Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Prepara tus exámenes
Prepara tus exámenes y mejora tus resultados gracias a la gran cantidad de recursos disponibles en Docsity
Prepara tus exámenes con los documentos que comparten otros estudiantes como tú en Docsity
Encuentra los documentos específicos para los exámenes de tu universidad
Estudia con lecciones y exámenes resueltos basados en los programas académicos de las mejores universidades
Responde a preguntas de exámenes reales y pon a prueba tu preparación
Consigue puntos base para descargar
Gana puntos ayudando a otros estudiantes o consíguelos activando un Plan Premium
Comunidad
Pide ayuda a la comunidad y resuelve tus dudas de estudio
Ebooks gratuitos
Descarga nuestras guías gratuitas sobre técnicas de estudio, métodos para controlar la ansiedad y consejos para la tesis preparadas por los tutores de Docsity
Asignatura: Ciencies naturals i la seva didactica, Profesor: , Carrera: Educació Primària, Universidad: UB
Tipo: Apuntes
1 / 20
Esta página no es visible en la vista previa
¡No te pierdas las partes importantes!
JOSEP MARIA SOLANES MAJÚA PROFESSOR TITULAR DEL DEPARTAMENT D’A STRONOMIA I METEOROLOGIA DE LA UNIVERSITAT DE BARCELONA. DOCTOR EN FÍSICA. E SPECIALITZACIÓ EN LA FORMACIÓ I L’EVOLUCIÓ DE LES GALÀXIES I LA COSMOLOGIA.
1
© d’aquesta edició: Fundació IL3-UB, 2008
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
El coneixement científic mostra objectivament que la Terra, malgrat el que molts encara puguin creure, no ocupa un lloc ni central ni especial en el cosmos. Actualment, sabem que habitem en el que sem- bla ser un planeta rocós ordinari que orbita, juntament amb altres set planetes, una estrella, que ano- menen Sol, de característiques poc destacades. El Sol i milers de milions d'altres estrelles semblants es troben situades en el pla del disc d'una galàxia de morfologia espiral, que hem batejat com a Via Làctia, la qual no és més que una dels cent mil milions de galàxies que aproximadament hi ha reparti- des per tot l'univers observable.
Estem connectats amb les profunditats de l'espai no només gràcies a la nostra imaginació sinó també per una herència còsmica comú: la majoria dels elements químics que formen les cèl·lules del nostre cos van ser creats en el centre d'estrelles desaparegudes molt abans que es formés el sistema solar fa uns 5.000 milions d'anys. És inevitable pensar que en altres llocs d'aquest univers immens puguin haver-hi éssers vius, alguns fins i tot molt més intel·ligents que nosaltres. Potser per ells el nostre Sol, o àdhuc la nostra galàxia, seran un punt de llum insignificant, però al igual que nosaltres, quan mirin al cel estrellat no podran evitar fer-se preguntes sobre l'origen del cosmos.
L'Astronomia és el nom genèric que rep la ciència que estudia l'univers. De forma simple podem defi- nir l'univers com tot allò que està causalment connectat amb nosaltres, és a dir, tot allò del que podem rebre, d'una manera o d'una altra, informació.
Com podem deduir fàcilment del que acabem de comentar en el darrer paràgraf, aquesta connexió s’estén definida a unes escales espacials, temporals, màssiques, etc., enormement més grosses que les que tractem per costum (aquesta dificultat de no poder guiar els nostres raonaments per l'expe- riència diària apareixerà sovint al llarg d'aquest curs). Per exemple, a l'hora de treballar amb galàxies, unitats de distància d'ús quotidià com el quilòmetre han de deixar pas a altres com l'any llum –la distància que recorre la llum, que té una velocitat molt propera als 300.000 km/s, al llarg de tot un any!–, que són uns 9,5 bilions de quilòmetres, per tal de que puguem expressar d'una forma més còmoda (amb xifres raonablement petites) el diàmetre d'una galàxia com la nostra Via Làctia, que val aproxi- madament uns 100.000 anys llum (~9,5 trilions de km!). Encara i així, el rang d'escales involucrades és tan ampli que sovint no podrem evitar haver de treballar amb números molt grossos, pels que és acon- sellable utilitzar una notació basada en potències de 10.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 1. Taula amb els prefixos i símbols més utilitzats per les potències de 10.
