Asoleamientos. Movimientos de suelo

Edafología. Suelos. Rotación terrestre. Manchas solares. Mareas

  • Enviado por: Manuel Richardson
  • Idioma: castellano
  • País: República Dominicana República Dominicana
  • 22 páginas
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ASOLEAMIENTO , MOVIMIENTOS DE LA T1ERRA

EN REPUBLICA DOMINICANA

La tierra se encuentra sometida a dos movimientos principales. .

1.- MOVIMIENTO DE ROTACIÓN

2.- MOVIMIENTO DE TRASLACIÓN

1.— Movimiento de Rotación: Cada 24 horas la tierra completa una vuelta sobre su eje a una velocidad de unos 27 kms. por minuto. Cada amanecer nos parece ver salir el sol por .el Este, trepar en el cielo hasta el mediodía para luego descender hasta que se pone por el Oeste. Este movimiento aparente de la esfera celeste es una consecuencia de la rotación de la tierra.

2.— Movimiento de traslación: Al mismo tiempo que gira sobre si misma, la tierra se mueve alrededor del sol a una velocidad de 29.7 kms. por segundo.

Esta orbita es ligeramente elíptica y se realiza en un período de 365 días. El movi­miento de traslación alrededor del sol combinado con la inclinación del eje de rotación resultan en una distribución desigual de la luz y el calor que es recibido por región de la tierra en el transcurso del ano.

La posición que ocupa la tierra durante su movimiento, de traslación alrededor del sol se mide por la distancia angular del sol con el ecuador terrestre.

Los Equinoccios corresponden al 23 de septiembre, otoño, y al 21 de marzo, primavera, cuando la noche y el día tienen igual duración en todo el Planeta . En el Solsticio de Invierno, 22 de diciembre que señala el comienzo del invierno en el hemisferio Norte ocurre todo lo contrario . El Solsticio de Verano ocurre el 21 de junio, fecha que ocurre el día mas largo y la noche mas corta en el hemisferio Norte.

ASOLEAMIENTO Y VENTILACIÓN

Cuando el hombre se puso a meditar sobre el origen del Universo, compuesto por planetas, soles, lunas, estrellas, etcétera, se hizo varias conjeturas y formula hipótesis, es decir, busco el mejor razonamiento para explicar su existencia o procedencia.

Al transformar, los investigadores y hombres de ciencia, una hipótesis en una teoría, y esta llega a ser reconocida en todos sus conceptos, la teoría se convierte en ley.

Por Universo se entiende el total de la creación, abarcando todas las distancias, en todas las direcciones, a una distancia lo mas lejos que se pueda imaginar, pero nunca se ha llegado a determinar su origen; hasta la fecha han sido aceptadas varias teo-rias o hipdtesis, entre las cuales esta la del astrdnomo (ranees Laplace, llamada "Hipotesis de la Nebulosa";la de Jaime Jeans, también astrónomo trances, conocida como ''Teoría de las Mareas", y la de los norte-americanos Chamberlin y Moulton, llamada "Teoría Planetesimal".

En lo que si están de acuerdo es en aceptar que el Universo esta formado de partículas infinitamente diminutas que unidas forman la materia. Dichas partículas se dividen en dos grupos: las que tienen carga positiva y que se llaman protones, y las que tienen carga negativa, denominadas electrones. Las partículas de igual carga se repelen y partículas de cargas contrarias se atraen y forman los átomos, los cuales a su vez se atraen mutuamente, se unen y forman una molécula. También las moléculas pueden unirse y es así como se forman diferentes cuerpos en diferentes estados, ya sean líquidos, sólidos o gaseosos.

Fuerza universal. La ley de Newton nos dice: "Todo pasa en el Universo, como si los cuerpos se atrajesen con una fuerza proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de las distancias que los separa." La dio a conocer en 1687 y nos permite saber la existencia de la eclíptica, trayectorias de los astros, velocidades, etcétera.

En esta ley esta la tuerza que Newton nos dio con el nombre de "gravedad", la cual atrae a los átomos

La techa no se sabe como actúa, pero gracias a ella, el hombre y las cosas se mantienen sujetos a la Tierra y esta y los demás planetas giran alrededor del Sol.

