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Hora

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

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

Segundo (unidad de tiempo)

Según la definición del Sistema Internacional de Unidades, un segundo es igual a 9.192.631.770 períodos de radiación correspondiente a la transición entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del isótopo 133 del átomo de cesio (¹³³Cs), medidos a cero grados Kelvin. Equivale a la sexagésima parte de un minuto.

Múltiplos del segundo en el Sistema Internacional de Unidades

Véase también

- Segundo intercalado Categoría:Unidad básica del SI Categoría:Unidades de tiempo ja:秒 simple:Second

Ángulo

Un ángulo plano o simplemente ángulo (del griego agkulos, encorvado, doblado) es la figura formada por dos lados con un punto común, llamado vértice. Para medir ángulos se utiliza una circunferencia con centro en el vértice del ángulo. Se denomina ángulo plano a la porción de plano comprendida entre dos semirrectas con un origen en común denominado vértice. Se mide en grados o radianes. ----

Clasificación de ángulos planos

Los ángulos en el plano se clasifican en función de su valor en:
- Ángulo agudo: Si es inferior a 90 ^o (p/2 radianes).
- Ángulo recto: Si es igual a 90 ^o (p/2 radianes).
- Ángulo obtuso: Si es superior a 90 ^o (p/2 radianes).
- Ángulo plano o llano:si es igual a 180º
- Ángulo completo: si es igual a 360º

Ángulo (lenguaje audiovisual)

La cámara forma diversos ángulos o posiciones respecto al objeto que enfoca La angulación es la diferencia que hay entre el nivel de la toma y el motivo que se filma. - Normal: el nivel de la toma coincide con el centro geométrico del obejto o bien con la mirada de la figura humana. La cámara se sitúa a la altura de los ojos de los personajes. - Picado: la cámara se encuentra inclinada hacia el suelo. Sirve para describir un paisaje o un grupo de personajes. Expresa la inferioridad o la humillación de un sujeto. - Contrapicado: la cámara se encuentra inclinada hacia arriba. Alarga los personajes y crea una visión deformada. Expresa superioridad o triunfo. - Inclinado o Aberrante: la cámara está inclinada por lo que su angulación y el plano que se obtiene también. - Plano subjetivo: el visor de la cámara se identifica con el punto de vista de uno de los personajes. Se crea así una sensación de perspectiva subjetiva o mediatizada. El ángulo imposible se consigue por medio de efectos, trucajes y manipulación del decorado. La perspectiva favorable es aquella en la que todos los elementos necesarios de un encuadre en el momento de la narración cinematográfica muestran sus formas en las mejores condiciones de visibilidad. En el rostro humano, la perspectiva favorable es la de 3/4. ---- Relacionados: ángulo sólido, ángulos complementarios, ángulos suplementarios, geometría, trigonometría Categoría:Magnitudes físicas Angulo ja:角度 ko:각도 simple:Angle

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)

Reloj

Se denomina reloj a un instrumento destinado a medir el tiempo. Los relojes se utilizan desde la antigüedad, aunque su precisión ha aumentado espectacularmente en el último siglo. La precisión del último reloj atómico desarrollado por de Oficina Nacional de Normalización (NIST) de los EEUU, el NIST-F1, puesto en marcha en 1999, es del orden de un segundo en 20 millones de años.

Historia

1999 1999 Se cree que los grandes relojes de pesas y ruedas fueron inventados en Occidente por el monje benedictino Gerberto (Papa, con el nombre de Silvestre II, hacia finales del siglo X) aunque ya con alguna anterioridad se conocían en el Imperio bizantino. Sin embargo, no consta su aplicación a monumentos públicos (salvo en el interior de los monasterios) hasta los primeros años del siglo XIV.

Relojes de salón

Los relojes han figurado durante siglos como piezas importantes en el amueblamiento de salones, para lo cual se construian con diversas formas decorativas. Prescindiendo del reloj de arena, que viene usándose desde las civilizaciones griega y romana para medir lapsos cortos y prefijados, los relojes fueron usados en cantidad muy pequeña hasta finales del siglo XIII o mediados del siglo XIV, época en la cual se inventó el motor de resorte o muelle real, difundiéndose el uso del reloj-mueble en el siglo XVI. De esta época se conservan algunos ejemplares muy curioros en los Museos del Louvre, Berlín y Viena, que tienen la forma exterior de un edificio coronado con una pequeña cúpula donde se halla el timbre o campana de las horas.

El reloj de bolsillo

Los relojes de bolsillo se inventaron en Francia a mediados del siglo XV, poco después de aplicarse a la relojería el muelle espiral. Al principio tenían forma cilíndrica, variando mucho y con raros caprichos, y desde el comienzo del siglo XVI se construyeron en Nuremberg con profusión y en forma ovoidea, de donde deriva el nombre de huevos de Nuremberg, creyéndose inventados en esta ciudad alemana.

Clases de relojes

Se suelen distinguir por la manera en que calculan el paso del tiempo:
- relojes de sol
- relojes de misa
- relojes de arena
- relojes de agua
- relojes mecánicos
- relojes de péndulo
- relojes de mano o de pulsera
- relojes de bolsillo
- relojes de pared
- despertadores
- minuteros
- cronómetros
- relojes de cuarzo
- relojes atómicos

Véase también

- Cronología de las tecnologías de la medición del tiempo
- Cronología Gnomónica Categoría:Relojes ja:時計

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía

- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Verano

] El verano es una de las cuatro estaciones de las zonas templadas. Astronómicamente, comienza con el solsticio de verano (alrededor del 21 de diciembre en el hemisferio sur y el 21 de junio en el hemisferio norte), y termina con el equinoccio de otoño (alrededor del 21 de marzo en el hemisferio sur y el 21 de septiembre en el hemisferio norte). Sin embargo, a veces es considerado como los meses enteros de diciembre, enero y febrero en el hemisferio sur y junio, julio y agosto en el hemisferio norte.

