Chapter 2

Si la Tierra fuera plana, en nada se modificaría evidentemente el aspecto del cielo. Como el movimiento del observador puede considerarse nulo respecto de la inmensa distancia á que se encuentran los astros, sin excluir los más cercanos á la Tierra, sucedería, en aquel supuesto, que las mismas estrellas permanecerían visibles siempre y las mismas ocultas siempre por debajo del plano del horizonte.

Pero si la Tierra es esférica, no puede ocurrir esto. En tal caso, al pasar de un horizonte á otro, caminando hacia el norte, verbi gracia, el viajero penetrará por debajo del plano del primer horizonte, y su vista descubrirá por la parte norte estrellas de la zona que primitivamente no podía ver. Por la parte sur, cierto número de estrellas que se hallaban en la zona circumpolar, tendrán ahora para dicho observador movimiento de orto y de ocaso que antes les faltaba, pues siempre se hallaban sobre el horizonte. En definitiva, la parte visible del cielo habrá aumentado de extensión.

Lo contrario ocurriría evidentemente si el viaje se efectuara en la dirección del sur; entonces aumentaría la zona de las estrellas circumpolares; pero por la parte norte, cierto número de estrellas que salían y se ponían por encima del primer horizonte, quedarían en adelante por debajo de él, y serían invisibles para el observador: la parte perceptible del cielo habría disminuido.

Pues bien, tal es, en efecto, la variación de aspecto que la esfera estrellada presenta al observador que se mueve en la superficie de la Tierra siguiendo un meridiano cualquiera. Esta es, por consiguiente, una nueva prueba de la forma redondeada de nuestro planeta.

=20. Movimiento diurno en el ecuador, en los polos=.--Mientras más se camina hacia el sur, más se eleva el polo de ese nombre, y si fuera posible penetrar mucho en los hielos polares, se llegaría á un punto en que el polo sur se hallaría en el mismo cenit. En ese punto, el movimiento diurno de las estrellas se efectúa siguiendo círculos paralelos al horizonte y ninguna de ellas sale ni se pone nunca. Pero una mitad entera de la esfera celeste permanece constantemente invisible.

[Illustración: Fig. 9.--Movimiento diurno en un horizonte cualquiera.]

Por el contrario, mientras más se avanza hacia el norte, más baja el polo sur, y así se acaba por llegar á una región en que los dos polos se encuentran en la línea del horizonte. Allí los arcos diurnos descritos por las estrellas son semi-círculos perpendiculares al horizonte, y la esfera estrellada entera sale y se pone en el intervalo de un día. Esta región forma el ecuador de la Tierra.

Si se continúa caminando hacia el norte, empieza á elevarse cada vez más sobre el horizonte el polo boreal del cielo, mientras que el austral va descendiendo cada vez más por debajo de aquél. Así se acabaría, de ser posible penetrar hasta lo profundo de la zona glacial ártica, por llegar á un punto de la Tierra en que el polo norte del cielo se hallaría en el cenit. Y ahora sería la mitad boreal de la esfera celeste la que se movería describiendo los mismos círculos paralelos de la figura 10. La mitad austral no sería visible.

[Illustración: Fig. 10. Movimiento diurno en los polos.]

=21. Polos y cenador terrestres.=--Como ya se ha dicho, la Tierra es redonda y casi esférica. En el espacio de un día próximamente, gira alrededor de uno de sus diámetros, cuya dirección en el espacio es fija, y que toma el nombre de _eje del mundo_, cuando se le considera relativamente al movimiento diurno, aparente, de la esfera estrellada.

[Illustración: Fig. 11. Movimiento diurno en el equador.]

Dos puntos de la superficie de la Tierra permanecen inmóviles, y son las extremidades del eje de rotación ó _polos terrestres_ P y P' (fig. 12).

Si se imagina un plano que pase por el centro de la Tierra perpendicularmente al eje, este plano, que corta al globo en dos mitades ó hemisferios, formará sobre la superficie un círculo máximo EE', que se denomina _ecuador_.