Sistema solar. Esta formado por una estrella gigantesca llamada Sol y un conjunto de planetas que giran alrededor de él, describiendo elipses. Este movimiento en los planetas, llamado de trasladan y que se puede considerar, de acuerdo con la mecánica celeste de Newton, que realizan alrededor del centro común de gravedad del Sol y de cada planeta, lo hacen de Oeste a Este. El conjunto esta formado por los planetas Ilamados primarios y que son: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jupiter, Saturno, Urano, Neptuno y PIuton.

Hay planetas secundarios que son también opacos y de forma esférica que giran alrededor de los pla­netas primarios; se les conoce con el nombre de satélites y su movimiento es de Oeste a Este, aun cuando existen algunos que lo hacen a la inversa. Existen además planetoides, asteroides, cometas, satélites y otros cuerpos celestes de menor importancia.

Tanto los planetas como sus satélites son opacos y reflejan la luz del Sol. Reciben el nombre de pla­neta, que en griego significa errante, porque los antiguos astrólogos creían que únicamente ellos se movían y que los demás cuerpos celestes no lo hacían. Posteriormente se descubrid que todos se mueven, pero que es más notorio en los planetas porque están mas cerca de la Tierra.

Gracias a las leyes dictadas por Kepler se sabe que los planetas y demás cuerpos celestes se mueven, y se ha podido calcular la situación de cada uno en cualquier época.

Estas leyes son:

Primera. Todo planeta viaja alrededor del Sol, no en circulo sino en elipse, ocupando el Sol uno de los focos de esta.

Segunda. Su velocidad aumenta al acercarse al Sol y disminuye al alejarse; pero sea cual fuere su velo­cidad, el radio vector, es decir, la línea recta trazada entre el planeta y el Sol, describirán siempre areas Tercera.

El tiempo que tarda un planeta en girar alrededor del Sol depende de la distancia que lo separa de aquel, o dicho mas exactamente: el cua-drado del tiempo de revolucion de un planeta, es igual al cubo de su distancia media del Sol; o tambien: a los cuadrados de los tiempos que los planetas invierten en dar una vuelta completa alrededor del Sol son inversamente proporcionales al cubo de los semiejes mayores de las orbiias.

De los asteroides, que se encuentran entre Marte y Júpiter, se han conocido mas de mil con diámetros muy diferentes- Los cuatro mayores varían entre 768 y 193 Km., los menores entre 4 y 5 Km. La mayoría de los conocidos tienen diámetros menores de 100 Km.; Las distancias medias al Sol son de 2.5 a 3.5 veces mayo­res que la de la Tierra; su traslacion esta entre 2 y 14 anos. Se cree que proceden de la desintegración del anillo cósmico que existió entre Marte y Júpiter.

Además de los cuerpos antes dichos, existen otros llamados sideritos, aerolitos, cometas, estrellas fugaces o uranolitos, etcétera, y fenómenos como el de la luz zodiacal Gegenschein.

Desde que los planetas se desprendieron del Sol, han girado por millones de anos y lo seguirán haciendo por muchos mas, a una marcha cada vez menor, hasta que se detengan por la perdida de energía en forma de calor que sufren en su movimiento de rotación. En la Tierra, las mareas que son causa de la atracción de la Luna y del Sol, producen cierta fricción. Para que los planetas se detengan pasaran mu­chos miles de millones de anos.

En consecuencia, mientras esto no suceda, los cuerpos celestes seguirán en movimiento, puesto que no hay nada en el espacio que los detenga, lo cual se debe a la ley de Inercia que dice: "Un objeto que se mueve seguirá haciéndolo si nada lo detiene, así como un objeto que esta en reposo nunca se moverá si no hay algo que lo ponga en marcha."

De lo anterior se deduce que en el Universo o Firmamento existen millones y millones de estrellas, soles, planetas, lunas, etcétera, en distintos estados, ya sean sólidos, líquidos o gaseosos; con brillo propio o sin él.

EL SOL

Sobre el origen del Sol no se sabe a ciencia cierta cual fue, pero la teoría mas aceptada es que se debe a la unión de las diminutas partículas electrificadas que forman los átomos, los cuales al unirse formaron una gran nube que se fue contrayendo y, debido a esta contracción, se calentó y se hizo cada vez mas pequeña hasta formar una bola de gases calientes, la que ahora conocemos por Sol y en donde se supone existe un calor inconcebible, puesto que es capaz de enviar calor sin interrupción a una velocidad incom­parable.

