horizonte. A partir de entonces y hasta el solsticio de verano el sol cada día sale por un punto del horizonte un poco más al norte del punto cardinal este, y se pone entre el norte y el oeste, culminando cada vez mas alto. Se entiende por Culminación el paso de cualquier astro por el meridiano del lugar. El arco que describe el sol sobre el horizonte supera la mitad de la circunferencia, así que el día dura mas de doce horas. La declinación es positiva. (ver 2 en la figura) El día del solsticio de verano la declinación solar es máxima, alcanzando sobre el ecuador un ángulo de 23º 26'. Este día es cuando el sol culmina mas alto y por tanto la sombra producida por un estilete vertical al mediodía es la mínima del año. A partir de entonces y hasta el equinoccio de otoño la declinación solar disminuye hasta anularse en dicho día. A partir del equinoccio de otoño el sol, que había permanecido sobre el hemisferio norte pasa al hemisferio sur, describiendo cada día una trayectoria paralela al ecuador pero mas baja sobre el horizonte, saliendo entre el este y el sur y poniéndose entre el oeste y el sur. El arco descrito es inferior a una semicircunferencia, así que el día dura menos que la noche. El día del solsticio de invierno es cuando el sol presenta una declinación mínima, D= - 23º 26'. Este día en el hemisferio norte culmina mas bajo, dando al mediodía la sombra mas larga del año. A partir de este momento y hasta el equinoccio de primavera se repite su marcha.

imagen:anual2.jpg
Ecuador y Eclíptica.

Los hechos anteriores se pueden explicar suponiendo que el movimiento del sol sobre la eclíptica se efectúa en una trayectoria circular alrededor de la Tierra, estando la eclíptica inclinada un ángulo de 23º 26' (oblicuidad de la eclíptica). El punto donde la eclíptica corta el ecuador, pasando el sol del hemisferio sur al norte, se llama punto Aries. Se llama ascensión recta al ángulo que forma el punto Aries con el círculo horario del astro medido en sentido positivo. El polo norte celeste forma con el polo de la eclíptica un ángulo de 23º 26' gírando en sentido retrógrado alrededor de él en 26.000 años (fenómeno denominado Precesión de los equinoccios). Categoría:astronomía

Noche

La noche es el periodo entre el atardecer del Sol y el amanecer del día siguiente. La refracción por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol motiva que veamos luz cuando el Sol ya se ha puesto: crepúsculo vespertino. Dicha refracción alarga el día y acorta la noche. Medido desde el mediodía el ocaso se caracteriza por un ángulo horario H donde :cos(H) = -tan(F)
- tan(D) siendo F es la latitud del lugar y D la declinación solar. El orto ocurre a un ángulo horario -H. El día dura 2H y la noche 24-2H. La duración del día y la noche va cambiando en el transcurso del año siendo la duración del día de 12h (en todas las latitudes) en los equinoccios más de 12 horas en primavera y verano, alcanzando el día más largo en el solsticio de verano, donde también ocurre la noche más corta. Por el contrario el día dura menos de 12 horas en otoño e invierno, alcanzandose en el solsticcio de invierno el día más corto y la noche más larga. Este efecto se acentúa más cuando mayor es la latitud. En el ecuador siempre duran lo mismo. Hay día o noche permanente en alguna época del año, en las regiones polares tanto del hemisferio norte o sur caracterizadas por estar a una latitud que en valor absoluto es mayor que F = 90 - 23º 26’ = 66º 34’. Esta es precisamente la definición de casquete polar.

La noche en la cultura popular

La noche es el escenario típico de las historias de miedo, ya que la noche se suele asociar al peligro, a los bandidos y animales peligrosos que se ocultan tras la oscuridad. Asimismo, se dice que criaturas fantásticas como los hombres lobo y los vampiros son más poderosos por la noche. Incluso hay criaturas fantásticas malvadas de las que se dice que no soportan la luz solar.

Noche Galactica

Noche en la cual, no se sabe si por el exceso de alcohol, por la colonia, por la alineación de los planetas o por otra causa, se provoca una atracción especial hacia el otro sexo.

