construcciÓn de relojes de sol. teorÍa y...

Construcción de relojes de Sol. Teoría y práctica

Vicente Viana Martínez Pág 1

CONSTRUCCIÓN DE RELOJES DE SOL. TEORÍA Y PRÁCTICA. PRIMERA JORNADA

1. Introducción

Un fenómeno físico inmediato, primario, es la alternancia entre el día y la noche pasando

por el amanecer y el crepúsculo. El Sol, su posición, rige nuestra vida, nuestro horario, nuestro

calendario. Las distintas posiciones alcanzadas en su movimiento aparente periódico es algo ha-

bitual, algo que forma parte de nuestras vidas, de nuestra experiencia cotidiana.

El estudio detallado de los movimientos aparentes del Sol es la base de la Astronomía de

posición. Su estudio ha sido de capital importancia en el desarrollo de la Ciencia porque.

§ Ha permitido elaborar teorías cosmológicas sobre el tamaño, forma y posición del cosmos.

§ La polémica sobre las distintas teorías cosmogónicas, enriqueció y fomentó el desarrollo in-

telectual de las sociedades primitivas.

§ Fomentó la construcción de aparatos e instrumentos ingeniosos para calcular y medir las po-

siciones celestes.

§ Permitió el desarrollo de técnicas matemáticas, elaboradas “ad hoc” para resolver cálculos

complejos en la determinación de órbitas y posiciones planetarias.

§ Finalmente, los medios técnicos necesarios para estudiar los movimientos aparentes del Sol

son muy elementales, fáciles de adquirir y fáciles de trabajar, lo cual permite usarlos como

material curricular en los Centros de Enseñanza.

2. Objetivos del Curso

♦ Aprender a observar nuestro entorno a través de las sombras proyectadas por el Sol

♦ Situar nuestra posición en el conjunto del Cosmos.

♦ Estudiar las teorías elaboradas para determinar el tamaño y forma de la Tierra, distancias y

tamaños relativos del Sol y la Luna.

♦ Entender el problema de la medida del tiempo. Las distintas formas de medirlo; tiempo uni-

versal, tiempo oficial, tiempo sidéreo.

♦ Disponer de las herramientas matemáticas y geométricas para comprobar y predecir las posi-

ciones del Sol a lo largo del tiempo.



♦ Construir sencillos relojes de Sol; de bolsillo y fijos (ecuatoriales, horizontales, verticales,

anulares, analemáticos, etc.)

♦ Desarrollar una Unidad Didáctica para trabajarla en los distintos Centros Escolares, con los

conocimientos adquiridos en este curso

♦ Facilitar direcciones en Internet relacionadas con la Astronomía, sus aplicaciones y su didác-

tica.

3. Los movimientos de la Tierra

Sabemos que la Tierra orbita en torno al Sol en una órbita elíptica con una duración de

365,25 días solares medios (con mayor precisión la duración es de 365,2422 días solares me-

dios).

Al tiempo, la Tierra gira sobre sí misma alrededor de un eje que pasa por los polos. Ese eje

de giro está inclinado un ángulo de 23,5º respecto del plano de la eclíptica (con mayor precisión,

la inclinación es de 23º 26’).

El tiempo empleado por la Tierra en girar sobre sí misma con relación al fondo de las es-

trellas, es de 23 h 56 m (más exactamente 23 h 56 m 04 seg). Ese período de tiempo lo llamamos

“día sidéreo” y en general, hablamos de tiempo sidéreo cuando nos referimos a la posición del

observador con relación a las estrellas.

El tiempo medio empleado por la Tierra en girar sobre

sí misma, con relación al Sol, es de 24 h. Esa diferencia en-

tre el tiempo solar medio y el tiempo sidéreo viene moti-



vado porque la Tierra, al tiempo que gira sobre sí misma, se desplaza en torno al Sol. Esos 4 mi-

nutos de diferencia se corresponden con el arco de 4 minutos avanzado por la Tierra, cada día, en

su traslación alrededor del Sol.

Nótese que

3’ 56” · 365,25 = 1.440 minutos = 24 h = 1 día

Aunque no lo vamos a considerar en este curso, aparte de estos movimientos principales, el

eje de giro de la Tierra describe un arco con un período de 25.800 años. Es el llamado movi-

miento de precesión.

