Como primera aproximación podemos decir que el intervalo de tiempo que denominamos día está relacionado con el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta completa sobre su eje, un mes está relacionado con el tiempo que tarda la Luna en dar una vuelta alrededor de la Tierra y, finalmente, un año se relaciona con el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Pero, como es obvio, si nuestra medición del tiempo tiene que ser con una precisión del segundo, esos conceptos han de precisarse un poco más y esto, como vamos a describir, es un poco más complejo.
Día sidéreo: una condición evidente que ha de cumplir cualquier unidad de tiempo, por ejemplo, un día, una hora, etc., que pretendamos utilizar para construir calendarios que tengan que ser precisos como, por ejemplo, el Almanaque Náutico, es que sean siempre iguales. Es decir, necesitamos un patrón o unidad de tiempo constante. Esto lo conseguiremos si para definir el día utilizamos algún punto fijo, como una estrella lejana o, mejor aún, el punto Aries o Vernal (γ) de la esfera celeste. Así, definimos el día sidéreo como el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del punto γ por el meridiano del observador. Este intervalo de tiempo lo dividimos en 24 horas sidéreas, cada una de las cuales se compone de 60 minutos sidéreos y, finalmente, cada uno de estos tiene 60 segundos sidéreos.
Se toma como inicio del día sidéreo y, obviamente, como final del día anterior en un lugar dado, el instante en que el punto γ pasa por el meridiano de ese lugar, es decir, para un observador en el hemisferio norte el instante en el que Aries está exactamente sobre el sur. Dado que la esfera celeste gira aparentemente hacia el W, de forma que cualquier punto fijo de ella gira 360° en un día sidéreo completo, las 1:00 horas sidéreas corresponden al instante en que γ se ha desplazado 15° hacia el W del meridiano del lugar, las 2:00 horas sidéreas cuando γ esté 30° al W del meridiano y así sucesivamente.
El día sidéreo es una medida apropiada del tiempo, especialmente cuando se trata de tabular efemérides astronómicas, pues todos los cuerpos celestes que podemos considerar fijos a efectos prácticos, como las estrellas, las galaxias, etc., aparecerán exactamente en la misma posición respecto a un observador terrestre cada día sidéreo a la misma hora sidérea que lo hizo el día anterior. En consecuencia, esta manera de medir el tiempo es muy adecuada para planificar observaciones astronómicas y sería, por la misma razón, también idónea para construir el Almanaque Náutico.
Sin embargo, el uso del tiempo sidéreo en nuestra vida diaria no resultaría viable, pues nuestra vida cotidiana, nuestros periodos de actividad y de descanso, se rigen por los periodos diarios de luz y oscuridad, es decir, por la posición del Sol respecto al observador y no por la posición de γ que, en lo que a nuestra vida se refiere, pasa totalmente inadvertido. Y el problema es que el Sol y γ coinciden solo una vez al año, el 21 de marzo durante el equinoccio de primavera, cuando el Sol tiene declinación cero y está precisamente en el punto de corte de la eclíptica con el ecuador celeste, es decir, está en γ. Así que el 21 de marzo el mediodía, o sea, el instante en el que el Sol pasa por el meridiano del lugar (sobre el S para un observador en latitudes norte medias) tiene lugar a las 0:00 horas sidéreas, dado que ese día el Sol y γ están juntos y pasan, por tanto, a la vez por el meridiano del observador.
Pero a medida que pasan los días, el Sol se desplaza aparentemente sobre la eclíptica hacia el E a razón de una vuelta completa al año, es decir, a razón de 360° ÷ 365,242189 = 0,98565° por día. La Tierra tarda 365,242189 días, o sea, 365 días 5 h 48 min 45,10 s, en dar una vuelta completa alrededor del Sol, lo que se denomina año solar o año trópico. Por lo tanto, cuando han transcurrido 3 meses, el 21 de junio durante el solsticio de verano, el Sol ha "huido" 90° hacia el E de γ. Ese día, cuando son las 0:00 horas sidéreas y tenemos a γ sobre nuestro meridiano, el Sol aún está 90° más al E de forma que, para tenerlo en el meridiano y llegar al mediodía, la esfera celeste aún ha de rotar esos 90° y esto significa 6 horas sidéreas más (si en 24 horas rota 360°, en una hora rota 15° y en 6 horas lo hace 90°). Es decir, el 21 de junio el mediodía tiene lugar a las 6:00 horas sidéreas; y así sucesivamente a lo largo del año.