Véase también

- Mañana
- Tarde Categoría:Astronomía Categoría:Partes del día ja:夜 simple:Night

Orto

] Un astro y, en particular, el Sol, está en el orto cuando atraviesa el plano del horizonte y pasa a nuestro hemisferio visible. Es decir, cuando su altura es cero pasando de negativa a positiva. En el caso del Sol, ello determina el comienzo del día. El origen del término se debe a que, cuando un astro asoma en el horizonte, parece ascender en ángulo "recto" con él (la trayectoria del astro y el horizonte son "ortogonales"). "Orto" y "salida" son sinónimos. El antónimo de orto es ocaso. Las estrellas circumpolares no tienen orto ni ocaso. Con el transcurso del año el Sol va cambiando el lugar por donde sale y el lugar por donde se pone. En los equinoccios sale por el este y se pone por el oeste, siendo los dos únicos días del año que sucede este fenómeno. En primavera y verano para el hemisferio norte sale entre el este y el norte (declinación positiva); en otoño e invierno sale entre el este y el sur (declinación negativa). Simultáneamente, en el hemisferio sur se da el fenómeno inverso: en otoño e invierno sale entre este y norte, mientras que en primavera y verano sale entre este y sur. La refracción de la luz provocada por la atmósfera motiva que veamos luz cuando el Sol no ha salido todavía: aurora, alba o crepúsculo matutino. De manera similar, la refracción atmosférica alarga el día. Medido desde el mediodía, el orto se caracteriza por un ángulo horario -H, donde: cos(H)=-tan(F)
- tan(D) siendo F la latitud del lugar y D la declinación solar. El ocaso ocurre a un ángulo horario H. Categoría:Astronomía Categoría:Partes del día ja:天体の出没

Refracción

La refracción (del latín fractum, "quebrado") es el cambio de dirección de una onda electromagnética debido al cambio de velocidad cuando pasa de un medio con un índice de refracción dado a un medio con otro índice de refracción. Un ejemplo de este fenómeno se ve cuando se sumerge un lápiz en un vaso con agua: el lápiz parece quebrado. También ocurre cuando la luz pasa por una capa de aire sobre una superficie caliente, produciendo un espejismo.

Refracción de la luz

Se produce cuando la luz pasa de un medio de propagación a otro con una densidad óptica diferente, sufriendo un cambio de velocidad y un cambio de dirección si no incide perpendicularmente en la superficie. Es explicada por medio de la ley de Snell. Esta ley, así como la refracción en medios no homogéneos, son consecuencia del principio de Fermat, que indica que la luz se propaga entre dos puntos siguiendo la trayectoria de recorrido óptico más corto. Por otro lado, la velocidad de propagación de la luz está en relación con la longitud de la onda y, cuando un haz de luz blanca pasa de un medio a otro, cada color sufre una ligera desviación. Este fenómeno es conocido como dispersión de la luz. Por ejemplo, al llegar a un medio más denso, las ondas más cortas pierden velocidad sobre las largas (ej: cuando la luz blanca atraviesa un prisma). Las longitudes de onda corta son hasta 4 veces más dispersadas que las largas (por eso el cielo se ve azulado ya que la luz se topa con polvo, humo, etcétera, que la dispersa).

Refracción del sonido

Es la desviación que sufren las ondas cuando el sonido pasa de un medio a otro diferente. A diferencia de lo que ocurre en la reflexión, en la refracción, el ángulo de refracción ya no es igual al de incidencia.

Refracción de ondas de radio

El fenómeno de la refracción es un fenómeno que se observa en todo tipo de ondas. En el caso de las ondas de radio, la refracción es especialmente importante en la ionosfera, en la que se producen una serie continua de refracciones que permiten a las ondas de radio viajar de un punto del planeta a otro.

Refracción de ondas sísmicas

Otro ejemplo de refracción no ligado a ondas electromagnéticas es el de las ondas sísmicas. La velocidad de propagación de las ondas sísmicas depende de la densidad del medio de propagación y, por lo tanto, de la profundidad y de la composición de la región atravesada por las ondas. Se producen fenómenos de refracción en los siguientes casos:
- Refracción entre la transición entre dos capas geológicas, especialmente entre el manto y el núcleo.
- En el manto, por pequeñas desviaciones de la densidad entre capas ascendentes menos densas y descendentes, más densas. categoría:Óptica ja:屈折

Atmósfera

Por otros significados véase Atmósfera (desambiguación). La palabra atmósfera (del griego ἀτμός, vapor, aire, y σφαῖρα, esfera) denomina al conjunto de estratos gaseosos que rodean un planeta como, por ejemplo, la Tierra.