POTÈNCIES DE 10 MÉS UTILITZADES
Prefix Múltiple Símbol
yotta 1024 Y
zetta 1021 Z
exa 1018 E
peta 1015 P
tera 1012 T
giga 10 9 G
mega 106 M
kilo 10 3 k
hecto 102 h
deca 10 da
deci 10 –1^ d
centi 10 –2^ c
milli 10 –3^ m
micro 10 –6^ mu
nano 10 –9^ n
pico 10 –12^ p
femto 10 –15^ f
atto 10 –18^ a
zepto 10 –21^ Z
yotto 10 –24^ Y
Qualsevol observador pot veure en qualsevol instant només la meitat de l'esfera celest. L'altra meitat es troba per sota l'horitzó oculta pel cos de la Terra. Pels observadors de qualsevol hemisferi, el pol celest es troba sempre per sobre l'horitzó, inclinat respecte del pla horitzontal un angle igual que la seva latitud. Així, per a un observador de Barcelona, que té una latitud de 41° nord, el pol nord celest i l'estrella Polar es troben en una direcció que forma un angle de 41° amb l'horitzontal. És a dir, estan separats per un angle de 90° – 41°=49° del zenit (el punt del cel just per sobre de qualsevol observa- dor). Continuant amb l'exemple, és fàcil adonar-se que conforme la Terra gira sobre el seu eix d'oest a est –o, equivalentment, l'esfera celest gira aparentment d'est a oest– les estrelles situades en direc- cions que formen un angle amb l'eix de rotació terrestre inferior a 41° seran visibles durant tota la nit des de Barcelona, raó per la qual reben el nom de circumpolars. En canvi, les estrelles situades a major distància angular, bé sortiran i es pondran, tal i com fan la Lluna, el Sol i els planetes o bé, si estan prou allunyades de l'estrella Polar, romandran les 24 hores del dia per sota l'horitzó, de forma que mai seran visibles des de la nostra posició. Així, nosaltres podem veure estrelles que queden totalment ocultes per un habitant de Sidney i viceversa.
Utilitzant l'equador i els pols celests podem definir un sistema de dues coordenades angulars que per- met especificar les posicions de les estrelles sobre l'esfera celest independentment de la posició de l'observador. La declinació, equivalent a la latitud, és la distància angular nord o sud des de l'equador celest mesurada al llarg d'un cercle màxim que passa pel pols (o meridià). L'ascensió recta, corres- ponent a la longitud, és la distància angular sobre l'equador mesurada cap a l'est des del punt per on passa el Sol en l'instant en que comença la primavera (conegut com a equinocci vernal o punt Àries) fins al meridià sobre el que es mesura la declinació.
Mentre que la declinació s'expressa en graus sexagesimals (°; una circumferència sencera en té 360°), l'angle d'ascensió recte ve donat, en canvi, en unitats de temps (hores), que, precisament, correspo- nen al temps que necessita l'esfera celest per girar aquest angle.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 3. La paral·laxi trigonomètrica dibuixa un triangle imaginari que s’estén des de dos extrems diametralment oposats de l’òrbita de la Terra (separats 6 mesos) fins a un objecte relativament proper.
Ampliació
Terra Ara
6 mesos després
Sol
1 AU
p
p = paral·laxi (angle) d = distància
d
Per conèixer a fons l'univers és indispensable, a més a més, poder determinar la distància que ens separa dels diferents cossos celests. El primer esglaó de l'escala de distàncies còsmica el proporcio- na el mètode de la triangulació. La paral·laxi trigonomètrica pren com a línia de base la distància que separa la Terra del Sol. El seu valor mitjà, conegut com a unitat astronòmica (ua), és igual aproxima- dament a 150 milions de quilòmetres.