El hemisferio que contiene el polo norte es el boreal; el otro, en que está el polo sur, es el hemisferio austral.

[Illustración: Fig. 12. Coordenadas terrestres. Longitudes y latitudes geográficas.]

Todo círculo, análogo á CC', trazado en la superficie de la Tierra paralelamente al ecuador, recibe el nombre de _círculo paralelo_ ó simplemente de _paralelo_. Es evidente que el ecuador es el mayor de todos los paralelos, y que los radios de éstos van disminuyendo á medida que decrecen sus distancias á uno ú otro de los polos.

Un plano que pase por el eje de la Tierra la corta también en dos partes iguales, siguiendo una línea que puede considerarse casi como un círculo: este plano es lo que se llama un _meridiano_, y la curva Pm´mMm´´P´ es la meridiana, en los horizontes de los lugares m´, m, M, m´´.

=22. Coordenadas geográficas de un lugar, longitud.=--La posición de un punto cualquiera de la superficie del globo se determina exactamente por medio de los meridianos y de los paralelos. Con ese fin, se toma como punto de partida un meridiano conocido: en Francia, el que pasa por el observatorio de París; en Inglaterra, el de Greenwich, etc. Luego se mide el ángulo que el meridiano del lugar considerado forma con el que se designó para punto de partida. Este ángulo es lo que se denomina _longitud_. Para calcularla, se divide el ecuador en grados, minutos y segundos, contados á partir del 0 del primer meridiano, sea á oriente, sea á occidente. La longitud se califica de _oriental_ ú _occidental_, según que el lugar se encuentre situado en uno ú otro de los hemisferios separados por el meridiano inicial.

Todos los puntos de la Tierra situados á lo largo de la misma mitad de un meridiano, tienen evidentemente la misma longitud.

=23. Latitud geográfica.=--Para acabar de determinar la posición del lugar, se cuenta el número de grados, minutos y segundos comprendidos sobre el meridiano entre ese lugar y el ecuador: esto es lo que se denomina la _latitud_. Se la cuenta de 0° á 90°, yendo del ecuador hacia los polos, y es _boreal_ ó _austral_, según que el punto considerado se encuentre en uno ú otro de los dos hemisferios que determina el plano del ecuador.

[Illustración: Fig. 13. La latitud geográfica de un lugar es igual á la altura del polo.]

Evidentemente, todos los puntos de la Tierra situados en un mismo paralelo tienen igual latitud.

Tales son las coordenadas geográficas que se usan para determinar la posición exacta de un lugar de la superficie terrestre.

DIMENSIONES DE LA TIERRA

=24. Medida de un grado terrestre.=--Se ha visto antes que la Tierra tiene la forma de una bola casi perfectamente esférica. Las tierras, continentes é islas, no ocupan más que la cuarta parte de la superficie total; las otras tres cuartas partes son las aguas. La superficie de éstas, es decir, la de los océanos y de los mares, es la que principalmente afecta la forma de una esfera; las tierras presentan desigualdades de nivel, que parecen hallarse á primera vista en contradicción con dicha forma regular. Nótanse elevaciones y depresiones, montañas y valles, aparentemente considerables. Pero vamos á ver que las más altas montañas no son sino aristas imperceptibles en la superficie de la Tierra, por efecto de las enormes dimensiones del globo entero.

Demos una idea de la manera cómo ha sido posible medir esas dimensiones.

Si la Tierra es una esfera, todos los planos meridianos que la cortan según su eje, son círculos que tienen por puntos comunes ambos polos. El ecuador, que corta al globo en dos partes iguales ó hemisferios, así como los paralelos á él, son círculos. Los meridianos y el ecuador son círculos iguales; los paralelos, círculos cada vez más pequeños á medida que se van acercando á uno de los polos. La geografía enseña todo lo dicho.