De todo ese calor, la Tierra únicamente recibe una dosmildoscienta* millonésima parte. No debe suponerse que el fuego que existe en el Sol es igual al de la Tierra, porque para que haya fuego debe haber aire, sin el cual no es posible encender la más insignificante llama. Por tanto, como en el Sol no hay aire, no tiene fuego verdadero como el que cono­cemos. Por esto se deduce que el Sol existe y existirá eternamente, no puede consumirse; tal vez en un future lejano llegue a enfriarse, pero nunca a consu­mirse o quemarse.

Por la ley que dice: "La intensidad de calor radiante es directamente proporcional al coseno del ángulo de incidencia", nos explica por que cuando el Sol esta en el cenit recibimos mas calor.

El rayo incidente es normal a la superficie terrestre, y la luz que nos ilumina es igual a la que arroja un foco de mas de 50,000 bujías colocadas a un metro de distancia; por tanto, comparada su intensidad con la de dicho foco que es igual a 1,125 cuatrillones de bujías, queda: 1,125 X 102-' bujías. Su energía, igual a 4.200,000 ton por segundo. Los rayos solares llegan a la Tierra paralelos y como esta es esférica, el ángulo que forman con la vertical de cada lugar no es igual; por tanto, tampoco es igual la cantidad de calor que recibe, siendo mayor cuando son poco inclinados, y menor cuando caen con mucha inclinación.

MOVIMIENTOS

Existen para el observador terrestre 365 variaciones sucesivas para el diámetro aparente del Sol en cada vuelta anual que la Tierra da a su alrededor; varia­ciones que presentan dos dimensiones y diámetros solares aparentes, el máximo de 32' 32" y el mínimo de 31' 28" .

Sabemos que el Sol tiene movimiento de rotación por las manchas que periódicamente aparecen en su superficie. Este movimiento que verifica de Este a Oeste sobre su eje, lo realiza a raz6n de aproximada mente 2 km/seg en su ecuador. Como no tiene mucha velocidad, comparada con su tamaño, el Sol no preta achatamiento en sus polos. Para que se realice vuelta, en su ecuador necesita 25 días con 12 horas en sus polos, 35 días. El plano de su ecuador forma un ángulo de 7° 15' con la orbita terrestre. Con movimiento su eje se va dirigiendo hacia la estrecho Dzeta de la constelación de Dragón.

Se sabe, por medio de cálculos, que también el tiene movimiento de traslación y que lo hace a velocidad de 270 km/seg alrededor del centro de gravedad de nuestra galaxia.

Además de este movimiento, el Sol tiene otro, el cual es arrastrado por la galaxia en el espacio un ritmo de mas de 20 km/seg (aproximadamente 600 millones de km/año); de tal manera que en centenar de anos no se ha desviado en una foi perceptible de una linea recta. El Sol se desplaza hacia un punto llamado Ápex de la constelación ojpo de estrellas llamadas "Hércules" y se aleja de ( punto llamado Anti-Apex.

MANCHAS SOLARES

Son una especie de perforaciones en forma de hache de color azul oscuro que manchan la resplandeciente blancura del Sol. Se supone que son origina por los remolinos causados por las tormentas majlicas. Son grandísimas, se ha calculado que las ) pequeñas, transversalmente, tienen como 800 kr ocupan una superficie de 300 millones de km2; superficie de la mas grande es de 9,300 millones kilometres cuadrados, aproximadamente; su temperatura es de 3,000°C.

Comparando dichas manchas con la superficie ti de la Tierra, que es de 510 millones de km2 se uno cuenta del tamaño del Sol. Parecen obscuras ser menos claras que la superficie que las rodearan aproximadamente tres días, variando mucho tiempo, desde un día hasta varias rotaciones solares .

En las manchas se distinguen dos zonas: a la que se le denomina sombra mas obscura y a la súper que la rodea, penumbra. Su temperatura es inte a la normal del Sol. A 150 km/seg giran en to de torbellino hacia el ecuador, si la distancia esta de 15°; y hacia el polo, si su latitud es mayor.