Una tendència natural dels humans quan observem el cel nocturn és crear connexions imaginàries entre estrelles brillants que semblen dibuixar una certa imatge contra els fons negre. Molts de vosal- tres segur que esteu familiaritzats amb algunes d'elles, com per exemple l'Óssa Major, sempre visible des de la posició de Barcelona en l'hemisferi nord. Aquests agrupaments ficticis, anomenats cons- tel·lacions, tenen però un fort biaix cultural, de forma que la interpretació dels patrons que dibuixen en el cel varia àmpliament entre civilitzacions. Així, on a Grècia veien una óssa, a Egipte veien un bou i a França veien un carro.
Les constel·lacions són agrupacions aparents d'estrelles que dibuixa la nostra imaginació al ignorar la distància que ens separa d'elles al llarg de la línia de visió. En general, no hi ha cap relació física entre les estrelles que les formen, que poden estar separades entre sí milers d'anys llum.
Els planetes, o fins i tot els llums d'un avió comercial, es veuen també com a punts lluminosos en el cel nocturn que van avançant entre les estrelles, sense que això signifiqui que guardin cap relació amb elles.
Com veurem més endavant, les dotze constel·lacions del zodíac no són més que dotze grups ficticis d'estrelles situats en la franja del cel per la que passen el Sol, la Lluna i els planetes.
El terme constel·lació té una definició més ampla en l'astronomia actual que ultrapassa les clàssiques constel·lacions del zodíac. Les cartes estel·lars modernes divideixen tota l'esfera celest en 88 regions irregulars que inclouen un cert grup d'estrelles brillants o constel·lació, de la que reben el nom. Així, qualsevol objecte celest queda circumscrit a una d'elles, de forma que quan els astrònoms diuen, per exemple, que una galàxia està situada en una constel·lació donada, significa que dita galàxia pot loca- litzar-se en la regió del cel que, vista des de la Terra, ocupa la constel·lació a la que està assignada.
La Terra gira sobre sí mateixa d'oest a est fent una volta completa cada 24 hores. En qualsevol moment, és de dia en la meitat de la Terra que queda il·luminada pel Sol, mentre que és de nit en l'al- tra meitat. Per això, tots els punts de la superfície terrestre experimenten cicles diaris de dia i nit (encara que, això sí, amb duracions molt diverses). La rotació de la Terra també fa que les PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Just en la mateixa època, l'hemisfe- ri sud experimenta el comportament contrari: els dies són més curts que les nits i el raigs solars incideixen més inclinats, escalfant menys efi- caçment el terra. El punt de l'òrbita de la Terra en que el pol nord terres- tre apunta més directament cap al Sol determina l'anomenat solstici d'estiu, que té lloc al voltant del 21 de juny –el dia exacte varia a causa de que la llargada total de l'any solar no és un nombre sencer de dies solars. Aquest és el dia amb més llum diürna de tot l'any per els punts de l'hemisferi nord i marca, a més, l'inici de l'estiu. Per contra, en l'hemisferi sud, el solstici d'estiu és el dia de l'any amb menys llum diür- na i el moment en que comença l'hi- vern. Sis mesos després, cap al 21 de desembre més o menys, té lloc el solstici d'hivern, on els papers s'in- verteixen. Llavors, és el pol sud terrestre el que apunta més directa- ment cap al Sol, fent que aquest dia sigui el de menys llum diürna per a tots els punts de l'hemisferi nord i l'inici de l'hivern. En canvi, el solsti- ci d'hivern marca el començament de l'estiu per a l'hemisferi sud.