Véase también

- Primavera
- Otoño
- Invierno Categoría:Meteorología Categoría:Astronomía ja:夏 simple:Summer Categoría:Estación del año

Roma

Roma es ciudad y capital tanto de Italia como de la región del Lacio y de la provincia de Roma, situada junto al río Tíber, en la parte central del país cerca del mar Tirreno. Tiene una población de 2.823.201 habitantes (31/12/2004) y 3.800.000 en su área metropolitana. mar Tirreno La Ciudad del Vaticano, ubicada en su mayor parte en el interior de Roma, es la sede del papado de la Iglesia católica, reconocido como estado independiente por el gobierno italiano en el año 1929 por el Pacto de Letrán. La majestuosa cúpula de la basílica de San Pedro, en la Ciudad del Vaticano, sobresale sobre el horizonte de la ciudad.

Origen etimológico

basílica de San Pedro Cuenta la leyenda que los gemelos Rómulo y Remo, hijos de Marte, fueron abandonados al nacer. Afortunadamente, una loba llamada Luperca se encargó de amamantarlos y los bebés crecieron sanos. Sin embargo, siendo adultos, Rómulo mató a Remo y fundó Roma. Hoy en día, el símbolo de la ciudad imperial sigue siendo la loba y los dos niños. Evidentemente el nombre de Rómulo es posterior al de Roma, creado por los hombres para explicar el nombre de la ciudad. En realidad, Roma significa algo parecido a 'río'. A estos periodos de la historia de Roma se los conoce conjuntamente como Antigua Roma. Roma ha sido la capital de la Italia unificada desde 1871. Según la tradición, Roma se fundó el día 11 antes de las calendas de mayo, seria el 21 de abril de 753 a. C. Fundada Roma, ya comenzó a guerrear contra sus vecinos, esta vez por conseguir mujeres, a las que raptaron durante unos juegos en los que invitaron a todos los pueblos Vecinos. Vencieron a todos menos a los sabinos por que la lucha termino en un tratado de paz conseguido por las mujeres, que no querían perder ni a sus padres ni sus esposos. De este tratado surgiría la unión de los dos pueblos. Rómulo luego de guerrear contra varios vecinos, desapareció en medio de una tempestad. Según algunos se lo llevaron los dioses, y según dice Tito Livio algunos pensaron que los senadores, únicos testigos de la desaparición, descontentos con el gobierno de Rómulo lo asesinaron. Así sube al trono luego de un interregno de un año Numa Pompilio hombre insigne que habitaba entre los sabinos. Los pueblos que habitaban en la península itálica son los siguientes: los latinos ocupaban la llanura entre el río Tíber y los montes Albanos. Al norte del Tíber se encontraban los etruscos, mas arriba del Tíber, este separaba a los umbros al sur y los etruscos al norte. Al este y sureste del Lacio se encontraba la cadena Apenina que seria el dominio de pastores nómadas emparentados entre S, los sabinos, samnitas, marsos, volscos, cámpanos en Nápoles, ausones y oscos. Todavía mas al sur los lucanos y bruttios. El origen de los pueblos que a su vez originaron a Roma, se puede rastrear mediante la lingüística. La cual divide a las lenguas indoeuropeas y las de otro origen. Entre las primeras se encuentra el latín, el veneto, etc. Se comprobó que las lenguas europeas y asiáticas tenían un cierto parentesco, y sé tubo la convicción durante mucho tiempo, de que el parentesco delataba un origen étnico común, la existencia de un pueblo indoeuropeo y de una cuna común de su civilización. Se creía que la unidad original de este pueblo experimento una dislocación y que los grupos integrantes se fueron separando del conjunto, llevando en su emigración el dialecto hablado en su patria. Pero ya esta teoría esta desechada. Las divergencias e interferencias que se descubren en Italia parecen haberse dado siempre, por muy remota que sea la génesis de los pueblos portadores del indoeuropeo; es decir, a través de una lenta elaboración étnica y cultural, durante la edad neolítica (4800-1800). Al parecer según P. Bosch, los movimientos convergieron a partir, al menos, de dos centros: la región del río Danubio en el centro de Europa y la región del norte de Asia menor y parte del Cáucaso. Aproximadamente por entonces, según los lingüistas y los arqueólogos, el latín (introducido también por pueblos provenientes de la región danubiana) haría su aparición en Italia. Cada vez es mayor la resistencia frente a la hipótesis de una Italia pre y protohistórica que acogería en su territorio a masivos grupos étnicos con su original unidad, mantenida a lo largo de la emigración. Más bien se insiste sobre las condiciones de infiltración, dispersión y cruzamiento en que se realizaría la intervención de elementos extranjeros. (http://webs.sinectis.com) ROMA El nombre del pueblo generalmente se considera referirse a Rómulo, pero hay otras hipótesis. Una de ellas se refiere a Roma, cual sería la hija de Aeneas o Evandrus. Estudios recientes parecen darle preferencia a una proveniente raíz indo-europea con significado de "río"; Roma en ese caso significaría "el pueblo sobre el río". Roma es también llamada las urbes, y este nombre (que después en latín significaría genéricamente cualquier otro pueblo) viene de "urvus", la ranura cortada por un arado, aquí, por la de Rómulo. (http://es.wikipedia.org) La Leyenda Del Origen De Roma Los orígenes remotos de la ciudad de Roma, se pierden en la leyenda; siendo seguramente anteriores al año 754 a.C. en que ulteriormente las autoridades romanas fecharon su fundación. Del mismo modo, siendo improbable que su fundación haya surgido de una acción explícita y deliberada, las tradiciones romanas posteriores adornaron su surgimiento con diversas leyendas, recogidas especialmente por el historiador romano Tito Livio, que vinculan el origen de Roma a un linaje de dioses y héroes. Finalmente, Rómulo construyó refugios en el monte Capitolino para esclavos y criminales fugados y llevó a cabo el rapto de las "Sabinas", mujeres de otra tribu del Tíber, para que los hombres que se le habían unido tuvieran sus esposas. Después de algunas guerras entre ellos, las Sabinas le declararon su rey. Rómulo fue el primer Rey de Roma y dice la leyenda que fue llevado a los cielos por su padre Marte, y que fue venerado como el dios Quirino. (http://www.geocities.com) Roma Y La Loba Del Capitolio Según la leyenda de los orígenes de Roma, un hijo del héroe troyano Eneas, (hijo de Marte, el dios de la guerra y de una princesa latina), Ascanio, había fundado sobre la orilla derecha del río Tíber la ciudad de Alba Longa; ciudad latina sobre la cual reinaron numerosos de sus descendientes, hasta llegar a Numitor y su hermano Amulio. Este último destronó a Numitor; y para evitar que tuviera descendencia que pudiera disputarle el trono, condenó a su hija Rea Silvia a permanecer virgen como vestal, sacerdotisa de la diosa Vesta. Sin embargo, Marte, el dios de la guerra, engendró en Rea Silvia a los mellizos Remo y Rómulo. Por ese motivo, al nacer los mellizos fueron arrojados al Tíber dentro de una canasta, la cual encalló en la zona de las siete colinas situadas cerca de la desembocadura del Tíber en el mar; siendo recogidos por una loba llamada Luperca que se acercó a beber, y que los amamantó en su guarida del Monte Palatino, hasta que fueron hallados y rescatados por un pastor cuya mujer los crió. Cuando fueron mayores, los mellizos restituyeron a Numitor en el trono de Alba Longa, y decidieron fundar, como colonia de Alba Longa, una ciudad en la ribera derecha del Tíber, en donde habían sido amamantados por la loba; y ser sus Reyes. Cerca de la desembocadura del Tíber existían las siete colinas: los montes Capitolio, Quirinal, Viminal, Aventino, Palatino, Esquilino y Celio. Rómulo y Remo discutieron acerca del lugar donde fundar la ciudad; y resolvieron la cuestión consultando el vuelo de las aves, a la usanza etrusca. Mientras sobre el Palatino Rómulo divisó doce buitres volando, su hermano en otra de las colinas sólo vio seis. Entonces, Rómulo, con un arado trazó un recuadro en lo alto del monte Palatino, delimitando la nueva ciudad, y juró que mataría a quien lo traspasara. Despechado, su hermano Remo cruzó despectivamente la línea, ante lo cual su hermano le dio muerte, quedando entonces como el único y primer Rey de Roma. Según la versión de la historia oficial de Roma antigua, eso había ocurrido en el año 754 a.C. (http://www.liceodigital.com) Roma comenzó su historia como una aldea más entre las otras muchas de pastores y campesinos que se repartían las colinas y minúsculos valles de la zona. Si hemos de creer a Livio, ya entonces era muy especial, pues sus míticos fundadores tenían algo de divino; pero el propio escritor también confiesa que le parece lógico que los pueblos rodeen sus orígenes con leyendas y patrañas. Los primeros habitantes fueron posiblemente un conglomerado de gentes de distinta procedencia que vivían al margen del desarrollo económico y cultural de sus prósperos vecinos, es decir, los etruscos al Norte y los campanios y los griegos al Sur. Los arqueólogos han descubierto los restos de un primitivo poblado del s. VIII a.C. en el Palatino y enterramientos a sus pies. A partir del núcleo original, el poblamiento debió irse extendiendo por las laderas de las colinas próximas y, un siglo después, por el valle que había entre ellas. (http://www.step.es) Localización De Roma En el plano anterior, se muestra claramente, la localización de Roma, antes de su gran auge sobre todas las naciones existentes en esa región, en especial, Grecia. Esta pequeña ciudad floreció y se desarrolló hasta llegar a ser considerada durante la época previa a la República, superior a sus vecinos, haciéndose cada vez más fuerte a medida que se apoderaba de más territorios. Ya en la República, alrededor del año 270 a.C. Roma dominaba toda la península Itálica y seguía su expansión. Este imperio que a partir del s. I a.C. sería gobernado por emperadores, creció y absorbió ciudades y territorios que hoy en día comprenden mas de 40 países con 5.000 Km., de un extremo a otro. roma realizaba celebraciones , estas se realizaban en el coliseo romano , alli realizaban luchaas de gladiadores , al pasar el soberano o el que estaba al mando los gladiadores le decian " los que vamos a morir te saludamos " ademas en celebraciones muy especiales en la parte interior del coliseo habian tigres o leones era cuando los gladiadores en combate llegaban a unpunto muy alto de soportar la pelea en ese momento el que estaba al mando decia si moria o no moria ,pero el no lo decia hablando el realizaba señas como las que tenemos , cuando el soberano decidia que muriera , ponia su dedo gordo arriba , pero cuando decidia que no muriera ponia su dedo gordo para abajo , esta era la forma con la que terminaba la pelea en el coliseo romano.