La cuestión que se había de resolver, para saber cuales son las dimensiones del globo terrestre, era medir la longitud de uno de los mencionados círculos, por ejemplo, de uno de los meridianos. Esta operación es mucho más complicada de lo que se puede imaginar. En efecto, no hay posibilidad de seguir un meridiano en toda su longitud; por causa de las nieves y de los hielos no cabe penetrar en las regiones polares; además, la mayor parte de los meridianos atraviesan los mares en parte de su extensión, ó países montañosos de difícil acceso.

Así es que se ha considerado suficiente medir una parte del meridiano, lo que se llama _un grado_, que es, como lo enseña la geometría, la 360ª parte de toda circunferencia. Una vez conocida la longitud del grado, se deduce de ese dato, por medio de una sencilla multiplicación, la de la circunferencia entera, y, por tanto, del meridiano. Tomemos un ejemplo. París y Amiens se encuentran bajo el mismo meridiano con corta diferencia, y su latitud difiere en un grado próximamente. Desde 1550, un médico francés, llamado Fernel, colocó un contador en una de las ruedas de su carruaje y se puso en camino yendo de Amiens á París. Así midió, casi por completo en la dirección del meridiano, la longitud del camino que unía á dichas ciudades. El resultado fué 57,070 toesas, esto es, unos 111 kilómetros, como longitud del grado.

=25. Dimensiones de la Tierra.=--Más tarde se han medido numerosos arcos de meridiano, por medios mucho más complicados, pero también mucho más precisos, y se ha hallado el valor de la circunferencia entera de la Tierra, que es un tanto superior á 40 millones de metros. El diámetro del globo terrestre mide 12,700 kilómetros, en números redondos.

La superficie de la Tierra contiene nada menos que 510 millones de kilómetros cuadrados, es decir, 510 millones de cuadrados, cada uno de cuyos lados es un kilómetro.

Su volumen pasa de 1,083,000 millones de kilómetros cúbicos.

=26. Las montañas comparadas con el globo terrestre.=--Ahora es fácil darse cuenta de la importancia de las desigualdades de su superficie.

Consideremos las montañas más elevadas del globo. En Europa, el monte Blanco y el Elbrouz se elevan á 4,800 y á 5,600 metros respectivamente sobre el nivel del mar; en Asia, el Gaurisankar del Himalaya alcanza 8,840 metros; en América, el Aconcagua, el Chimborazo, y las principales cimas de las Cordilleras de los Andes, pasan de 6,800 y de 6,200 metros sobre el nivel del océano Pacífico. Sin embargo, la más elevada de esas montañas forma apenas la 1/1440 parte del diámetro de la Tierra.

En un globo que tuviera un metro de diámetro, el Gaurisankar formaría todo lo más una arista de dos tercios de un milímetro de alto. En uno de 30 centímetros de diámetro, esa altura llegaría difícilmente á 1/5 de milímetro. La mayor parte de las desigualdades que nos parecen tan enormes, cuando las examinamos de cerca, serían completamente imperceptibles en esos globos hipotéticos. Para representarlas en relieve, sobre los globos ó los mapas, hay que exagerar considerablemente la escala de las alturas.

=27. La Tierra es aplanada en los polos.=--Si se pudiera ver la Tierra desde el espacio, por ejemplo, desde la distancia á que se encuentra la Luna, nos parecería una esfera casi perfecta. Sin embargo, las medidas de meridiano han hecho ver que la longitud del grado va aumentando á partir del ecuador, hasta los polos de la Tierra. De ahí se ha deducido que nuestro planeta se halla un tanto aplastado en los polos, ó, lo que significa lo mismo, elevado en el ecuador. El diámetro que pasa por los polos, es decir, el eje de rotación es más pequeño que el diámetro de la circunferencia ecuatorial: la diferencia es poco más ó menos la 300ª parte de este último, es decir, de un milímetro, si se toma como punto de comparación un globo de 30 centímetros de diámetro.

MOVIMIENTO DE TRANSLACIÓN DE LA TIERRA ALREDEDOR DEL SOL

=28. Revolución anual de la Tierra.=--Según se ha dicho, la Tierra gira alrededor de sí misma, esto es, de la línea que une sus polos, y de este modo efectúa una rotación completa en el intervalo de un día. Este movimiento real es el que, por efectuarse de occidente á oriente, nos hace creer que los astros, estrellas, Sol, Luna, se mueven en sentido contrario, esto es, de oriente á occidente.