Els dos punts on l'eclíptica talla l'equador es coneixen com els equinoccis. En aquestes dates el dia i la nit tenen la mateixa durada (la paraula equinocci, deriva del llatí i vol dir nit igual). Hi ha dos equi- noccis:
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 5. (a) Trajectòria aparent del Sol en l’esfera celest i (b) la seva relació amb la rotació i translació terrestres. Les estacions resulten del canvi d’alça- da del Sol sobre l’horitzó.
Les constel·lacions que el Sol travessa quan avança per l'eclíptica –és a dir, les constel·lacions que veuríem just darrera del Sol si la llum d'aquest no ens enlluernés– es coneixem col·lectivament com a zodíac i donen lloc als populars, però gens «científics», dotze signes astrològics. El temps que reque- reixen totes les constel·lacions per retornar al seus punts de partida vistos des de qualsevol punt sobre la superfície terrestre –és a dir, el temps que necessita la Terra per completar exactament una òrbita al voltant del Sol– rep el nom d'any sideri i té una durada de 365,256 dies solars, un xic més llarga que la de l'any tropical.
La forma de la Terra és, en primera aproximació, semblant a la d'una baldufa: el diàmetre equatorial terrestre és uns 43 quilòmetres més llarg que la distància entre els pols. I així com passa amb les bal- dufes, l'orientació de l'eix de rotació de la Terra (no pas la seva inclinació) varia gradualment en presèn- cia d'un camp gravitatori que, en el cas del nostre planeta, està creat conjuntament per les masses de la Lluna i el Sol. Aquest canvi, anomenat precessió, fa que l'eix de rotació de la Terra descrigui un con al llarg d'un període d'uns 26.000 anys.
La precessió és, precisament, la responsable de que l'any tropical i l'any sideri tinguin durades lleuge- rament diferents. Recordem que l'equinocci de primavera té lloc quan l'eix de rotació de la Terra se situa perpendicularment a la línia que uneix la Terra i el Sol, en el moment en que el Sol està traves- sant l'equador celest per passar de l'hemisferi sud a l'hemisferi nord. Si no hi hagués precessió, això passaria exactament una vegada per òrbita i les durades de l'any tropical i sideri serien idèntiques. Però a causa del lent moviment precessional de l'eix de rotació terrestre l'any tropical s'avança uns 20 minuts respecte de l'any sideri, explicant la diferència entre les durades d’ambdós que reflectíem en l’apartat anterior.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 6. El pol nord celest l’any 13197dC.
La Lluna és, de lluny, el cos celest més brillant de la nit. Al igual que el Sol, la Lluna canvia la seva posi- ció relativa respecte del fons d'estrelles, però a diferència d'aquest, ho fa com a conseqüència de que òrbita realment la Terra, trigant només de l'ordre d'un mes en descriure una volta sencera per l'esfera celest (cada hora, la Lluna es mou pel cel una distància angular equivalent al seu diàmetre, uns 30 minuts d'arc o mig grau sexagesimal).
La trajectòria de la Lluna sobre l'esfera celest es troba a prop de l'eclíptica. Això és perquè el pla de l'òrbita de la Lluna al voltant de la Terra està inclinat només uns 5° respecte del pla (de l'eclíptica) que conté l'òrbita terrestre al voltant del Sol. Així, la Lluna també es mou per la regió del cel ocupada per les constel·lacions del zodíac, la qual s'estén uns 8° a ambdós costats de l'eclíptica, romanent la mei- tat del seu període orbital (unes dues setmanes) al nord de l'equador celest i l'altre meitat al sud.