Véase también

- Antigua Roma
- Aglomeraciones urbanas en la UE

Enlaces externos

Aglomeraciones urbanas en la UE
- [http://www.pianomundo.com.ar/turismo/alojamientos/roma/alojamientos-roma.html Alojamientos en Roma]
- [http://www.portalmundos.com/mundoviajes/europa/italia/roma.htm PortalMundos: Información sobre Roma para el viajero]
- [http://roma.viajandopor.com Información sobre Roma en Español]
- [http://www.compart-multimedia.com/virtuale/ Virtual Roma], panoramas virtuales y galería de fotos
- [http://www.sobreroma.com.ar SobreRoma], un portal dedicado a la Cultura Romana en español
- Categoría:Capitales nacionales Categoría:Localidades de Italia als:Rom ja:ローマ ko:로마 simple:Rome

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

Reloj de sol

Instrumento usado desde muy antíguo para la medida del tiempo y que emplea la sombra arrojada por un gnomon sobre una superficie con una escala para indicar la posición del sol en el movimiento diurno. Según la disposición del gnomon y de la forma de la escala se puede medir diferentes tipos de tiempo, siendo el más habitual el tiempo solar aparente. La ciencia encargada de elaborar teorías y reunir conocimiento sobre los relojes de sol se denomina Gnomónica. En castellano se denomina a este instrumento como cuadrante solar