Las manchas solares o erupciones, en súper máximo, ocurren cada 11 anos, y en el mínimo, se presenta entre dos máximos, pero más cerca c que se aproxima que de la pasada; esos 11 forman un ciclo, y cada ciclo se inviernen los :

Magnéticos norte y sur; en consecuencia, un solar complete es igual a 22 anos.

Las protuberancias o grandes llamaradas que , ce.s llegan a tener hasta 500,000 Km. de altura, Alt. el funcionamiento de los aparatos electrónicos ( Tierra, incluyen en el tiempo, las auroras bor) etcétera, debido a que el Sol y la Tierra son irr y el Sol constantemente envia descargas electricas Tierra. £stas, segiin su forma, se dividen en " tivo", cuando arrojan gases en forma de surtid "quiescentes" cuando aparecen como largas r flamigeras, desprendiendose y elevandose.

CORONA SOLAR

Se Ie llama corona solar al tenue halo resplande-ciente que solo se ve cuando la Luna eclipsa al Sol. Puede alcanzar hasta tres millones de kilometres del limbo solar y esta compuesta por los mismos elemen-tos de la Tierra:

Fotosfera. Es la capa mas brillante en donde apaie-cen las manchas y las taculas. Estas ultimas son por-ciones pequenas y brillantes.

Caja inversora. Es la que radia a la fotosfera; recibe ese nombre porque transforma los rayos brillantes del espectro solar en obscuros. Su espesor es de 900 a 1,500 kilometres.

Cromosfera. Cuyo espesor es de 10,000 a 15,000 km Es de color escarlata y tiene elevaciones de 500,000 a 831,000 km, con una velocidad hasta de 457 km/ seg. Es la inmensa llama conocida con el nombre de protuberancias. (Fig. 2.)

MASA DEL SOL

Entiendese por masa la cantidad de materia pon­derable que posee un cuerpo, abstraccion hecha del volumen en que se halle distribuida y conociendose la del Sol, por la accion que este ejerce sobre la Tierra en comparacion con la que la Tierra ejerce sobre la Luna, se ha hallado que la cantidad de inasa que el Sol contiene es 333,432 veces mayor que la que encierra la Tierra.

DENSIDAD

Si el Sol contiene por unidad de volumen la misma cantidad de materia que encierra la Tierra, su densi-dad sera 0.255 (como la cuarta parte qiie la terres-tre), lo que indica que la gravedad y peso de los cuerpos en la superficie del Sol cs 27.9 veces mayor que en la Tierra.

De todo lo anterior se deduce lo siguiente:

Diametro del Sol = 1.391,100km (109 veces mayor que el de la Tierra)

Circunferencia = 4.850,000 km

Superficie = 6, 000 000,000.000 km2 (6 x 1012)

Fuerza centrifuga muy

= 1 . 47,000 dc la de la '1 icna

= I, 381,000, 000,000 000.000 km: ('1,381 x 101S)

Volumen

Distancia de la Tierra := 149,504,000 km (distancia que su In/ tarda en recorrer 498 seg) .

Por ultimo, comparemos al Sol con la estrella Alpha Betelgeuse, cuyo diametro mide 300.000,000 kilometros y su volumen es de 14 cuatrillones de kilo-metros fcubicos, o sea que en ella cabrian 14 millones de soles como el nuestro.

LA TIERRA

La Tierra, al igual que todos los demas astros, es aproximadamente esférica a causa de la fuerza centrifuga que desarrolla un movimiento de rotación que la hace ser ligeramente achatada de sus polos y ensanchada en su ecuador.

El hecho de que consideremos a la Tierra sensible mente esferica, lo podemos comprobar facilmente a traves de viajes realizados alrededor del mundo, lo" cuales nos dicen claramente que es un cuerpo aisladc en el espacio; ademas que la tangente a la superficie del mar.

Trazada por el ojo del observador elevada sobre las aguas, forma un cono de rotación, cualquier que sea la altitud del observador sobre el mar, esto es: si en un punto cualquiera elevado en medio del mar, medimos el angulo que forma la visual dirigida al plano del horizonte con la tangente del mismo punto a la superficie del mar en reposo, .se aprecia que este angulo tiene un valor constante dondequiera que se mida; ángulo llamado "depresion del hori­zonte sensible", de donde se deduce tambien que esta superficie es esferica.