L'aparença de la Lluna segueix un cicle regular de canvis o fases, que rep el nom de mes sinòdic i que té una durada d'uns 29,5 dies. Els canvis en l'aspecte de Lluna tenen el seu origen en el fet que el nostre satèl·lit no emet llum pròpia sinó que reflecteix la llum que li arriba del Sol. En qualsevol instant, la llum solar il·lumina la meitat de la superfície lunar, però la part de la zona il·luminada que podem veure des de la Terra depèn de l'orientació relativa entre nosaltres, la Lluna i el Sol. Així, la fase de Lluna plena té lloc quan el Sol i la Lluna es troben en direccions oposades del cel vistos des de la Terra, mentre que en la fase de Lluna nova, Sol i Lluna estan molt a prop (aparentment) l'un de l'altre, ocu- pant la mateixa part del cel. Com es pot deduir fàcilment, els quarts creixent i minvant tenen lloc quan la direcció Terra-Lluna forma un angle de 90° respecte de la direcció Terra-Sol.
No cal confondre però el mes sinòdic amb el temps que triga la Lluna en tornar a la mateixa posició respecte el fons d'estrelles, és a dir, en completar una revolució al voltant de la Terra. Aquest últim perí- ode, conegut com a mes sideri, és més curt que el mes sinòdic (dura només 27,3 dies) per les matei- xes raons que el dia sideri és més curt que el dia solar: a causa del moviment del nostre planeta al voltant del Sol, la Lluna ha de completar una mica més d'una revolució sencera al voltant de la Terra abans que la puguem observar altra vegada en, exactament, la mateixa fase.
Ocasionalment, durant les fases de Lluna plena i Lluna nova, Sol, Lluna i Terra queden precisament ali- neats i podem observar l'espectacular fenomen d’ombra dels eclipsis.
Els eclipsis lunars tenen lloc sempre durant la fase de Lluna plena. En aquesta situació, de vegades la Terra es troba just en la línia que uneix el Sol i la Lluna, de forma que la Lluna travessa l'ombra que projecta el nostre planeta al ser il·luminat pel Sol patint l'enfosquiment temporal de la seva superfície. Els eclipsis lunars poden ser totals o parcials en funció de com de precís sigui l'alineament entre els tres cossos. Quan l'alineament és perfecte, es produeix un eclipsi lunar total que no dura més de 100
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
minuts (la velocitat a la que la Lluna tra- vessa l'ombra de la Terra és, aproxima- dament, d'1 km/s). Durant aquest temps la Lluna no queda però enfosquida del tot sinó que adquireix una coloració verme- llosa perquè una part de la llum solar és refractada (desviada) per la nostra atmosfera cap a la superfície lunar. Si és només una part de la Lluna la que queda enfosquida per l'ombra terrestre, per exemple just abans i just després d'un eclipsi total, l'eclipsi lunar és parcial.
En contrast, els eclipsis solars poden pro- duir-se només durant la fase de Lluna nova. En aquesta situació, la Lluna pot interposar-se en la línia Terra-Sol i tapar la llum d'aquest últim. Per una remarcable coincidència de la natura, la raó entre les distàncies que ens separen del Sol i la Lluna és gairebé idèntica a la raó dels seus diàmetres lineals, de forma que els diàmetres angulars (apa- rents) de tots dos cossos resulten ser molt semblants (~0,5°). Gràcies a això, quan la Lluna s'interpo- sa directament entre la Terra i el Sol podem arribar a observar un eclipsi solar total en el que la Lluna tapa totalment, i quasi exactament, el disc solar fent que planetes i algunes estrelles brillants siguin visi- bles durant uns minuts. Com mostra la Figura 7, durant aquests minuts d'intensa foscor també es fa visible la part superior, tènue i extensa de l'atmosfera solar que s'endinsa centenars de milers de quilò- metres en l'espai. Per altra banda, quan la Lluna només tapa una part del disc solar es produeix un eclip- si solar parcial.
A diferència del que passa amb els eclipsis lunars, que són visibles des de tots els punts de la part nocturna de la Terra, els eclipsis solars totals es poden veure només en una petita porció de la part il·luminada pel Sol perquè el diàmetre de l'ombra de la Lluna sobre la superfície terrestre mai supera els 270 km. Com que l'ombra lunar avança a uns 1.700 km/h, la durada màxima dels eclipsis totals en qualsevol punt de la Terra no excedeix mai dels 7 minuts i mig.