Historia

Los Sumerios fueron los primeros en dividir el año en 12 unidades, fueron ellos también los primeros en dividir el día, y lo hicieron siguiendo el mismo patrón de divisiones. Así como su año constaba de 12 meses y cada uno de ellos de 30 días, sus días consistían en doce "danna" de 30 "ges" cada uno. Pero, sin embargo a los Egípcios, y no a los Sumerios, debemos la división del día en 24 horas, así como también el año de 365 días. Es casi seguro que el sistema de las horas se estableció en aquellas sociedades por motivos puramente religiosos. Un ejemplo de esto es que la palabra egipcia correspondiente a la hora equivalía también a deberes sacerdotales y si se le añade un geroglífico, se convierte en vigía del tiempo o lo que es lo mismo vigía de las estrellas. Estos vgilantes de las estrellas desempeñaban sus deberes sacerdotales anotando la aparición de las decans (determinadas estrellas o constelaciones) en el horizonte oriental. Dividían la noche en doce horas de igual intervalo cada una, y cada hora estaba marcada por la aparición del decan correspondiente. Los conocimientos astronómicos de los egipcios hacen que en el año 2900 a.d.C se oriente la pirámide de Keops mediante las alineaciones de estrellas. Bastantes centenares de años después se diseña un instrumento para medir el tiempo mediante la longitud de las sombras que pertenece a la época del emperador Tutmosis III (1501 hasta 1448 a.d.C) denominado Setchat, es un reloj de piedra. Según parece era un instrumento muy popular entre los sacerdotes egípcios, sus dimensiones le convierten en un instrumento portátil. El Setchat consta de dos piezas: un cuerpo de 30.4 cm de largo con un larguero elevado a una distancia dada, perpendicular al cuerpo, y de aproximadamente su misma longitud. La gran mayoría de los instrumentos empleados en aquella época no eran portátiles, de esta forma encontramos los Zigurat que eran construcciones con peldaños en los que se podían visualizar las horas mediante el conteo de los peldaños que estaban oscurecidos por la sombra de sus propios bordes. La primera referencia literaria conocida a un reloj de sol es el famoso Cuadrante de Achaz cerca del VII adC descrito en la Biblia. La percepción acerca del tiempo de la sociedad griega del siglo V a.d.C resulta patente de la lectura de varios escritores Griegos y Romanos de la época que describen, y dan referencias, de instrumentos identificados como los primeros relojes de Sol. El autor griego más antíguo, y tal vez más importante, ha sido Herodoto de Halicarnaso (484-426 a.d.C.), que hace una pequeña reseña en su Historia II.109.3 a los conocimientos griegos del tiempo, diciendo que: adquirieron la división del día en doce partes de los Babilonios. Por lo tanto el sistema horario de los griegos era temporario: con ello se quiere decir que la hora se entendía como la doceava parte del arco diurno recorrido por el Sol, pero como tal arco varía a lo largo del año, la hora también varía. Por esta razón a este sistema se le denomina también de horas desiguales. Los Romanos, a su vez, heredaron este sistema de división del día de los Griegos. Plinio el Viejo (ca. 100-59 adC) en su "Historia Natural" (Libro XXXVI, Capítulo XIV) relata la historia del reloj que el emperador Augusto hizo construir en el Campo de Marte, aprovechando un obelisco egipcio: "Al obelisco que está en el Campo de Marte, el divino Augusto le atribuyó la admirable función de medir la sombra proyectada por el Sol, determinando así la duración de los días y las noches: hizo colocar placas que estaban en proporción respecto a la altura del obelisco, de manera que en la hora sexta del solsticio de invierno la sombra fuese tan larga como las placas, y disminuyese lentamente día a día para volver a crecer siguiendo las marcas de bronce insertadas en las piedras, un aparato que merece la pena conocer y que debe su existencia al insigne matemático Facundo Novio. éste añadió, sobre el extremo, una bola dorada que proyectaba una sombra definida, porque si no el extremo del obelisco hubiera arrojado una sombra imprecisa (se dice que tomó la idea de la cabeza humana)". Al cabo de treinta años estas medidas se hicieron erróneas, quizás porque el curso del Sol no ha permanecido igual, si no que ha cambiado por algún motivo astronómico, o porque toda la tierra se ha movido respecto a algún centro o simplemente porque el gnomon se ha movido debido a sacudidas telúricas, o porque las avenidas del Tiber han provocado un descenso del obelisco. A finales del siglo I a.d.C. y reinado ya en Roma el Emperador Augusto, un ingeniero militar llamado Marco Vitruvio Polión escribió el único tratado sobre arquitectura que, de la antiguedad, haya llegado hasta nosotros. Se sabe que fue arquitecto en Roma, donde construyó y dirigió diversas obras, entre ellas la Basílica de Fanum. El tratado está dividido en diez libros y se titula De Architectura. Los primeros siete libros tratan de arquitectura, el octavo de construcciones hidráulicas, con especial aplicación a los métodos para alumbrar y conducir el agua, el noveno trata de la gnomónica y el décimo de la maquinaria. En el Libro IX, Capítulos VIII-IX describe un método geométrico para diseñar relojes de sol denominado Analema. El mismo no se atribuye como inventor de este método sino que lo asigna a los que él denomina como sus maestros. En los primeros siglos de la era cristiana, la Gnomónica, débilmente iluminada por los amplios estudios de las astronomía helénica, entra en una decadencia que caracteriza a toda la ciencia de la Europa Cultural y Económica del Medioevo. Son pocos los elementos, sobre todo arqueológicos, que podemos encontrar, apenas existen escritos que muestren nuevos avances. Ciertamente aunque en este periodo, la medida del tiempo interesaba poco a la población general, tampoco existen descripciones científicas