La hora sidérea de entrar al trabajo, por ejemplo, recorre las 24 horas del día a lo largo del año, y lo mismo sucede con la hora sidérea a la que realizamos cualquiera de nuestras actividades rutinarias. Esto explica que el uso del tiempo sidéreo sea inviable para regir nuestra vida.
La solución evidente al problema anterior es utilizar dos pasos consecutivos del Sol por el meridiano del observador, en lugar de dos pasos de γ, para definir el concepto de día aunque, como pronto vamos a ver, tendremos que pagar un precio por ello. Así, se define un día solar verdadero como el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el meridiano del lugar. Con el fin de que el final de un día y el comienzo del siguiente, es decir, el cambio de fecha en el lugar, interfiera lo menos posible con nuestra vida cotidiana, se toma el origen del día solar, las 0:00 horas, en un lugar dado como el instante en el que el Sol pasa sobre el meridiano inferior del lugar y tiene, por tanto, un horario en el lugar hL = 180°.
¿Tienen la misma duración un día solar y un día sidéreo? La respuesta es no. Acabamos de ver antes que el Sol huye hacia el E, a lo largo de la eclíptica, a razón de 0,98565° diarios. Por consiguiente, si partimos del mediodía, con el Sol sobre nuestro meridiano superior, un día sidéreo exacto después resulta que el Sol aún no está sobre nuestro meridiano, sino que la esfera celeste ha de seguir rotando los 0,98565° que ha huido el Sol para volver a tenerlo sobre el meridiano y completar así un día solar. Es decir, un día solar es más largo que un día sidéreo. Si en rotar 360° la esfera celeste tarda 24 horas sidéreas, en rotar estos 0,98565° tarda 3,9426 minutos sidéreos (3 min 56,56 s). Así que 1 día solar = 24 h 3,9426 min = 24,06571 h sidéreas; o lo que es lo mismo: 1 día sidéreo = 23 h 56 min 4,091 s solares.
Solo a título informativo, decir que ese intervalo fijo de 3 min 56,56 s de tiempo sidéreo que adelanta diariamente el paso de una estrella respecto al paso del sol medio por un mismo meridiano terrestre es lo que en astronomía se llama "aceleración de las fijas". Evidentemente, ese tiempo es fijo porque estamos considerando el sol medio, pero con respecto al sol verdadero ese tiempo sería variable, aunque su valor promedio sería ese.
Pero no todo acaba aquí, porque sucede que la velocidad de traslación de la Tierra alrededor del Sol (y es este movimiento el que da lugar a la huida aparente del Sol hacia el E a lo largo de la eclíptica) no es constante a lo largo del año. La órbita de la Tierra es una elipse con el Sol en uno de los focos, de forma que hay épocas a lo largo del año en las que la Tierra está más próxima al Sol que en otras. Según la segunda ley de Kepler, las áreas barridas por la recta que une el centro de ambos astros durante dos intervalos de tiempo iguales, son iguales. Por tanto, cuando la Tierra está más cerca del Sol, ha de trasladarse a mayor velocidad que cuando está más lejos (ver también el artículo "Perihelio y afelio"). Eso quiere decir que la huida aparente del Sol a lo largo de la eclíptica no ocurre a la misma velocidad de 0,98565° por día durante todo el año. En determinadas épocas será mayor y en otras será menor, compensándose para resultar una media de 0,98565° diarios. Así que la equivalencia entre un día sidéreo y un día solar verdadero que hemos establecido antes es cierta solamente en promedio. Como resultado, el día solar verdadero no es un patrón constante para medir el tiempo y, por consiguiente, no es útil para construir calendarios o, en nuestro caso, el Almanaque Náutico.