Apart d'eclipsis totals i parcials de Sol, l’extraordinària similitud entre les mides aparents del Sol i la Lluna, juntament amb la petita el·lipticitat de l'òrbita lunar –que fa que la distància Terra-Lluna no sigui constant–, permeten que en determinades ocasions, encara que la alineació sigui perfecta, el disc lunar no cobreixi totalment el disc del Sol i deixi veure al seu voltant un anell prim de llum solar. En aques- tes circumstàncies, que corresponen a situacions en que la Lluna es troba a prop del seu apogeu –la màxima distància de la Terra–, es produeix el que s'anomena un eclipsi solar anul·lar. Aproximadament la meitat dels eclipsis solars són anulars.
Malgrat que les fases de Lluna nova i Lluna plena es repeteixen en intervals de 29,5 dies, el nombre màxim d'eclipsis lunars i solars combinats que poden observar-se en un any és tant sols de 7 (el nom- bre mínim anual és de 2 solars i cap lunar). Aquesta infreqüència en els eclipsis és motivada perquè el pla de l'òrbita de la Lluna i el de l'eclíptica no estan perfectament alineats. Així, durant les fases de Lluna nova i Lluna plena el nostre satèl·lit es troba sovint per sota o per sobre del pla de l'òrbita terres- tre que conté a la línia Sol-Terra, la qual cosa impedeix la correcta alineació dels tres cossos.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 7. Durant un eclipsi total de Sol la seva corona es fa visible com un halo lluminós de forma irregular que envolta el disc solar eclipsat. Font: arxiu Dominik Pasternak (MOA)
Els éssers humans i, de fet, tots els éssers que viuen a prop de la superfície de la Terra (incloent-hi gran part dels animals i plantes marins) tenim cicles vitals regulats pel Sol. Resulta doncs natural que la nostra mesura del temps reflecteixi la posició del Sol en el cel i que, per tant, aquesta tasca hagi estat tradicionalment responsabilitat dels astrònoms.
Per obtenir mesures formals del temps, els astrònoms utilitzen el meridià local, que és aquell cercle màxim de l'esfera celest que, a banda de passar per tots dos pols, també passa pel zenit.
Un dia solar aparent es defineix estrictament com l'interval de temps entre dos passos successius del Sol pel meridià local superior (això és la meitat del meridià que queda per sobre l'horitzó). Desafortunadament, el Sol no és un bon cronòmetre. La durada d'un dia solar aparent, mesurada per un dispositiu independent com ara un rellotge de sorra o un rellotge atòmic, va variant al llarg de l'any.
Per a que això sigui així hi ha dues raons principals i ambdues estan relacionades amb la forma en que es mou la Terra:
La combinació dels dos efectes acabats d'esmentar fa que la durada del dia solar aparent variï contí- nuament al llarg de l'any. Per evitar aquesta dificultat, els astrònoms han inventat l'anomenat Sol mitjà que es mou al llarg de l'equador a un ritme constant, condició necessària per a que pugui actuar com a cronòmetre. Aquest Sol fictici, que està de vegades una mica pel davant del Sol real i de vegades una mica pel darrera (la diferència màxima pot arribar al quart d'hora en certes èpoques de l'any), defineix el dia solar mitjà que dura exactament 24 hores de rellotge equivalents a la longitud d'un dia solar apa- rent amitjanada al llarg d'un any. Les hores i dies solars dels que hem parlat en les seccions ante- riors fan sempre referència al Sol mitjà.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Si volguéssim ser molt precisos en la mesura del temps utilitzant el moviment del Sol en el cel, hau- ríem de considerar també una sèrie de petites variacions estacionals, seculars i irregulars, que afecten als moviments de rotació i translació de la Terra i que fan que el temps solar mitjà no sigui del tot uni- forme. Per això, en la pràctica, els estàndards actuals de temps estan basats, no en l'esfera celest, sinó en una xarxa de rellotges atòmics interconnectats. No obstant això, aquests rellotges ultrapreci- sos s'ajusten periòdicament de manera que el temps que proporcionen mai se separi més d'un segon del temps solar mitjà actual, que és el que compta per nosaltres.