precisas. No obstante, como rarezas de la época, se encuentran los agrimensores Beda el Venerable e Igino el Gromático (siglo II d.C.). Paladio en el siglo IV escribe una obra denominada Re Agricola compuesta en catorce libros, divididos de tal forma que cada libro corresponde a las tareas agrícolas típicas del mes. Al final de cada libro pone una especia de tabla que denomina Horologium típico del mes en cuestión, en dicho horologium indica la longitud de las sombras en pies para cada hora durante los días del mes en cuestión. Indica así el uso que se hacía del cuerpo humano para substituir a los relojes de sol. En gnomónica se denomina a estos relojes como Relojes de Pie. En el siglo VII, tomaron relevancia las ordenes benedictinas. El fundador de esta orden religiosa, San Benito, desde su monasterio prescribe unas Reglas (año 529) precisas por las que todos los monjes benedictinos de Europa deben regirse. Ya desde sus orígenes la Iglesia Católica quiso santificar determinadas horas del día con una oración común. San Benito denominó a estas horas de rezo Horas Canónicas, y así se haría desde el siglo VI, su nombre proviene de las ordenes y normas o Cánones proporcionados por la Iglesia. La gnomónica de estos siglos derivó a la construcción de Relojes de Misa o Relojes de Horas Canónicas, en ellos se indicaban las horas de rezo, estos relojes se encuentran ubicados generalmente en las fachadas meridionales de iglesias o monasterios. No obstante en este periodo medieval, en el que la gnomónica "Oficial" era la impuesta por la Iglesia Católica, mediante el uso de las horas canónicas, existieron autores inovadores como Cayo Julio Solino que en siglo IV d.C. escribió un libro titulado Tractatus de umbra et luce que mantiene el enlace de conocimiento de la cultura Greco-latina, existe también otro oscuro autor del siglo VI d.C, Antemio, al que se le atribuye el códice titulado Problema Sciatericum. Ya a comiezos del siglo I d.C los estudios realizados acerca de las obras Vitrubio y Ptolomeo permiten reconocer por primera vez que hay dos parámetros importantes para el diseñoo de un reloj de Sol: #La latitud geográfica. Que determina el lugar geográfico de la Tierra donde se ubicará el reloj, esto da pie a pensar que la tierra no es plana, la determinación de su valor depende de la distancia angular de la ubicación del reloj con respecto al ecuador terrestre, y que fue determinada en la antiguedad observando la duracción del día y la longitud de la sombra equinocial del gnomon al mediodía (Umbra Gnomonis aequinoctialis), ambas funciones determinan de forma unívoca la latitud geográfica. #La Oblicuidad de la Eclíptica. Parámetro que no dependía de la ubicación geográfica del reloj solar y del que se suponía erróneamente que era una constante invariable en el tiempo. Eudemus de Rhodas (320 a.d.C.) fue el primero en observar (que no medir) la oblicuidad de la eclíptica. Los astrónomos posteriores determinaron su valor en 1/15 de un círculo, e Hiparco adoptó un mejor valor de: 11/83 partes del semicírculo. El primero de los valores es el que emplea Vitrubio en la construcción de su analematos. En el siglo IX entra en escena la astronomía árabe. El califato de Al Mamun marca el comienzo de una intensa actividad cultural que continuaría en siglos sucesivos con autores como: Averroes, Thabit Ibn Qurrá (826-901), Costa Ebn Luca, Abulphetano, Hazemio, Al-Biruni (973-1048). Mientras la Europa Cristiana de la epoca seguía la obra del venerable Beda, los árabes tenían una actividad intelectual muy agitada continuada a partir de la destrucción de la Biblioteca de Alejandría. Es sólo a partir del siglo X cuando en Europa se empieza a ver tímidamente la inmensa labor recopilatoria del conocimiento antíguo realizada por los árabes. Los relojes árabes de esta época medieval eran todos, por lo menos en su gran mayoría, planos, denominados Al-Basit (superficie plana), construidos en marmol (Ruchâmet), o en placas de cobre. Todos ellos sin inclusiones de elementos esféricos, y con indicación de la dirección del santuario de la Kaaba en la Meca, debido al precepto religioso de rezar con el rostro dirigido a ese lugar independendiente del lugar en el que hallara ubicado. Tal dirección se denomina Al Qibla. Todos ellos con curiosas curvas para los rezos cotidianos. En el año 1000 en España se emplea por primera vez el \Quadrans Vetus cum cursore", se desconoce el inventor. Pero este cuadrante será la primera avanzadilla de los intrumentos de navegación que emplee Colón. Fue Ermanno Contratto (1013-1054), matemático alemán y conocedor del idioma árabe, es el que escribe el primer tratado sobre el Astrolabio cerca del año 1026 conservando algunas de las terminologías árabes. En este libro: "De mensura astrolabii liber", se encuentran algunas indicaciones para realizar el Reloj de Pastor. En el terreno de la Gnomónica] la traducción de dos códices árabes fue el punto de traspaso cultural más importante. En España el Rey de [[Castilla y León]] [[Alfonso X apodado "el sabio" (1224-1284 d.C) reune en la ciudad de Toledo un numeroso grupo de astrónomos cristianos, griegos, hebreos y árabes. Con esta mezcla de sabios pudo traducir gran parte de las obras escritas en árabe al latín, de esta forma se abrirá aún más la puerta del saber árabe de los siglos anteriores a europa. Ni que decir tiene que este fenómeno permitió a la gnomónica europea salir del obscurantismo medival en que se hallaba inmersa. De todas formas esta absorción fue lenta. A comienzos del siglo XIV aparecen unos instrumentos mecánicos capaces de medir regularmente el tiempo a lo largo del día. De esta forma en el año 1386 se coloca un reloj en la Catedral de Salisbury y en el 1400 durante el reinado de Carlos II "el doliente" se instala en Sevilla, en la torre de la iglesia de Santa María, el primer reloj mecánico con campanas.