Nuestro globo se halla animado de otro movimiento que lo transporta en el espacio, y en virtud del cual efectúa una revolución entera alrededor del Sol en el intervalo de un año.

=29. Movimiento de translación de la Tierra.--Cambio de aspecto del cielo.=--Procuremos hacer comprender cómo se ha llegado á reconocer la existencia de este segundo movimiento, y los fenómenos que prueban su existencia.

Coloquemos en una mesa redonda, casi en su centro (fig. 14), una lámpara que representará al Sol. Una bola, por ejemplo, una naranja, atravesada en su centro por una aguja larga, será la Tierra. Coloquemos la bola en un punto T de la orilla de la mesa, de modo que la aguja que representa el eje de rotación, quede inclinada sobre el plano de la mesa. Precisa suponer, además, que alrededor de los objetos que colocamos de esta manera, se extiende el cielo, hasta distancias infinitamente mayores que la del Sol á la Tierra, es decir, en el caso presente, que el semi-diámetro de nuestra mesa. En todo ese espacio y en todas direcciones se encuentran las estrellas.

El globo T está iluminado en aquella de sus mitades ó hemisferios que se encuentra vuelto hacia la lámpara, representación del Sol. Esto es el día para todas las regiones de dicho hemisferio. La otra mitad, sumida en la sombra, se encuentra en la noche, y la falta de luz solar le permite ver las estrellas en la parte opuesta del cielo.

Si la Tierra permaneciera en la posición T, conservando el movimiento sobre su eje, se verían siempre, desde uno ú otro de los hemisferios de nuestro planeta las mismas estrellas y las mismas regiones del cielo. Una estrella dada saldría, pasaría por el meridiano, y se pondría uniformemente á las mismas horas, en la sucesión de las noches. Además, el Sol se encontraría en el mismo caso que las estrellas, y como ellas tendría á horas fijas su orto, su máximum de elevación y su ocaso.

Pero eso no sucedería en el caso de que la Tierra, en vez de permanecer inmóvil en T, se moviese siguiendo la orilla de la mesa, conservando para su eje de rotación la misma inclinación y la misma dirección en el espacio. Por ejemplo, á media noche, cuando la Tierra se halla en T, se encontrará opuesta al Sol una estrella _e_. Al llegar el planeta á la posición T', otra estrella irá á encontrarse á la misma hora en la dirección de la línea que une la Tierra al Sol. En T'', hará lo mismo otra estrella _e_''. Y es fácil comprender que si la bola continúa efectuando de esa manera una revolución completa alrededor del Sol, irá presentando sucesivamente en la sombra su mitad á todas las regiones del cielo. Por el contrario, la lámpara ó Sol, visto de la Tierra, parecerá haber dado en el mismo sentido una vuelta completa al cielo.

Y así es cómo ocurren efectivamente las cosas. El aspecto del cielo cambia de una noche á otra en el mismo lugar; á las mismas horas se ven salir nuevas estrellas, más orientales, mientras que en occidente se encuentran ya ocultas otras estrellas que antes se hallaban todavía sobre el horizonte.

[Illustración: Fig. 14. Movimiento de translación de la Tierra.]

=30. Día sideral más corto que el día solar.=--También resulta de esto que una estrella determinada vuelve á pasar por el meridiano antes que el Sol. La duración de un _día solar_, de 24 horas, que comprende un intervalo de la hora del mediodía al mediodía siguiente, es mayor que la del _día sideral_; la diferencia se eleva á 3 minutos 56 segundos.

Al cabo del año, una estrella ha pasado 366 veces por el meridiano, mientras que el Sol lo efectúa únicamente 365. En una palabra, el año, que se compone de 366 días siderales, ó de 366 rotaciones de la Tierra, no contiene más que 365 días solares. Esta es consecuencia del doble movimiento de la Tierra, de rotación sobre sí misma y de translación ó de revolución alrededor del Sol.