Definitivamente, para resolver el problema anterior se establece un sol medio imaginario que recorre la eclíptica a velocidad constante de 0,98565° por día. Definimos entonces el día solar medio, también llamado día civil o simplemente día medio, como el tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de este sol medio por el meridiano del lugar, con origen en el instante en que está en el meridiano inferior. Este sí que es, por definición, un patrón de tiempo constante y guarda permanentemente con el día sidéreo la relación de arriba. Habrá épocas a lo largo del año en las que el sol medio va por delante del sol verdadero y viceversa. Esto implica que cuando son las 12:00 horas solares medias (el mediodía en el sentido cotidiano) habrá veces que el Sol aún no ha llegado al meridiano del lugar y habrá otros momentos del año en que a esa hora el Sol ya habrá pasado por dicho meridiano. En otras palabras, el mediodía verdadero no coincide con el mediodía en el sentido habitual. La diferencia máxima entre ambos soles y, por tanto, entre ambos mediodías, a lo largo de un año es de 16,4 minutos, lo cual no representa ningún problema en la vida cotidiana. La representación de esta diferencia en función del día del año a lo largo de todo un año es lo que se llama en astronomía la ecuación del tiempo. En realidad, hay más efectos que contribuyen a la ecuación del tiempo, como el hecho de que la eclíptica está inclinada un ángulo de 23,5° respecto al ecuador. Todos estos efectos deben tenerse en cuenta en ciertas aplicaciones como, por ejemplo, la construcción de un reloj de sol. Pero, sin embargo, a los efectos prácticos de la navegación astronómica, lo explicado hasta aquí resulta más que suficiente.
El día solar medio dividido en 24 horas de 60 minutos, y cada uno de ellos de 60 segundos, es el patrón utilizado para construir el Almanaque Náutico y, en general, el usado para medir el paso del tiempo. Utilizando esta unidad de tiempo definiremos ahora una serie de conceptos básicos para la práctica de la navegación astronómica.
Hora civil del lugar HcL: tiempo transcurrido desde el paso del sol medio por el meridiano inferior del lugar. Es evidente entonces que, en un mismo instante dado, dos puntos de la Tierra situados en dos meridianos diferentes, es decir, con distinta longitud, tienen distinta hora civil. Obviamente, la diferencia entre ambas horas civiles coincide con la diferencia en longitud expresada en tiempo.
Tiempo Universal TU (en inglés, UT): es la hora civil del meridiano de Greenwich (HcG), es decir, el tiempo medido mediante los pasos del sol medio por el meridiano de Greenwich. Por esta razón se le da también el nombre de hora GMT (del inglés, Greenwich Mean Time).
La idea es clara: puesto que la hora civil depende del lugar, necesitamos, con el fin de confeccionar un Almanaque Náutico que valga para todos los lugares, referir los datos de los astros (ángulos sidéreos, declinaciones, etc.) a instantes de tiempo que sean los mismos para todo el mundo y, puesto que ya medimos longitudes respecto al meridiano de Greenwich, resulta lógico referir los datos que dependen del tiempo al Tiempo Universal, que es único, pues existe un solo meridiano de Greenwich. Cuando, situados en un meridiano diferente, queremos utilizar el AN para obtener algún dato, lo único que debemos hacer es calcular el TU que le corresponde a nuestra HcL de la observación y, obviamente, la diferencia entre TU y HcL es la longitud del lugar expresada en tiempo (Lt):
HcL = TU + Lt
donde Lt = L ÷ 15° y, como siempre, utilizamos el criterio de signos astronómico para las longitudes: positivas si son E y negativas si son W. De esta forma, la ecuación de arriba da, para un instante de tiempo dado, una HcL menor que TU cuando el observador está al W de Greenwich y mayor cuando está al E, como debe ser.
Pero si todo acabara aquí, seguiríamos teniendo otro problema en la práctica, puesto que si queremos utilizar la hora civil para regir nuestras vidas, resulta que cada vez que nos desplacemos en cualquier dirección que no sea estrictamente N o S, es decir, cada vez que cambiemos de meridiano, tenemos que cambiar la hora de nuestro reloj, algo que es completamente inviable. Para evitar este problema se introdujeron los husos horarios o zonas horarias y la hora legal.