Enlace externo

- [http://alcazaren.com/rs/index.html Cómo hacer un reloj de sol (viñetas)]
- [http://www.sonnenuhren-trier.de.vu Reloj de sol Tréveris]
- [http://webs.ono.com/usr002/andana/ Relojes de sol de la región de Murcia]
- [http://www.scottishsundials.co.uk Reloj de sol Escoceses]

Enlaces Internos

- Cronología Gnomónica Categoría:Relojes ja:日時計 simple:Sundial

Péndulo

Un péndulo es un sistema físico ideal constituido por un hilo flexible, inextensible y sin peso, sostenido por su extremo superior de un punto fijo, con una masa puntual en su extremo inferior que oscila libremente en el vacío. Si el movimiento de la masa se mantiene en un plano, se dice que es un péndulo plano; en caso contrario, se dice que es un péndulo esférico. El principio del péndulo fue descubierto por el astrónomo y físico italiano Galileo, quien estableció que el periodo de oscilación es independiente de la amplitud (distancia máxima que se aleja el péndulo de la posición de equilibrio). Por el contrario, sí depende de la longitud del hilo. amplitudAlgunas aplicaciones del péndulo son la medición del tiempo, el metrónomo y la plomada. Otra aplicación se conoce como Péndulo de Foucault, el cual se emplea para evidenciar la rotación de la Tierra. Se llama así en honor del físico francés Léon Foucault y está formado por una gran masa suspendida de un cable muy largo. El péndulo ideal es irrealizable por sus 5 condiciones:
- Hilo flexible
- Hilo inextensible
- Hilo sin peso
- Punto material
- Movimiento en el vacío Categoría:Física ms:Bandul

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

Mes

Los meses en los calendarios Juliano y Gregoriano

(Del latín mensis) Cada uno de los doce períodos de tiempo, de entre 28 y 31 días, en que se divide el año. En Castellano, cada mes tiene un nombre de origen latino. Así, junio sería el mes dedicado a Juno, Julio, el dedicado a Julio César, Agosto a Augusto. Asimismo, los últimos cuatro meses tienen su significado en números: septiembre (7), octubre (8), noviembre (9) y diciembre (10). En un principio, el año empezaba en marzo, y septiembre era en efecto el séptimo mes del año. La duración fue establecida de forma aleatoria. Por ejemplo, Julio y Agosto tienen ambos 31 días debido a que al tomar el nombre agosto, no consideró que su mes debiera de ser más pequeño que el dedicado a Julio César, motivo por el que Febrero tiene menos días que los demás. Así mismo, la existencia de doce meses tiene relación con la de las doce constelaciones del zodíaco y con la numeración docenal. El Calendario Gregoriano, como el Calendario juliano ante él, tiene doce meses:
- Enero, con 31 día s;
- Febrero, con 28 días o 29 en año bisiesto ;
- Marzo, con 31 días;
- Abril, con 30 días;
- Mayo, con 31 días;
- Junio, con 30 días;
- Julio, con 31 días;
- Agosto, con 31 días;
- Septiembre, con 30 días;
- Octubre, con 31 días;
- Noviembre, con 30 días;
- Diciembre, con 31 días. Un código mnemotécnico por recordar las longitudes de los meses es sostener sus dos puños con el nudillo del índice de su mano izquierda contra el nudillo del índice de su mano derecha. Entonces, empezando con enero y el nudillo pequeño de su mano izquierda, el nudillo representa un mes de 31 días, y un espacio representa un mes corto.