Claro esta que dicha superficie sensiblemente esferi­ca en su conjunto, esta interrumpida por montanas, mesetas, etc.; por esta razon y porque su diámetro ecuatorial es mayor que el polar, los geólogos han llamado a esta tonna tan peculial de la Tierra:

decide.

De esto se deduce que al no coincidir la forma real de la Tierra con ninguna de las tormas geo-metricas regulares conocidas, tiene su propia forma, o sea una superticie algo ondulada con respecto al elip-soide, debido a que el geoide corta al elipsoide por elevacion y depresion con desviaciones maximas de 100m en ambos sentidos.

En cuanto a su composicion, resumiremos diciendo que por materiales extraidos del nucleo con mas de 1,000°C, se supone que dicho nucleo se encuentra en estado igneo, no pudiendo precisar si es solido o' liquido, pero se supone que no es gaseoso por las tremendas presiones que existen dentro; poi lo que se ha llegado a la conclusion que la Tierra alin esta en formacion.

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

Los movimientos de rotacion y de revolucion son los que tienen mayor impol tancia sobre la vida de los seres terrestres y los que ofrecen mayores evidencias. Sin embargo, los estudios astronomicos han permitido demostrar la existencia de muchos otros movimientos.

Rotacion. Es el movimiento giratorio de la Tierra de Este a Oeste sobre su eje en el periodo llamado dia. Se han indicado numerosas razones que demues-tran su existencia y que pueden clasificarse en racio-nales o indirectas y en experimentales o directas.

Entre las principales pruebas experimentales se senalaii: experiencia de Leon Foucault, en donde el pl.mo de osiilacion de un pendulo se desviaba en sentido d la marcha del reloj.

El movimiento que cumple la Tierra (sin dejar de girar sobre si misma) alrededor del Sol en el periodo y describiendo una orbita eliptica, con excentricidad actual es de 0.016751. Uno de los fc esta ocupado por el Sol; el punto de la orbita i lejano al mismo se llama afelio y el mas cerca penhelio. En el primero, la distancia del centre di Tierra al centre del Sol e.s de 151.496,000 km; el segundo, 146.504,000 km, siendo la distancia me 149.700,000 kilometros.

Las pruebas directas o experimentales mas importantes son: la paralaje anual de una estrella ; aberracion de las estrellas; mediciones pectrostopicas del desplazamiento de las rayas esj. trales.

Este movimiento origina la formacion de las (estaciones del año : PRIMAVERA , INVIERNO , VERANO , OTOÑO ..

Mutaciones,. Son las variaciones periodicas de inclinacion de la ecliptica respecto al ecuador. Se i lien a la oscilacion del e|e de la 'Fierra alredec de una posicion media, que es la que verdaderarnei describe la superticie conica indicada en precesi( En sentido estricto, no es un movimiento, sino tres. plincipal es el de mutacion lunar, asi llamado pore se debe a la airaccion desigual de la Luna. El misi puede representarse por una elipse, cuyo eje ma' mide 18".4 y al prolongarse encuentra a it (polo la ecliptica). El eje menor vale 13".7. Las otras c nutaciones se llaman variaciones de latitud o mig clones de los polos. Cada una tiene un valor apro mado de 0".l y de ella, la anual es originada por desplazamientos estacionales de nieves, aguas y ma atmostericas.

Movimiento alrededor del rrntio gravitatono i par Tienn-Lvnn. Por la mayor masa de la Tierra, Luna gira aparentemente alrededor de ella, pero realidad ambas dan vueltas en torno de un cen comun ubicado a unos 1,000 km por debajo del ni del mar.

Variacion de la excentricidad de la orbita terrest El valor de esta excentricidad oscila entre 0.003 y 0 en un periodo de 80,000 anos. Se ha calculado que e mismo alcanzara un minimo dentro de unos 24,00( anos.

Balanceo de la ecliptica. Es la variaci6n de la obli cuidad de la misma respecto al ecuador. Presenta ur maximo de 24° 55' y un minimo de 22° 15'. Actual mente esta disminuyendo a razon de 0'".46845 por ano

Desplazamiento de la linea de los apsides. Se pro­duce en sentido directo, con un valor anual de 11" .5, (La linea de los apsides es la que une al afelio con el perihelio.)