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| Fig. 1. Husos horarios |
Se han representado con líneas de puntos los meridianos centrales de los husos y con líneas continuas los límites. Ahora se asigna a cualquier punto de un huso dado la misma hora legal Hz, que se define como la hora civil correspondiente al meridiano central del huso. Como consecuencia, todos los puntos de un huso tienen la misma hora legal y, puesto que la máxima diferencia de longitud entre dos puntos cualesquiera de un huso es de 15° = 1 hora, la máxima diferencia de hora civil entre dos puntos del mismo huso es de una hora, así que ajustando nuestros relojes a la hora legal no observaremos cambios importantes que entorpezcan seriamente nuestra vida cotidiana en fenómenos como, por ejemplo, la salida y puesta del Sol o el mediodía verdadero que, naturalmente, se rigen por la hora civil y no por la legal.
La hora legal del huso z = 0 coincide, como es lógico, con el Tiempo Universal. La relación entre la hora legal en cualquier punto y el TU ya la podemos deducir hallando, a partir del valor de la longitud, el huso z que le corresponde al lugar en cuestión y, con el criterio de signos que hemos establecido más arriba para las z:
Hz = TU + z
La conversión entre hora civil del lugar HcL y hora legal Hz (o viceversa) correspondientes a un instante dado debe realizarse, con el fin de evitar errores, calculando primero por medio de las ecuaciones anteriores el TU correspondiente al instante en cuestión. Conocido este y conocida nuestra longitud y, por tanto, nuestro huso z, podemos hallar HcL o Hz, según sea el caso.
EJEMPLO 1. Calcular la hora civil en un lugar situado en longitud 77° 15' W cuando la hora legal es Hz = 0 h 05 min del día 15 de enero.
La longitud dada corresponde al huso z = -5 h. Por consiguiente, de la ecuación Hz = TU + z obtenemos que TU = Hz - z = 0 h 05 min - (-5 h) = 5 h 05 min (día 15 de enero).
Ahora, L = 77° 15' W; Lt = 77° 15' W ÷ 15° = -5 h 09 min. Por tanto, HcL = TU + Lt = 5 h 05 min + (-5 h 09 min) = 23 h 56 min (día 14 de enero).
Observemos ahora la figura 1. En ella se observa que el huso centrado en el meridiano de longitud L = 180° es un tanto peculiar, dado que a su mitad W le corresponde z = -12 mientras que a su mitad E le corresponde z = +12. ¿Y esto qué implica? Pues imaginemos dos puntos muy próximos al centro del huso, pero uno a cada lado del mismo. Por ejemplo, el punto P1 de longitud 178° E y el punto P2 de longitud 178° W. Supongamos un instante de tiempo dado, o sea, un valor de TU conocido. Por ejemplo, TU = 18 h del 7 de marzo. ¿Qué hora legal es en cada uno de los dos puntos anteriores? Pues es la misma, puesto que hemos dicho que todos los puntos de un huso tienen la misma hora legal en un instante dado. Comprobemos que es así:
En P1: Hz1 = 18 h + 12 h = 6 h (día 8 de marzo).
En P2: Hz2 = 18 h - 12 h = 6 h (día 7 de marzo).
De modo que, efectivamente, ambos lados del huso tienen la misma hora legal en cualquier momento dado, pero en la mitad W es un día antes que en la mitad E.
El meridiano de los 180° es la línea internacional de cambio de fecha. Cuando navegando crucemos ese meridiano no tenemos que modificar nuestro reloj, pero sí debemos variar la fecha en una unidad: si cruzamos el meridiano 180° navegando hacia el W tenemos que añadir un día más a la fecha y si lo cruzamos navegando hacia el E, tenemos que restarle un día a la fecha. Es muy importante tener esto en cuenta pues de lo contrario nos llevaría a consultar el día erróneo en el Almanaque Náutico, con el consiguiente error en la situación que calculemos.