El mes en Astronomía

El mes es una unidad de tiempo, usada en el calendario que es el período que tarda la Luna en dar una vuelta alrededor de la Tierra.. El movimiento de la Luna en su órbita es muy complicado y su período no es constante. Es más, en muchas culturas ( calendario hebreo y calendario musulmán ) el principio del mes coincide con la primera aparición del creciente lunar Luna nueva después del ocaso encima del horizonte occidental. La fecha y tiempo de esta observación real dependen de la longitud geográfica exacta así como la latitud, las condiciones atmosféricas, el cuidado visual de los observadores, etc., Por consiguiente no pueden predecirse el principio y longitudes de meses en estos calendarios con precisión. La mayoría de los judíos sigue un calendario precalculado.

Mes sinódico

El concepto tradicional surge con el ciclo de fase de la luna. Es el periodo de tiempo para que la Luna repita consecutivamente la misma fase, vale ~29.53 días. La causa de las fases de la Luna es que vemos la parte de la Luna que se ilumina por el Sol y ello depende de su posición relativa respecto al Sol (vista desde la Tierra). Ya que la Tierra gira alrededor del Sol, la Luna tarda un tiempo extra (después de completar un mes sideral) en volver a la misma posición con respecto al Sol. Este período más largo se llama sinódico . Debido a las perturbaciones de las órbitas de la Tierra y Luna, el tiempo real entre lunaciones puede variar entre aproximadamente 29.27 y aproximadamente 29.83 días. De las excavaciones los investigadores han deducido que nuestros antepasados contaban el tiempo usando las fases de la Luna ya en el Paleolítico. El mes sinódico es todavía la base de muchos calendarios.

Mes sideral

El período real de la órbita de la Luna tomando como referencia las estrellas fijas se llama mes sideral, porque es el tiempo que toma la Luna para volver a la misma posición entre las estrellas fijas en la esfera celeste. Vale aproximadamente 27 1/3 días por término medio. Este tipo de mes ha aparecido entre las culturas en el Medio Este, India, y China de la manera siguiente: ellos dividieron el cielo en 28 partes, caracterizando una constelación, durante cada día del mes de forma que se sigue la huella que la Luna deja entre las estrellas.

Mes trópico

Es costumbre especificar posiciones de cuerpos celestiales con respecto equinoccio vernal. Debido a precesión de los equinoccios, este punto retrograda sobre la eclíptica. Por consiguiente la Luna tarda menos tiempo para volver al equinoccio que al mismo punto entre las estrellas fijas. Así el mes trópico es ligeramente más corto que el mes sideral.

Mes anomalístico

Como todas las órbitas, la órbita de la Luna es una elipse en lugar de un círculo. Sin embargo, la orientación (así como la forma) de esta órbita no es fijo. En particular, la posición de los puntos extremos (la línea de los ápsides: perigeo y apogeo), da una vuelta en aproximadamente nueve años. La Luna emplea más tiempo en pasar por el mismo ápside porque éste se movió hacia adelante durante la revolución. Este período más largo se llama mes anomálistico, y tiene una media longitud media de aproximadamente 27 1/2 días. El diámetro de la Luna varía con este período, y por consiguiente este tipo de mes tiene alguna relevancia para la predicción de los eclipses (ver Saros) donde la magnitud, duración, y apariencia dependen en el diámetro exacto de la Luna.

Mes draconítico

La órbita de la Luna está en un plano inclinado con respecto al plano de la eclíptica: tiene una inclinación de aproximadamente cinco grados. La línea de intersección de este plano con la eclíptica define dos puntos en la esfera celestial: los nodos ascendente y nodo descendente. Estos nodos no son fijos sino que giran retrogradando y dando una vuelta completa en aproximadamente 18.6 años. El tiempo que tarda la Luna para volver al mismo nodo es de nuevo más corto que un mes sideral (ya que los nodos van a su encuentro): esto se llama el mes draconítico mes que tiene una longitud media de aproximadamente 27 1/5 días. Es importante para predecir los eclipses: éstos tienen lugar cuando el Sol, Tierra y Luna están en una línea. Ahora (como visto de la Tierra) el Sol sigue la eclíptica, mientras la Luna sigue su propia órbita que es inclinada. Los tres cuerpos sólo están en una línea cuando la Luna está cerca de la eclíptica, es decir cuando está cerca de uno de los nodos. El término draconítico se refiere al dragón mitológico que vive en los nodos y regularmente se come el Sol o Luna durante el eclipse.

