El cel en tres minuts: Abril 2017

La ecuación de tiempo es la diferencia entre el tiempo solar medio (medido generalmente por un reloj) y el tiempo solar aparente (tiempo medido por un reloj de sol). Esta diferencia varía a lo largo del año y alcanza una mayor diferencia a principios de noviembre, cuando el tiempo solar medio está a más de 16 minutos por detrás del tiempo solar aparente (en concreto a 16 minutos 33 segundos cerca del 3 de noviembre), y a mediados de febrero, cuando el tiempo solar medio va más de 14 minutos por delante del aparente. Pero, ¿por qué sucede esto?

La gráfica de la ecuación del tiempo es en realidad  la suma de dos curvas sinusoidales, una con un período de un año y otra con un período de medio año. Las curvas reflejan dos efectos astronómicos, cada uno causado por una no uniformidad diferente en el movimiento diario aparente del Sol relativo a las estrellas:

• La oblicuidad de la eclíptica (el plano del movimiento orbital anual de la Tierra alrededor del Sol), que está inclinado en unos 23,44 grados con respecto al plano del ecuador terrestre; la proyección de este movimiento sobre nuestro ecuador celeste, a lo largo del cual se mide el tiempo solar, es máxima en los solsticios, cuando el movimiento anual del Sol es paralelo al ecuador (causando amplificación de la velocidad percibida) y produce principalmente un cambio en ascensión recta. Es un mínimo en los equinoccios, cuando el movimiento aparente del Sol es más inclinado y produce más cambio en la declinación y menos en ascensión recta, que es el único componente que afecta la duración del día solar. Una ilustración práctica de la oblicuidad es que el cambio diario de la sombra proyectada por el Sol en un reloj de sol incluso en el ecuador es más pequeño cerca de los equinoccios y mayor cerca de los solsticios. Si este efecto fuera el único, los días serían de hasta 24 horas y 20,3 segundos de largo (mediados del mediodía solar al mediodía solar) cerca de los solsticios, y hasta 20,3 segundos más cortos que 24 horas cerca de los equinoccios.

• La excentricidad de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, que es aproximadamente 0.0167. Si la Tierra orbitara el Sol con una velocidad constante, en una órbita circular en un plano perpendicular al eje de la Tierra, entonces el Sol culminaría todos los días exactamente al mismo tiempo, y constituiría un patrón de tiempo perfecto (excepto por el efecto muy pequeño de la desaceleración de la rotación de la Tierra). Pero la órbita de la Tierra es una elipse que no está centrada en el Sol, y su velocidad varía entre 30.287 y 29.291 km/s, según las leyes de movimiento planetario de Kepler, y su velocidad angular también varía, y por lo tanto el Sol parece moverse más rápido (relativo a las estrellas de fondo) en el perihelio (actualmente alrededor del 3 de enero) y más lento en el afelio medio año más tarde. En estos puntos extremos el día solar aparente varía en 7,9 s/día de media. En consecuencia, las diferencias diarias menores en otros días en velocidad son acumulativas hasta estos puntos, reflejando cómo el planeta se acelera y desacelera en comparación con la media. Como resultado, la excentricidad de la órbita de la Tierra contribuye a la ecuación de tiempo con a una variación de onda sinusoidal con una amplitud de 7,66 minutos y un período de un año. Los puntos cero se alcanzan en el perihelio (a principios de enero) y en el afelio (comienzo de julio); Los valores extremos son a principios de abril (negativo) y principios de octubre (positivo).

El pequeño aumento del día solar medio debido a la desaceleración de la rotación de la Tierra, de aproximadamente 2 ms por día por siglo, que actualmente se acumula hasta aproximadamente 1 segundo cada año, no se tiene en cuenta en las definiciones tradicionales de la ecuación de Tiempo, ya que es imperceptible en el nivel de precisión de los relojes de sol.