Véase también

- Atmósfera terrestre
- Presión atmosférica Categoría:Meteorología Categoría:Atmósfera

Mediodía

- El mediodía es la hora en que el Sol está más cerca del cénit (culminación) y su sombra es más corta y apunta exactamente al sur (en el hemisferio norte) o al norte (en el hemisferio sur).
- Coloquialmente recibe también este nombre las 12:00 horas, o 12:00 pm. Estos dos instantes no coinciden por varias razones:
- La hora que marca el reloj es una hora civil que rige en un territorio mientras la hora de Sol es local y depende de la longitud del observador.
- El sol se adelanta o retrasa a lo largo del año hasta 16 minutos (Ecuación de tiempo).
- Adelanto o retraso estacional de una hora para ahorrar energía. El concepto correcto en astronomía es el primero, es decir es mediodía en un lugar, cuando el Sol culmina. Categoría:Astronomía Categoría:Partes del día ja:正午 simple:Noon

Latitud

mostrando las líneas de latitud. Las líneas de latitud son horizontales en este mapa.]] Distancia angular, medida sobre un meridiano, entre una localización terrestre (o de cualquier otro planeta) y el ecuador. Se mide en grados. Si el punto pertenece al hemisferio Norte es positiva y negativa para el hemisferio sur. Varia entre 0º y 90º norte y entre 0º y - 90º sur. Es común, en particular para trabajo de fórmulas para medir distancias entre puntos o en la computación, tomar las latitudes al sur del ecuador como negativas y al norte como positivas.

Véase también

- Longitud
- Coordenada Categoría: Astronomía Categoría: Geografía ja:緯度

Declinación

El término declinación puede referirse a:
- Declinación, acción y efecto de enunciar las distintas formas que adopta una palabra en función de los casos en que se usa. Lenguas que utilizan declinaciones, característicamente, son el alemán, el húngaro, el latín y el vascuence.
- Declinación, Es la coordenada de la esfera celeste, equivalente a la latitud sobre la Tierra. Distancia angular de un astro al ecuador celeste; se mide entre 0º y ±90º. Es positiva si va hacia el Polo Norte, y negativa en la dirección del Polo Sur celeste. La declinación junto con la ascensión recta son las dos coordenadas por medio de las cuales se determina y conoce la posición de un astro en el cielo. Una vez obtenida la declinación, el valor obtenido será la declinación aparente y si se desea conocer la declinación real es preciso tener en cuenta las correcciones debida a la paralaje y aberración ánuas, la precesión y la nutación. Además, si el astro pertenece al Sistema Solar habrá que tener en consideración, el valor de la paralaje diurna. Se representa por Dec ó δ.

Ocaso

] Un astro y, en particular, el Sol, está en el ocaso cuando atraviesa el plano del horizonte y pasa de nuestro hemisferio visible al no visible. Es decir, cuando su altura es cero, pasando de positiva a negativa. En el caso del Sol, ello determina el fin del día. El antónimo de ocaso es orto. Las estrellas circumpolares no tienen ocaso ni orto. Con el transcurso del año, el Sol va cambiando el lugar por donde se pone. En los equinoccios se pone por el oeste, siendo los dos únicos días del año que sucede este fenómeno. En primavera y verano para el hemisferio norte se pone entre el oeste y el norte (declinación positiva); en otoño e invierno su ocaso es entre el oeste y el sur (declinación negativa). Simultáneamente, para el hemisferio sur es otoño e invierno (ocaso entre el oeste y el norte) o primavera y verano (ocaso entre el oeste y el sur). La refracción por la atmósfera de los rayos luminosos del Sol motiva que veamos luz cuando el Sol ya se ha puesto: crepúsculo vespertino. Dicha refracción alarga el día y acorta la noche. Medido desde el mediodía, el ocaso se caracteriza por un ángulo horario H, donde :cos(H) = -tan(F)
- tan(D) siendo F la latitud del lugar y D la declinación solar. El orto ocurre a un ángulo horario -H. Categoría:Astronomía Categoría:Partes del día