Perturbaciones interplanetarias. Obligan a la Tierra a separarse irregularmente de su orbita ecliptica, describiendo sinuosidades

alrededor de la misma. Se ori ginan en variaciones de las fuerzas atractivas de lo' planetas, producidas al ir variando sus distanciai respecto a la Tierra.

Traslacion del sistema solar. El Sol y todo su siste ma se dirige a un punto (apex) situado cerca de la estrella Vega, con una velocidad de 20 km/seg. An tes se consideraba que el punto apex se hallaba er la constelacidn de Hercules. Posiblememe este sea tambien un movimiento giratorio.

Rotacion de todo el sistema galactico. El movimiento de la galaxia se produciria, segun Lindbland Oort, en torno a un eje situado a 6,000 parseques * del Sol. Esta rotacion imprimiria al sistema solar una velocidad de 200 a 300 km/segundo.

(* Parsec: Unidad astronomonica equivalente a la distancia desde la Tierra a una estrella cuyo paralaje anual sea de I". Equiva a 3.256 anos luz.)

MAREAS

Las mareas son consecuencia de la fuerza de grave dad por medio de la cual los cuerpos celestes se atraer mutuamente.

La Luna ejerce constanie airaccion sobre la Tierra y viceversa. Tambien el Sol y la Tierra se atraen, perc debido a las distancias que los separan, la influence de la Luna sobre la Tierra es mayor, porque, aun cuando la Luna es de menor tamano que el Sol, tarn bien es mucho menor la distancia que la separa di la Tierra.

La posicion de estos tres cuerpos origina dos clase de mareas: bajas o muertas y altas o vivas. Las pri meras se producen cuando la atraccion del Sol y li Luna, con respecto a la Tierra, forman angulo recto y las segundas cuando el Sol y la Luna estan en line, recia.

Las mareas semimensuales (dos veces al mes) ocurren generalmente durante la Luna nueva y 1, Luna llena; es decir, cuando la airaccion del Sol de la Luna, que estan en linea recta, se suman. por lo cual dichas mareas son muy altas.

Las mareas bajas suelen ocurrir cuando la Lun esta en primero o ultimo cuarto.Toda superficie liquida sobre la Tierra estai sujet a la formacidn de las mareas, pero no son iguales ei todos los lugares; en algunos suben y bajan mas de 15 metros, mientras que en otros no llegan a un metro

Por lo que se refiere a Tierra y Luna, las marea pueden ser directas y opuestas. Del lado que la Tierra

da a la Luna se forman las niareas clirectas y del lado contrario, las opuestas.

I.as variaciones regulares que diariamente y por la influencia solai pasan por un maximo y un mini-mo se Hainan diurnas, las que comparadas con los valores magneticos a traves de muchos anos, dan lugar a lo que se conoce poi "variacion secular". Ponen de manitiesto que la aguja imantada, o la brujula, que es lo mismo, ha declinado al Este y al Oeste; y que la inclinacion de la aguja suspendida libreniente, tambien varia.

La declinacion y la inclinacion cambian porque periodicamente se desplazan los polos magneticos. de la Tierra.

Ecliptica. Es la linea imaginaria casi circular, que la Tierra recorre en el movimicnto de traslacion al-rededor del Sol. Mide aproximadamente 973.728,000 km. Deb2e su origen este nombre al hecho de que los eclipse-, tienen lugar sobre ella.

Si se prolonga indefinidamente el piano de la eclip tica, rorta a la esfera celeste segun un circulo maximo que es paralelo y equidista unos 9 grades de otros dos grandes circulos que en el tirniamento senalan la faja

ORBITA DE LA TIERRA

Noche. Es el tiempo que, sumado al dfa natural, da el dfa solar; es el lapso que transcurre entre la puesta y salida del Sol.

En seguida se analizara por que constituyen el Sol y la Tierra un par cuyos movimientos son infini-lamente interminables en lo que se refiere a las dis-tintas posiciones que nuestro planeta, en su eterno navegar por el vacfo, va tomando ante el gran lumi-nar que lo anima. Y a fin de entenderlas conio es debido, y en consecuencia deducir las direcciones de los rayos solares que llegan a nuestro globo, ver lo que es evidente: que las direcciones de esos rayos son identicas, ya sea que la Tierra gire, como realmente gira alrededor del Sol, o bien sea el Sol el que gire como aparentemente se ve que gha alrededor de la Tierra.