La figura 2 representa una secuencia cronológica que ayudará a comprender, si aún queda alguna duda, este concepto. Se representa la Tierra vista desde el polo norte y, con distintos sombreados, las zonas de la Tierra según la fecha que se tiene en ese instante en cada zona. El meridiano superior de Greenwich se representa mediante "G". Existe un instante, al mediodía en Greenwich (tercera viñeta), en el que todo el planeta tiene la misma fecha, el día D. Pero un instante después los habitantes situados en longitudes E próximas a los 180° se encuentran ya en el día D+1, y 6 horas más tarde (cuarta viñeta) todo un cuarto del planeta se encuentra ya en el día D+1. Observemos cómo entre un lado y el otro del meridiano de los 180° hay siempre un día de diferencia.
Pero en realidad, la línea internacional de cambio de fecha no se considera coincidente exactamente con el meridiano de los 180°, pues esto supondría que algunos países atravesados por dicho meridiano tendrían zonas con fechas diferentes, lo que supondría un importante trastorno. Así que la línea internacional de cambio de fecha que se utiliza en la práctica sufre algunos desvíos, más o menos grandes, para salvar este inconveniente.
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| Fig. 2. Cambio de fecha |
Hora oficial Ho: por razones de índole práctica o económica, por ejemplo, ahorro de energía mediante el mayor aprovechamiento de la luz solar, algunos países introducen un adelanto o atraso a la hora legal que les corresponde de acuerdo al huso horario en el que se encuentran, obteniéndose así la hora oficial. Este adelanto o atraso puede variar a lo largo del año, como de hecho sucede cuando se introduce el horario de verano (DST) con el fin de ahorrar energía. Este es el caso de España que pertenece al huso z = 0. Debería entonces utilizar una hora legal que coincidente con el Tiempo Universal; sin embargo, nuestro país adoptó, al igual que otros países europeos, por razones geopolíticas, como hora oficial la hora legal correspondiente al huso z = +1 (Central European Time, CET), que es la que corresponde a los países de Europa central. De este modo, en invierno y otoño nuestra hora oficial tiene un adelanto de una hora con respecto a nuestra hora legal. Desde comienzos de primavera hasta el final del verano añadimos, al igual que la mayoría de los países, una hora extra de adelanto con el fin de ahorrar energía, con lo que la hora oficial en verano y otoño es TU + 2 h.
En el artículo de este blog "España desfasó su horario para sincronizar con Alemania" puedes conocer más detalles sobre el desfase horario de nuestro país.
Hora del reloj de bitácora HRB: es la hora que marca el reloj de a bordo y por ella se rige la vida en el barco. Cuando se realiza una navegación oceánica, en la que se cruzan diferentes husos, lo más conveniente es establecer como HRB la hora legal correspondiente al huso en el que se encuentra el barco en cada momento. De esta forma, ajustaríamos nuestro reloj solo cuando crecemos de un huso a otro. Cuando la navegación es restringida a un único huso, en aguas territoriales de un país, es frecuente utilizar como HRB la hora oficial vigente en la zona.
En cualquier caso, si se pretende practicar la navegación astronómica, lo importante es tener claro en todo momento cuál ha de ser la conversión que hemos de aplicar a la HRB que estemos usando para obtener el correspondiente TU, de forma que no cometamos un error al consultar el Almanaque Náutico. Puesto que los relojes digitales hoy en día son sumamente económicos, lo más recomendable es llevar dos relojes, uno indicando la HRB y el otro marcando permanentemente el TU. De esta manera, descartamos cualquier posibilidad de confusión por este aspecto.
Tiempo Universal Coordinado TUC (UTC, en inglés): aunque, a los efectos prácticos de la navegación astronómica, este es un concepto del que podemos prescindir, no deja de tener su curiosidad. Como hemos comentado anteriormente, nuestro patrón temporal, el día solar medio, sería constante solo si la velocidad de rotación de la Tierra fuera exactamente constante. Pero resulta que esto no es así. De hecho, debido a fenómenos bastante complicados asociados a la atracción gravitatoria de la Luna, la Tierra pierde gradualmente energía que se transfiere a la Luna y, consecuentemente, disminuye continua y gradualmente su velocidad de rotación a la vez que la Luna, al ganar energía, se aleja de la Tierra y aumenta su periodo de traslación.