ÓRBITA DE LA TIERRA

=31. Órbita de la Tierra.=--La Tierra describe, en su revolución anual alrededor del Sol, una curva ú órbita, cuya posición, forma y dimensiones vamos á indicar.

[Illustración: Fig. 15. Órbita de la Tierra.]

Esta curva es plana, de manera que el centro de la Tierra permanece siempre en el mismo plano, llamado eclíptica. Como, según ya se ha visto, el eje de rotación conserva siempre la misma dirección y la misma inclinación, otro tanto ocurre con el ecuador, que permanece paralelo á sí mismo, formando un ángulo constante con el plano de la eclíptica. Este ángulo, denominado _oblicuidad de la eclíptica_, es igual á un poco más de 23 grados, esto es, algo más de la cuarta parte de un ángulo recto; tiene suma importancia, puesto que á él se deben las estaciones, la desigualdad de los días y de las noches para un mismo punto, en el curso del año, ó bien para los lugares cuya latitud es diferente. Más adelante volveremos á tratar del particular.

La órbita de la Tierra no es un círculo, y la distancia de nuestro globo al Sol varía continuamente de un día para otro. Es una curva llamada en geometría _elipse_, especie de óvalo, que tiene en su diámetro ó eje mayor AB, dos puntos FF ó focos, situados á una y otra parte del centro O (fig. 15) y que gozan de la propiedad de que las distancias reunidas desde un punto de la elipse hasta ellos, forman siempre la misma longitud, igual por cierto al eje mayor.

El Sol no ocupa el punto medio de la órbita, sino uno de los focos.

=32. Excentricidad de la órbita.=--Cuando la Tierra se encuentra en A, vértice del eje mayor más inmediato al Sol, la distancia á este astro es la más pequeña de todas; por esta razón se dice que nuestro planeta está en su _perihelio_, lo que ocurre ahora hacia el 1º de enero de cada año. También se dice que el Sol está en su _perigeo_, esto es, en la distancia más corta á la Tierra. De modo que esas dos palabras, _perihelio_ y _perigeo_, indican el mismo hecho.

Desde A la Tierra marcha alrededor del Sol, recorriendo su órbita en el sentido indicado por la flecha, y sus distancias van aumentando, hasta la otra extremidad B del eje mayor, donde la distancia de nuestro planeta al Sol alcanza su máximum; entonces se dice que la Tierra, se encuentra en su _afelio_, ó, lo que equivale á lo mismo, que el Sol está en su _apogeo_, cosas que ocurren allá por el 1º de julio.

Después la Tierra sigue su camino sobre la segunda mitad de su órbita, acercándose constantemente al Sol, hasta que vuelve á encontrarse en A, donde da principio otra nueva revolución.

En dos épocas intermedias, la Tierra se halla en dos puntos, D y C, en los cuales la distancia al Sol es exactamente igual á la distancia media entre los extremos del perihelio y del afelio. Esos puntos son los vértices del diámetro ó eje menor de la órbita. La diferencia entre las distancias extremas es próximamente de 1/13 parte de la distancia media. La mitad es lo que se llama _excentricidad_ de la órbita.

=33. Distancia de la Tierra al Sol.=--La distancia de la Tierra al Sol es igual por término medio á 148,000,000 de kilómetros y la longitud total de la órbita llega á 930 millones de kilómetros. Como nuestro planeta la recorre en el intervalo de un año, esto es, de 365 días y cuarto, ó mejor dicho, de 31,557,600 segundos, es fácil calcular el camino que nuestro globo recorre en el corto intervalo de un segundo; hállanse 29 kilómetros y medio poco más ó menos por segundo, velocidad 60 veces superior á la de una bala de cañón al salir del arma.

Debemos añadir que esta velocidad varía, siendo tanto mayor cuanto más pequeña es la distancia al Sol: cuando la Tierra está en su perihelio, alcanza unos 30 kilómetros por segundo; luego va disminuyendo hasta el afelio, donde sólo es de 29; á partir de este punto vuelve á pasar, pero en orden inverso, por las velocidades con que recorriera la primera mitad de su órbita.