4. Movimiento propio y movimiento relativo

Sin embargo, y aunque ya Copérnico a mediados del siglo XVI, propuso un sistema helio-

céntrico, nosotros, para facilitar la comprensión de los modelos y entender mejor el mecanismo

cosmológico, estudiaremos el “movimiento aparente” del Sol y las estrellas. Es decir, retomare-

mos la vieja concepción medieval geocéntrica y aunque sabemos que es la Tierra quien gira en

torno al Sol, hablaremos del “movimiento” del Sol, de su salida, de su culminación, de su puesta.

Hablaremos del “giro” de las estrellas en torno a la estrella polar y del orto y ocaso de los astros

Dado que estamos montados sobre un gigantesco tiovivo que se traslada, gira sobre sí

mismo y además su eje de giro, gira a su vez, resulta más cómodo suponer que estamos inmóvi-

les y son los astros quienes se mueven en torno a nosotros.

Una vez aceptada esa premisa, comencemos a poner un poco de orden en este tiovivo.

5. Empezamos a observar

No creemos que sea necesario demostrar que la Ciencia "entra por los ojos", y si una per-

sona quiere saber algo de lo que ocurre en el cielo, lo primero que tiene que hacer es... ¡observar

el cielo!. De nada servirá el mejor profesor de Astronomía, ni el mejor libro de texto, si los

alumnos no observan. En el terreno de las ciencias, la observación constituye el punto de partida

inevitable de toda investigación.



Pues bien: el método científico se inicia con la observación de un fenómeno; luego sigue la

formulación de una hipótesis que pretende dar explicación a lo observado, y de esta hipótesis de-

ben poder sacarse conclusiones que permitan predecir otros hechos vinculados a ese fenómeno.

Por último, nuevas observaciones o experimentos deben confirmar, o desmentir, esos nuevos he-

chos predichos por la hipótesis. Si estas nuevas observaciones o experimentos confirman la hi-

pótesis, ésta será válida, aunque sólo provisionalmente pero nunca en forma definitiva, pues

siempre puede aparecer en el futuro un nuevo hecho, hasta ahora no observado, que contradiga la

hipótesis. Por esta razón se dice que un nuevo experimento, u observación, puede llegar a falsear

una hipótesis, pero nunca a demostrarla como válida en forma definitiva.

La Astronomía, que estudia el mayor de todos los campos de investigación (¡nada menos

que el Universo, es decir la totalidad de lo que existe!) y a la escala más grande posible, tiene

relativamente pocas posibilidades de hacer experimentos, pues no podemos traer a los astros a

nuestros laboratorios para analizarlos y verlos de cerca. Su técnica de investigación se basa fun-

damentalmente en la observación desde aquí, desde la superficie terrestre. Pero, ¿qué es obser-

var?

Algunas personas confunden el concepto de observar con el de mirar o contemplar. Se

puede mirar sin ver: cuántas veces vamos distraídamente caminando por la calle mirando pasar a

la gente, y sin embargo no les prestamos atención. Si alguien nos preguntara súbitamente si vi-

mos pasar a una persona vestida de tal o cual manera, seguramente contestaríamos que no sabe-

mos, que no estábamos atentos.

Contemplar ya es algo distinto, pero aún no es observar. Podemos contemplar el precioso

espectáculo de la puesta del Sol, o también un hermoso paisaje, o la riqueza del cielo estrellado,

si estamos pasando las vacaciones en el campo.

Pero observar es algo que va

más allá de la simple contemplación:

observar es medir, es decir traducir

en alguna forma de escala compara-

tiva lo que estamos viendo; observar

es cuantificar, expresar con números,

con cantidades, lo que estamos viendo.