Existe otro fenómeno, incluso más complicado, desconocido e impredecible que el anterior, que contribuye a que la velocidad de rotación de la Tierra no sea estrictamente constante: se han observado fluctuaciones en la rotación de la Tierra que pueden durar varias décadas, es decir, periodos de tiempo en los que la Tierra rota más lentamente, seguidos de otros en los que lo hace más rápido. Se cree hoy en día que estas fluctuaciones pueden deberse a movimientos del núcleo fluido de nuestro planeta que interaccionan y perturban la rotación del manto. Sin embargo, cambios climáticos y variaciones en el nivel del mar (mucho de lo cual es debido a la irresponsabilidad del ser humano) pueden jugar un papel muy importante en todo este asunto pues, por ejemplo, una variación del nivel del mar produce una variación del momento de inercia de la Tierra. En cualquier caso, sea cual sea el mecanismo de estas fluctuaciones, está claro que no se pueden hacer predicciones sobre el fenómeno con los conocimientos que tenemos actualmente.
En resumen, el día solar medio no es constante, sino que aumenta lentamente a medida que pasa el tiempo. Con los conocimientos actuales de los que se dispone sobre este asunto, se estima que el día solar medio aumenta aproximadamente unos 0,001 segundos por siglo. Esta cantidad puede parecer ridícula, pero tiene efectos acumulativos importantes: en un siglo la Tierra ha perdido unos 45 segundos y en un milenio acumula un retraso de una hora y cuarto. Estas diferencias de tiempo son despreciables en la práctica de la navegación astronómica, pero han de tenerse en cuenta en otras aplicaciones hoy en día fundamentales como, por ejemplo, el sistema GPS de navegación cuya precisión depende de diferencias de tiempo, incluso más pequeñas, entre señales electromagnéticas emitidas por los satélites NAVSTAR, pero esta ya es otra cuestión.
La solución actual a este problema ha llegado con la invención, en 1948, del primer reloj atómico que utilizaba la duración de las vibraciones de moléculas de amoníaco como patrón para medir el tiempo. El error entre dos de estos relojes atómicos, es decir, la diferencia entre los tiempos indicados por cada uno de ellos si ambos fueron iniciados simultáneamente y comparados posteriormente, era típicamente de un segundo cada 3.000 años. En 1955 se construyó el primer reloj atómico basado en cesio. Son estos los más precisos utilizados hoy en día, estimándose que adelantan o atrasan menos de un segundo en 3.000.000 de años. Por este nivel tan elevado de precisión muchos países mantienen relojes atómicos en sus laboratorios de referencia, oficialmente encargados de esta misión (en España, el Observatorio de la Armada en San Fernando, Cádiz). El tiempo indicado por estos relojes es promediado para producir un patrón estándar internacional (el mismo para todo el mundo) que se llama Tiempo Atómico Internacional (TAI). Los laboratorios de referencia en los distintos países emiten señales de onda corta muy precisas e incluso hoy en día se emiten utilizando satélites, garantizando una cobertura global. Estas señales se utilizan para, por ejemplo, el seguimiento de naves espaciales, satélites y, cómo no, el GPS.
Actualmente se ha adoptado como patrón de tiempo el segundo atómico, obtenido utilizando un reloj atómico. Este es un patrón rigurosamente constante. Así que, a partir de ahora, cuando hablamos de segundos nos referimos a segundos atómicos. La escala de Tiempo Universal, o sea, de hora civil en Greenwich, que utiliza como patrón el segundo atómico en lugar del segundo solar medio, se llama Tiempo Universal Coordinado (TUC) y fue adoptada en 1964. Ahora bien, si un reloj que marque el TU y otro que marque el TUC (un reloj atómico) son iniciados simultáneamente nos encontraremos, pasado un tiempo, que ambos están desfasados, pues un segundo medio es más largo que un segundo atómico. Para que tal desfase no se produzca lo que se hace es alargar artificialmente el segundo atómico añadiendo para ello, cuando es necesario y por consenso internacional, un segundo atómico extra a la escala TUC de modo que la diferencia entre ambas escalas sea siempre menor de un segundo. En la práctica, esto se consigue haciendo que el último minuto de diciembre tenga, cuando es necesario, 61 segundos atómicos en lugar de 60. Este segundo extra se conoce como segundo bisiesto.