Las longitudes de los meses astronómicos

La duración media de los diferentes meses lunares no es constante. Así junto a la lista, se da su variación lineal secular. Válido para la época 2000 (1 ene. 2000 12:00 Tiempo de efemérides):

mes sideral :	27.321661547 + 0.000000001857 días
mes trópico :	27.321582241 + 0.000000001506 días
mes anomalístico:	27.554549878 - 0.000000010390 días
mes draconítico	27.212220817 + 0.000000003833 días
mes sinódico:	29.530588853 + 0.000000002162 días

category:Unidades de tiempo ja:月 (暦) simple:Month

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

Hora Itálica

Denominada en latín como Horae ab Occasu en algunos relojes solares, divide el día en 24 partes iguales, denominadas Horas Itálicas. Está caracterizado por tomar como origen de recuento de las horas el fenómeno del Ocaso Solar, empezando a contar desde la hora 24h (0h) hasta el Ocaso del día siguiente. La hora 24h se fijaba de acuerdo a la tradición bíblica, es decir al finalizar la luz el crepúsculo, aproximadamente media hora después del ocaso (Tal y como ocurre en latitudes que corresponden a Italia), aunque esta media hora depende de la latitud y de la época del año. Esta disquisición, no trivial, hace que exista una división del sistema horario Itálico en: "Horas Itálicas Antíguas" denominadas ore italiane antiche que consideran el comienzo del recuento en el Ocaso, y las "Horas Italianas Civiles" que consideran la media hora de más que tiene la duración del crepúsculo del Ocaso Heliacal. Se pueden encontrar relojes de ambos tipos dise~nados y construidos en la antigüedad. Los árabes del siglo X y XI contaban los días tomando como comienzo la penumbra del atardecer.

Hora Babilónica

El sistema horario babilónico denominado Horae ab Ortu en algunos relojes solares divide el día en 24 partes iguales, al igual que el Sistema de horas itálicas. Está caracterizado por iniciar su medida tomando como referencia el fenómeno del Orto Solar, empezando a contar desde la hora 24h (ó 0h) hasta el Orto del día siguiente. El sistema horario Babilónico es similar al Itálico, divide el día en 24 horas iguales, pero a diferencia del Itálico el Babilónico empieza el recuento de las horas al amanecer. El sistema Babilónico parte como origen del amanecer en cualquier día del año. Inicialmente, no tendremos en cuenta la media hora de crepúsculo. Los sistemas horarios Itálicos y Babilónicos fueron previos al sistema de horas civiles, así se puede ver en diversos tratados gnomonicistas de la época. El sistema de oras civiles se acomodó en la época tardía en la que se empezó a emplear los relojes mecánicos, de esta forma se pueden encontrar en las esferas de algunos relojes mecánicos ad modum campanae" o "concordat cum rotali", es la época en el que las meridianas solares servían de ajuste de los nuevos ingenios precursores del reloj de bolsillo.

Tiempo solar

Véase también

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

Zona Horaria

Las zonas horarias o husos horarios son cada una de las veinticuatro áreas en que se divide la Tierra y que siguen la misma definición de tiempo. Anteriormente, la gente usaba el tiempo solar aparente, con lo que la hora se diferenciaba ligeramente de una ciudad a otra. Los husos horarios corrigieron en parte el problema al poner en hora los relojes de una región al mismo tiempo solar medio. Los husos horarios generalmente están centrados en meridianos de una longitud que es múltiplo de 15°; sin embargo como puede verse en el mapa siguiente, las formas de los husos horarios pueden ser bastante irregulares a causa de las fronteras políticas. Todos los husos horarios se definen en relación al Tiempo Universal Coordinado (UTC), el huso horario centrado sobre el meridiano de Greenwich, que por tanto contiene a Londres. Puesto que la Tierra gira de Oeste a Este al pasar de un huso horario a otro en dirección Este habría que sumar una hora. Por el contrario, al pasar de Este a Oeste habría que restar una hora. El meridiano de 180°, conocido como línea internacional de cambio de fecha, marca el cambio de día. Véase también: tiempo sideral, ecuación de tiempo. ecuación de tiempo

Lista de husos horarios y áreas comprendidas

Los países indicados con (N) o (S) utilizan horario de verano (hora para aprovechar la luz solar): agregan una hora en verano. Los indicados con (N) pertenecen al hemisferio norte, y por lo tanto esa hora la agregan en marzo o abril. Los indicados con (S) pertenecen al hemisferio sur, y agregan una hora en octubre o noviembre.

Hora

Antiguas definiciones de la hora.

Véase también

Tiempo

Véase también

Segundo (unidad de tiempo)

Múltiplos del segundo en el Sistema Internacional de Unidades

Véase también

Ángulo

Clasificación de ángulos planos

Ángulo (lenguaje audiovisual)

Grado sexagesimal

Reloj

Historia

Relojes de salón

El reloj de bolsillo

Clases de relojes

Véase también

Sol

Nacimiento y muerte del Sol

Estructura del Sol

Núcleo

Zona radiante

Zona convectiva

Fotosfera

Cromosfera

Corona solar

Energía solar

Observación astronómica del Sol

Misiones espaciales

Precauciones necesarias para observar el Sol

Artículos relacionados

Enlaces externos

Bibliografía

Verano

Véase también

Roma

Origen etimológico

Véase también

Enlaces externos

Noche

La noche en la cultura popular

Noche Galactica

Véase también

Reloj de sol

Historia

Enlace externo

Enlaces Internos

Péndulo

Tiempo solar

Véase también

Mes

Los meses en los calendarios Juliano y Gregoriano

El mes en Astronomía

Mes sinódico

Mes sideral

Mes trópico

Mes anomalístico

Mes draconítico

Las longitudes de los meses astronómicos

Ocaso

Hora Itálica

Hora Babilónica

Tiempo solar

Véase también

Zona Horaria

Lista de husos horarios y áreas comprendidas

UTC-11

UTC-10

UTC-10 (HST - Hawaiian-Aleutian Standard Time)

UTC-9:30

UTC-9

AKST - Alaska Standard Time (N)

UTC-8

PST - Pacific Standard Time (N)

UTC-7

MST - Mountain Standard Time

MST - Mountain Standard Time (N)

UTC-6

Central Standard Time (N)