LA TIERRA GIRANDO ALREDEDOR DEL SOL

Para tener una idea exacta de ese movimiento, si-tuemos, de la mejor manera posible, Sol, Tierra y orbita terrestre en dos pianos de proyeccion, uno horizontal y otro vertical. (Fig. 17.)

S y S' son las respectivas proyecciones del Sol en un foco de la 6rbita terrestre, que es la linea Tl, T2, T3, T4 en proyeccion horizontal, y en proyecci6n vertical, la E E'. Pero el eje terrestre o linea polar se mantiene constantemente paralelo a si mismo duran-te el recorrido de la orbita y forma con el piano de esta un angulo de 66° 33' (complementario al de 23° 27', que es el de la oblicuidad de la ecliptica) Colocando la Tierra en la linea horizontal A B del piano vertical de proyecci6n, si la polar forma con la orbita terrestre un angulo de 66° 33', es el angulo pS'b complementario del b S'e de 23° 27'; de donde con la posicion Tl el ecuador es paralelo al piano horizontal de proyeccion. Por tanto, los circulos polares y los tropicos quedan representados por cuatro cuerdas en la proyeccion vertical y por dos circunferencias en la proyeccion horizontal.

Analisis de las distintas posiciones de la Tierra:

PRIMERA POSICIÓN

Es la posicion en que la recta que une los centros de la Tierra y el Sol coincide con la linea del equinoccio.

Asoleamientos. Movimientos de suelo

figura 15

Asoleamientos. Movimientos de suelo

figura 16

Asoleamientos. Movimientos de suelo

Figura 17

LOS DÍAS SOLARES

Las trayectorias aparentes del sol pueden ser representadas gráficamente por diferentes procedimientos. Entre los procedimientos mas conocidos de trazar diagramas solares se destaca el de la proyección estereográfica, por la gran simplicidad que presenta su dibujo. Este método consiste en proyectar los movimientos aparentes del sol sobre un piano.

El centro del diagrama representa la posición del observador u objeto y el circulo exterior el horizonte. Las curvas que van de Este a Oeste siguen la trayectoria del sol durante los distintos meses del ano. Estas curvas que están trazadas a intervalos de 30 días se cortan con otras curvas que representan las horas del día.

Obsérvese que la curva del mediodía se confunde con la orientación N. S. El Azimut a una fecha determinada, se calcula uniendo el punto de intersección del mes y la hora correspondiente, con el centro del diagrama y prolongando esta recta hasta cortar la circunferencia exterior. La circunferencia exte­rior tiene una escala dividida en 360s- sobre la cual se lee el Azimut .

INTRODUCCIÓN

LA IMPORTANCIA DE CONOCER LOS TEMAS RELACIONADOS CON EL SOL , SON VITALES PARA UNA CORRECTA APLICACIÓN DE LA ENERGÍA QUE NOS BRINDA DICHA ESTRELLA .

ES TAN ASÍ QUE DEBEMOS TENER EN CUENTA SU TRAYECTORIA PARA DE ESTA FORMA APROVECHAR AL MÁXIMO LAS VENTAJAS QUE NOS OFREZCA Y TAMBIÉN CONTRARRESTAR LOS EFECTOS NEGATIVOS QUE NOS PUEDA OFRECER .

CONCLUSIÓN

CON ESTA PEQUEÑA INVESTIGACIÓN SOBRE LAS CUALIDADES DE LA ESTRELLA SOLAR PODEMOS TENER LOS RECURSOS ELEMENTALES PARA UNA CORRECTA APLICACIÓN DE LA COLOCACIÓN DEL SOL , CON RESPECTO A LAS EDIFICACIONES A DISEÑAR EN UN FUTURO .

TANTO ASÍ QUE ESTO CONSTITUIRÁ UN PELDAÑO MAS QUE HEMOS ALCANZADO PARA LLEGAR A SER MEJORES Y MAS CAPACITADOS PROFESIONALES .

BIBLIOGRAFÍA

ARQUITECTURA HABITACIONAL

ARQ. PLAZOLA CISNEROS

TOMO I , VOLUMEN IV

IMPRESO EN MÉXICO

PAGS : 173-236

DIRECCIONES DE INTERNET

MICROSOFT INTERNET

ANEXOS