Como es obvio, todo esto no nos afecta en la práctica de la navegación astronómica, pero es crucial para el sistema GPS. Las señales horarias emitidas por las emisoras, mediante las cuales sincronizamos nuestro reloj de bitácora, indican directamente TUC y esta es la escala utilizada en la confección del Almanaque Náutico. Por consiguiente, solo hemos de limitarnos a mantener nuestro reloj sincronizado con las señales horarias.
Hora del cronómetro Hcr: el cronómetro es un reloj (realmente tres relojes por seguridad, uno de los cuales es designado como magistral y los otros dos como acompañantes) que se lleva a bordo para determinar en cualquier momento la hora civil en Greenwich (TU).
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| Cronómetro marino Glashutte de los años 70 del pasado siglo |
La diferencia entre la hora en el meridiano de Greenwich y la hora del cronómetro se llama estado absoluto EA.
EA = TU - Hcr. Luego, TU = Hcr + EA
Conocer la hora con la máxima exactitud es fundamental para determinar nuestra situación a partir de las observaciones de los astros.
Al cronómetro no se le cambia la hora. Se sabe su EA, que siempre se sumará a la Hcr, y su movimiento diario (adelanto o atraso diario), mto. Cuando se toma la hora exacta con las señales horarias recibidas de alguna emisora, se compara con la que marca el cronómetro y se anota en el libro de cronómetros, indicando la hora TU en que se ha tomado el nuevo estado absoluto. Observando varios días el cronómetro se sabrá su variación diaria.
Actualmente, estos relojes tienen menos importancia debido a la existencia de los relojes electrónicos y a poder recibir en cualquier momento las señales horarias por radio. Los relojes electrónicos tienen una precisión extraordinaria, funcionan en cualquier posición y son insensibles a los choques, vibraciones, humedades y campos magnéticos. No tienen piezas móviles y su funcionamiento está basado en las oscilaciones del cuarzo.
Las estaciones y las frecuencias en que emiten las señales horarias vienen detalladas en los libros de Radioseñales. Las del Observatorio de San Fernando vienen indicadas en el AN.
EJEMPLO 2. El día 10 de diciembre de 2021, al ser Hcr = 07:10:16, tomamos por la mañana altura instrumental del Sol, limbo inferior, ai = 16° 21,5' estando en longitud estimada Le = 36° W. EA a las 12 h de TU del día 9 = 02:13:06. Movimiento: 8 s en adelanto. Calcular la HcG (TU) en el momento de la observación.
Mediante la suma de Hcr y EA obtenemos la Hcr próxima (aproximada), a falta de sumar o restar (según proceda) la parte proporcional del movimiento desde que se tomó el último estado absoluto del cronómetro.
Hcr = 07:10:16.
EA a las 12 h de TU del día 9 = 02:13:06.
HcG pr = 07:10:16 + 02:13:06 = 09:23:22 (día 10 de diciembre).
Nuestra longitud en tiempo es Lt = 36° W ÷ 15° = 2 h 24 min (menos que en Greenwich al ser W), luego nuestra HcL pr. sería 06 h 59 min y, por consiguiente, la HcG (TU) es de la mañana (a. m.).
El tiempo transcurrido desde la última toma del estado absoluto del cronómetro será:
09:23 a. m. (día 10) – 12:00 a. m. (día 9) = 21 h 23 min = 21,38 horas.
Dado que el mto. diario del cronómetro es 8 s en adelanto, en 21,38 horas el adelanto (parte proporcional del movimiento, ppm) habrá sido de 7 s aproximadamente que, por ser en adelanto, se lo deberemos restar a la HcG pr. Luego:
HcG = HcG pr - ppm = 09:23:22 - 7 s = 09:23:15.
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