Día

El día (del latín dies) es la unidad de tiempo equivalente a 24 horas (86400 s). El conjunto de todos los días del año puede consultarse en el artículo Calendario.

Día sideral vs. día solar

El día solar verdadero, el que se mide en un reloj de sol, es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por el mismo meridiano local; sin embargo este lapso de tiempo, por más que se acomoda al orden natural de las cosas —desde la perspectiva de la Tierra— y ha sido referencia del paso del tiempo desde tiempo inmemorial, resulta ser variable ya que depende del movimiento aparente del Sol, que no es uniforme por no serlo el movimiento de la Tierra en su órbita (recuerde que la Tierra, en virtud de las leyes de Kepler se acelera al aproximarse al Sol); para obviar este problema los astrónomos tomaron el día sideral como la diferencia de tiempo entre dos pasos consecutivos de un punto fijo de la esfera celeste sobre el mismo meridiano, en definitiva, el que necesita la Tierra para dar una vuelta completa alrededor de su eje de rotación. En particular, tomando como referencia el punto Aries se define el día sidéreo cuyo valor es virtualmente idéntico al día sideral.

Tal como muestra la figura, dado que la Tierra se traslada a lo largo de su órbita al tiempo que gira alrededor de su eje, después de un giro completo aún queda un pequeño arco por recorrer (el mismo que ha recorrido la Tierra) para que el Sol, en su movimiento aparente, se sitúe de nuevo sobre el mismo meridiano.

Sin embargo, la necesidad, más bien conveniencia, de referir el día al movimiento del Sol para los usos corrientes de la vida civil, se seguía viendo dificultada por la variabilidad del mismo, optándose entonces por idear un sol medio que se suponía moverse sobre el ecuador con movimiento uniforme y que realizara su giro en el mismo tiempo que el verdadero (1 año o más precisamente 365,2564 días); de este modo, el paso del sol medio por un meridiano define el mediodía medio, al igual que el paso del Sol verdadero señala el mediodía verdadero. El día solar medio así definido resulta ser constante y es el que se divide en 24 períodos de una hora de duración. La relación entre el día solar medio —el marcado por nuestros relojes— y el verdadero viene dada por la denominada ecuación de tiempo.

Tanto la referida cuestión de la variabilidad del día como la del año se suscitó ya entre los sabios de la Antigüedad sin que se pudiera llegar a una solución satisfactoria. No fue hasta que se desarrollaron las herramientas matemáticas y los instrumentos de observación necesarios, allá por el siglo XVIII cuando fue posible abordar este problema que limitaba, si no impedía, emplear el «día» y cualquiera de sus subdivisiones como eficaz unidad de medida para el tiempo. Laplace, mediante inducciones teóricas, estableció la invariabilidad de los movimientos medios de los planetas y la Tierra, y que por tanto el día solar medio sólo variaría de hacerlo la velocidad de rotación de la Tierra. Observaciones astronómicas posteriores confirmaron que, en efecto, la velocidad de rotación de la Tierra no ha variado sensiblemente desde los tiempos de Hiparco; aunque en los próximos cien años, según mediciones recientes, el día se habrá alargado 2 milisegundos.

De las distintas definiciones de día se desprenden las diferentes escalas de tiempo que pueden emplearse: tiempo solar verdadero, tiempo sideral, y tiempo civil (UTC), definido éste último respecto del día solar medio.

Horas de luz

Día también se dice del tiempo durante el cual el Sol ilumina un determinado punto de la la Tierra desde el amanecer hasta el anochecer. Las horas diurnas varían a lo largo del año debido a la inclinación axial del eje de rotación de la Tierra modificando la energía solar incidente y provocando las variaciones estacionales del clima.

Imágenes de la Tierra generadas con Earth Viewer

Imaginemos que hoy es solsticio de verano en el hemisferio norte (y de invierno en el hemisferio sur), como sabemos hoy es el día más largo del año o, si se prefiere, la noche más corta en el hemisferio norte (al contrario en el sur). Si pudiéramos observar la Tierra desde el plano del Ecuador veríamos la situación de la figura; el Sol en su máxima declinación (aproximadamente 23º27') incide perpendicularmente sobre el trópico de Cáncer y la línea de sombra, inclinada el mismo ángulo respecto del eje de rotación de la Tierra, divide ésta en dos mitades siendo de día en una de ellas y de noche en la otra.

Si nos situamos ahora sobre el polo norte celeste, en el eje de rotación de la Tierra, veremos una gran zona iluminada, en la que es de día y otra, más pequeña, en sombra, en la que es de noche. De la observación de las figuras se desprende que pueden darse dos situaciones:

• Hay una zona permanente iluminada delimitada por el círculo polar ártico (el círculo más pequeño) de forma que a partir de dicha latitud 66º33' N (90º - 23º27') no anochece; por el contrario en el polo sur, en latitudes superiores a 66º33' S (círculo polar antártico) no amanece.

• Cualquier paralelo trazado sobre el hemisferio norte tiene una longitud iluminada netamente superior a la correspondiente a la zona de sombra. Obviamente, por ser la velocidad de rotación de la Tierra constante a lo largo del día, cualquier punto tardará más en recorrer la zona iluminada que la zona en sombra, por lo que el día (horas de luz) será más largo que la noche siendo la situación en el hemisferio sur (invierno) la contraria, donde la noche es más larga que el día. La diferencia entre las horas diurnas y nocturnas será tanto mayor cuanto más nos alejemos del ecuador, donde día y noche tienen igual duración todo el año.

La duración del día puede calcularse en una latitud determinada en función de la declinación del sol (ángulo β) y la latitud (ángulo α) mediante sencillos cálculos trigonométricos suponiendo que la superficie de la Tierra es esférica. En la figura, el arco d'ad es el iluminado.

Del triángulo rectángulo Oba (siendo R el radio de la Tierra):

ab = R cosα = bd (radio del paralelo α)

Ob = R senα

Del triángulo rectángulo Obc:

bc = Ob tgβ = R senα tgβ

Del triángulo rectángulo bcd:

senγ = bc/bd = (R senα tgβ)/(R cosα) = tgα tgβ

Obtenido el ángulo γ bastará hacer una regla de tres; si a Tierra gira 180º (π) en 12 horas; en girar 2γ tardará 24γ/π (expresado γ en radianes); y la duración del día, en horas será:

$12 + {24 \over \pi} \arcsin \left [ \tan \alpha \tan \beta \right ]$

Por ejemplo la ciudad de Bilbao está situada a una latitud de 43º25'42'', por lo que el día del solsticio de verano, cuando la declinación del Sol es de 23º27', las horas de Sol serán:

$12 + {24 \over \pi} \arcsin \left [ \tan 43^\circ 25' 42'' \tan 23^\circ 27' \right ] = 15,2324 \mbox{h} \approx \mbox{15h 14m}$

En el solsticio de invierno ésa será la duración de la noche en la misma localidad, siendo la diferencia entre el día más corto y el más largo del año de 6,5 horas de luz.

Referencias

Notas