Nosotros no sentimos que la Tierra nos arrastra así por los espacios celestes, en compañía del globo que habitamos, como tampoco nos damos cuenta del movimiento de rotación diurna.

Los antiguos los desconocían ambos, y los atribuían aquél al cielo entero, y el segundo al Sol en persona. Tomaban, pues, por realidades, lo que sólo era apariencia. Copérnico (1543) y Galileo (1600) fueron los primeros en descubrir y demostrar esas dos grandes verdades astronómicas.

=34. Duración del año.=--La duración del año, esto es, del tiempo que la Tierra tarda en efectuar una de sus revoluciones alrededor del Sol, ó bien, del tiempo que transcurre entre dos pasos por el mismo equinoccio, es de:

365 días 24 ó 365 días 5 horas 48 minutos y 47 segundos.

Esto es lo que se denomina _año trópico_.

El _año civil_ es de 365 días exactamente durante 3 años consecutivos. El siguiente es de 366 días, hallándose formado el 366º par la acumulación de 4 veces el excedente de unas 6 horas que el año trópico ó astronómico presenta sobre el año civil. Los años de 366 días son los bisiestos.

De cada cuatro años seculares, 3 no son bisiestos; así se corrige la diferencia de 11 minutos 13 segundos que faltan al excedente en cuestión para dar seis horas, ó un cuarto de día.

LOS DÍAS Y LAS NOCHES

=35. Duración de los días y de las noches.=--El día solar de 24 horas, esto es, el intervalo entre dos pasos sucesivos del Sol por el meridiano, se compone, según lo sabe todo el mundo, de dos partes: una, el _día_, ó mejor dicho, la _jornada_, va desde la salida hasta la puesta del Sol; la otra, la _noche_, desde la puesta hasta el orto del astro.

La duración del día y la de la noche son generalmente desiguales, y esta desigualdad es tanto más grande cuanto más lejos del ecuador se encuentre el sitio de la observación; también varía de una estación á otra para un mismo punto.

Sin embargo, el día tiene en el ecuador la misma duración que la noche, durante todo el año. El Sol permanece allí doce horas por encima del horizonte y doce por debajo.

=36. Equinoccios y Solsticios.=--Esta igualdad del día y de la noche se efectúa simultáneamente sobre toda la Tierra en dos épocas diferentes del año. Por esa razón se las ha llamado _equinoccios_: coinciden con el principio de la primavera y del otoño.

Finalmente, en otras dos épocas, que caen al principio del verano y del invierno, se tienen los días más largos con las noches más cortas, y los días más cortos con las noches más largas: estos son el solsticio de verano y el de invierno.

=37. Las estaciones en los dos hemisferios.=--Importa hacer notar que la desigualdad de los días y de las noches, tal como acabamos de describirla, sigue en cada hemisferio marcha opuesta, de manera que si los días van creciendo en el boreal, van disminuyendo al contrario en el austral, é inversamente. El equinoccio del 20 al 22 de marzo es el _equinoccio de primavera_ para el primero y el _de otoño_ para el segundo. La misma observación debemos hacer para el equinoccio del 22 al 20 de setiembre, que es el _equinoccio de otoño_ en el hemisferio boreal, y el _de primavera_ en el austral.

Otro tanto ocurre con los solsticios. El del 20 al 22 de junio es el _solsticio de verano_ ó el _de invierno_, según cual sea el hemisferio de que se trate, y el solsticio del 20 al 22 de diciembre es inversamente solsticio de invierno ó de verano.

En una palabra, las estaciones son opuestas en los dos hemisferios.

=38. Explicación de la desigual duración de los días y de las noches.=--Veamos ahora cómo se explican estas variaciones de duración de los días y de las noches y porqué dan origen al fenómeno de las estaciones de la Tierra.

Partamos del equinoccio de marzo y sigamos al Sol en su carrera diurna por el hemisferio norte.