Un cop definit el valor de la unitat de temps, està clar que no resultaria gaire pràctic que tots els obser- vadors tinguessin la mateixa hora, independentment de la seva posició sobre la superfície terrestre. Té força més sentit que el pas del Sol pel meridià local superior d'un observador marqui a tot arreu el mig- dia local i això, òbviament, succeeix en moments diferents per observadors situats en longituds (meri- dians) diferents. Com tampoc seria gens pràctic que cada individu o, si més no, cada localitat, tingués el seu propi horari, s'han definit sobre la superfície terrestre els anomenats fusos horaris.
Els fusos horaris són franges, relativament amples, de 15° on tots els rellotges adopten el temps solar mitjà corresponent al meridià que té la longitud mitjana de la zona.
Aquesta divisió però és relativament flexible, de manera que l'amplada del fusos s'amplia o redueix a conveniència dels estats per tal de facilitar al màxim el comerç, el transport i la comunicació entre zones adjacents, tal i com mostra la Figura 9. A tot això, cal afegir encara els avançaments estacio- nals d'una o més hores que alguns països apliquen per fer màxim el nombre d'hores de llum solar de la jornada laboral amb la intenció d'estalviar energia.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
Figura 9. Els fusos horaris de la Terra.
Si penseu que resulta complicat definir les zones horàries, encara ho és més entendre i coordinar els diferents calendaris que existeixen, doncs a l'hora de portar el compte dels anys (i de la seva subdivi- sió en mesos i setmanes) es produeixen profundes variacions entre regions de la Terra ocasionades per diferències culturals i, sobretot, religioses.
L'objectiu de tots els calendaris, això sí, es comú: garantir que determinades festes o ritus tinguin lloc sempre en una època concreta de l'any. Així, per exemple, pels cristians és important que la Pasqua comenci sempre el primer diumenge després de la primera Lluna plena de primavera, mentre que els jueus han establert l'inici del seu calendari en el 3761 abans de Jesucrist perquè va ser llavors quan, segons la seva fe, el món va ser creat (per tant, l'any 2005 del calendari occidental coincideix amb l'any 5765 jueu). Tanmateix, un aspecte aparentment tan estàndard com és la subdivisió del dia en 24 hores, és diferent en una cultura com la Índia on divideixen el dia en 60 parts de 24 minuts.
A més a més, la natura no ens ha facilitat les coses al fer que l'any no contingui un nombre exacte de dies (al voltant de 365 i un quart). Com que és convenient subdividir l'any en un nombre sencer de dies, es produeix un desfasament que s'ha d'anar corregint periòdicament. La correcció que s’ha d’aplicar depèn però de la durada adoptada per l'any que presenta importants variacions culturals. En el calen- dari modern occidental –instaurat pel Papa Gregori XIII en 1582–, que té anys estàndards de 365 dies, el desfasament es compensa intercalant cada 3 anys (amb certes excepcions) un any de traspàs que té un dia extra: el 29 de febrer. El concepte d’any de traspàs és però molt més antic, ja que va ser intro- duït per primera vegada al calendari occidental per Juli Cèsar.
Segons el que acabem d'explicar, ha de quedar clar que el nostre calendari occidental, no és l'únic del món. Jueus, musulmans, xinesos, indis, etc., tenen calendaris propis molt diferents al nostre.
PÀGINA
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
PÀGINA
IDEES CLAU • L'esfera celest sembla girar al voltant de la posició de cada observador terrestre amb un període de 24 hores. En realitat, és la Terra la que gira.
T1 ASTRONOMIA DE POSICIÓ
UNIVERSITAT DE BARCELONA Virtual