Solsticio

Solsticio es un término astronómico relacionado con la posición del Sol en el ecuador celeste. El nombre proviene del latín solstitium (sol sistere o sol quieto). Los solsticios son aquellos momentos del año en los que el Sol alcanza su máxima posición meridional o boreal. En el solsticio de verano del hemisferio Norte el Sol alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Cáncer y en el solsticio de invierno alcanza el cénit al mediodía sobre el Trópico de Capricornio. Las fechas del solsticio de invierno y del solsticio de verano están cambiadas para ambos hemisferios. A lo largo del año la posición del Sol visto desde la Tierra se mueve hacia el Norte y el Sur. Los solsticios son los momentos del año en los que la posición del Sol sobre la esfera celeste alcanza sus posiciones más boreales o australes. Los solsticios son los dos puntos de la esfera celeste en la que el Sol alcanza su máxima declinación norte ( + 23º 26') y su máxima declinación sur (-23º 26') con respecto al ecuador celeste. La existencia de los solsticios está provocada por la inclinación axial del eje de la Tierra. En los solsticios la longitud del día y la altura del Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro día del año. En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios. Las fechas de los solsticios son idénticas al paso astronómico de la primavera al verano y del otoño al invierno.

Movimiento diurnal del Sol

En el solsticio, la longitud del día y la altitud del Sol a mediodía son máximas o mínimas por todo el año.

El Solsticio de Junio

En el polo Norte el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°. En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin ponerse. El sol culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el solo día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas. En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al cenit, y se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas. En el ecuador el sol sale 23° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas. En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Norte del Este. Culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Norte del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas. En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Norte sin salir. Es el solo día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas. En el polo Sur el sol nunca sale, siempre manteniéndose 23° abajo del horizonte.

El Solsticio de Diciembre

En el polo Norte el sol nunca sale, siempre manteniéndose 23° abajo del horizonte. En el Círculo polar ártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin salir. Es el solo día en que el sol se mantiene abajo del horizonte por 24 horas. En el Trópico de Cáncer el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 43°. Se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 10,6 horas. En el ecuador el sol sale 23° Sur del Este. Culmina al Sur, dónde alcanza su altitud máxima de 67°. Se pone 23° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 12 horas. En el Trópico de Capricornio el sol sale 26° Sur del Este. Culmina al cenit, y se pone 26° Sur del Oeste. El sol está sobre el horizonte por 13,4 horas. En el Círculo polar antártico el centro del Sol solamente toca el horizonte del Sur sin ponerse. El sol culmina al Norte, dónde alcanza su altitud máxima de 47°. Es el solo día en que el sol se mantiene sobre el horizonte por 24 horas. En el polo Sur el sol circula el cielo a una altitud constante de 23°.

Véase también

- Equinoccio

Enlaces externos

- [http://www.meridiano98.org.mx/articulos/solsticio-invierno.html Solsticios de invierno y verano.] (Numerosos gráficos sobre la geometría de los solsticios). Categoría: Astronomía

Tiempo solar

El tiempo solar es una medida del tiempo fundamentada en el movimiento aparente del Sol sobre el horizonte del lugar. Toma como origen el instante en el cual el Sol pasa por el Meridiano, que es su punto más alto en el cielo, denominado mediodía. A partir de este instante se van contando las horas en intervalos de 24 partes hasta que completan el ciclo diurno. Sin embargo, el Sol no tiene un movimiento regular a lo largo del año, y por esta razón el tiempo solar se divide en dos categorías:
- El tiempo solar aparente está basado en el día solar aparente, el cual es el intervalo entre dos regresos sucesivos del Sol al meridiano local. El tiempo solar puede ser medido con un reloj de sol.
- El tiempo solar medio está basado en un sol ficticio que viaja a una velocidad constante a lo largo del año. La duración del día solar medio es de 24 horas y es constante durante todo el año. La duración de un día solar aparente varía a lo largo del año. Esto se debe a que la órbita terrestre es una elipse, con lo cual la Tierra en su movimiento de traslación se mueve más veloz cuando se acerca al Sol y más despacio cuando se aleja de él (ver Leyes de Kepler). Debido a esto, en el Hemisferio Norte los días solares aparentes son más cortos en los meses de marzo y septiembre que en los meses de junio o diciembre, produciéndose el fenómeno inverso en el Hemisferio Sur. La diferencia entre el tiempo solar aparente y el tiempo solar medio, que en ocasiones llega a ser de 15 minutos, es llamada Ecuación de Tiempo.

Véase también

- Año bisiesto
- Hora
- Reloj
- Tiempo
- Reloj de sol Categoría:Astronomía ja:太陽時

Ecuación de tiempo

La ecuación de tiempo es la diferencia entre el tiempo solar medio y el tiempo solar aparente. Esta diferencia es mayor a principios de noviembre, cuando el tiempo solar medio está a más de 16 minutos por detrás del tiempo solar aparente, y a mediados de febrero, cuando el tiempo solar medio vá más de 14 minutos por delante del aparente. Son iguales cuatro veces al año, el 15 de abril, 14 de junio, 1 de septiembre y el 25 de diciembre.

Véase también

- Huso horario
- Tiempo solar

Enlaces externos

- [http://www.astrored.org/usuarios/xgarciaf/ectiempo.htm Calculadora de la ecuación del tiempo] [http://www.srrb.noaa.gov/highlights/sunrise/sunrise.html y esta calcula además el amanecer y la puesta de sol ]
- [http://www.sundials.co.uk/ecuasp.htm Explicación de cómo se calcula la ecuación del tiempo] Categoría:Astronomía

Categoría:Astronomía

Category:Astronomía y astrofísica ja:Category:天文学 ko:분류:천문학 ms:Category:Astronomi simple:Category:Astronomy th:Category:ดาราศาสตร์ zh-min-nan:Category:Thian-bûn-ha̍k

Categoría:Días

Categoría:Unidades de tiempo Categoría:Calendario

Play off 1 till Elitserien

Play off 1 till Elitserien innebär olika saker beroende på vilken säsong som avses.

2000-2005

Play off 1 börjar efter vårsäsongen av Allsvenskan i ishockey. Lagen 3-6 i Superallsvenskan lottas mot lag 1 och 2 från de två allsvenska fortsättningsserierna. De fyra segrarna i bäst av tre matcher går vidare till Play off 2.

1988-1999

Play off 1 börjar efter att de fyra fortsättningsserierna färdigspelats. Då spelar de två främsta lagen i varje fortsättningsserie i Play Off 1. De fyra ettorna ställs mot var sin tvåa parvis, i huvudsak varvade man vartannat år mellan norra - västra, östra - södra och norra - östra, västra - södra, men vid något tillfälle blev det samma serier som möttes två år i rad. De fyra segrarna i bäst av tre matcher går vidare till Play off 2.

1987

Play off 1 börjar efter att de fyra fortsättningsserierna färdigspelats. Detta år utgår den normala första play off-omgången och det som annars brukade vara play off 2 blev play off 1. Lagen 3-6 i Allsvenskan lottas mot de fyra vinnarna från fortsättningsserierna. Tvåorna där får inte kvala detta år. De fyra segrarna i bäst av tre matcher går vidare till Play off 2.

1983-1986

1981-1982

Play off 1 startar efter att de fyra Division 1-serierna färdigspelats. Lag tre och fyra från de fyra serierna går vidare till Play Off 1. De två lagen från Division 1 Norra ställdes 1981 mot lagen från Division 1 Västra och lagen från Division 1 Östra får möta lagen från Division 1 Södra. 1982 bytte man till norra - östra och västra - södra. Play off 1 avgörs i bäst av tre matcher. De fyra vinnarna går vidare till Play off 2. Ettorna och tvåorna i de olika Division 1-serierna går direkt till Play off 2.

1976-1980

Play off 1 börjar efter att de fyra Division 1-serierna färdigspelats. De fyra första lagen i varje serie går vidare till Play Off 1. Här möttes 1976-78 lagen från Division 1 Norra och lagen från Division 1 Västra samtidigt som lagen från Division 1 Östra ställdes mot lagen från Division 1 Södra. 1979 och 1980 bytte man denna ordning till norra - östra och västra - södra. Ettan i ena gruppen möter fyran i den andra och tvåan i ena gruppen möter trean i den andra och omvänt. Lagen möts hemma och borta. Vinner lagen varsin match bestämdes segrare det första året genom sudden death direkt efter den andra matchen, men från 1977 införde man i stället bäst av tre matcher, efter att matchserien 1976 mellan Malmö IF och Örebro IK ledde till att Örebro i slutet av match nummer två försökte göra självmål i slutminuterna för att reducera Malmös ledning och få in en av sina två utvisade spelare innan förlängningen skulle börja. De vinnande lagen går vidare till Playoff 2.

Extern länk

- [http://www.geocities.com/danpem/division1/ Division 1 1975/76 - 1998/99] Kategori:Elitserien i ishockey

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