Por sus mismas limitaciones de estar "anclados" a la Tierra, los astrónomos pueden hacer

un número muy limitado de observaciones. Por ejemplo, nosotros no podemos medir directa-

mente la distancia a un astro, porque eso implicaría tender una cinta métrica hasta ese astro, y

entonces comparar cuántas veces cabe una cierta unidad (que elegimos arbitrariamente: metro,

kilómetro, pie, milla, etc.) en la distancia que queremos medir. Tampoco podemos "pesar" a los

astros, pues necesitaríamos una imaginaria gigantesca balanza para poner en un platillo al astro

en cuestión y en el otro masas suficientes para equilibrarla. Y ni qué decir con analizar su com-

posición química con las habituales técnicas que usan los químicos en sus laboratorios.

¿Qué podernos medir, entonces?. A nivel elemental lo que podemos medir son: ángulos,

sombras y tiempo, y sobre estas observaciones elementales elaboraremos nuestros modelos ex-

plicativos

La observación más elemental del Sol nos permite comprobar que diariamente el Sol sale

por el horizonte Este, alcanza una cierta altura, que es máxima al cruzar el meridiano del punto

de observación y al atardecer se oculta por el horizonte Oeste. Este movimiento se repite día tras

día, pero los puntos de salida y puesta, así como la altura máxima son cambiantes a lo largo del

año, repitiéndose, sin embargo, cíclicamente las mismas posiciones año tras año.

El problema que presenta el Sol es su extrema luminosidad, capaz de dañar seriamente la

retina del observador si lo miramos directamente. Por ello, para no lastimar nuestra vista, nos fi-

jamos en el tamaño, posición y variación de la sombra producida al interponer un objeto en la

trayectoria de los rayos de Sol.

La manera más simple, elemental y práctica de observar los movimientos solares es si-

tuando un palito vertical e ir viendo las sombras producidas

6. El “gnomon”

Esta palabra deriva del griego “bastón” y consiste en un palo rígido clavado o sujeto firme-

mente al suelo. Podemos situarlo verticalmente o bien formando un cierto ángulo (latitud) con la

horizontal. Es imprescindible que permanezca fijo y la superficie de apoyo sea perfectamente ho-

rizontal.



El “gnomon” es tal vez el

instrumento astronómico más anti-

guo. Su uso fue común en la astro-

nomía egipcia, y no otra cosa eran

los obeliscos que se erigían en todas

las ciudades importantes y centros

religiosos. Con ellos se pretendía

rendir culto al dios Ra. Pero en realidad se usaban para medir la altura del Sol, con lo que los sa-

cerdotes-astrónomos egipcios podían saber la fecha dentro del año.

Su teoría es simple: la observación de la sombra que arroja un poste o columna vertical so-

bre un piso horizontal nos da la información suficiente para calcular la altura del Sol. Los rayos

solares llegan al suelo con determinado ángulo ββ (altura), y un objeto vertical de altura h arrojará

una sombra s sobre el piso. Una sencilla relación trigonométrica nos da el valor del ángulo ββ :

Si nos fuera difícil colocar el “gnomon” en el patio de nuestra Escuela, podemos hacer un

“gnomon portátil" usando una plomada. La plomada más sencilla y eficaz se hace fácilmente con

un hilo fino y fuerte, atando en un extremo una tuerca que por su peso mantenga el hilo tenso.

Debe tomarse la precaución de hacer la observación sobre un piso bien horizontal, para no defor-

h

s

β



mar el ángulo que forman los rayos de luz con el piso. Los pisos exteriores suelen no ser hori-

zontales: es más, si están bien construidos, no pueden ser horizontales, pues en caso de lluvia se

estancaría el agua; todos ellos son, por lo tanto, un poco inclinados. Por lo tanto, recomendarnos

hacer la medición sobre un piso interior, con la luz que entra por una ventana o puerta.

Si la plomada tuviera una longitud de 1 metro exactamente, simplificaríamos mucho el tra-

bajo, pues al tomar la fórmula:

Si el valor de h = 1 metro, el valor de la sombra es igual a la cotangente de ββ .

Hecha la medición de la sombra s, sólo restará consultar una tabla de líneas trigonométri-

cas e identificar a qué ángulo ββ corresponde una cotangente de valor igual a s. Por ejemplo, si

hubiéramos medido una sombra de 1,19 m veríamos, recorriendo las columnas de la tabla ad-

junta, que corresponde a un ángulo de 40º, tal sería la altura del Sol en ese momento.

Para un gnomon de 1 m de longitud (h = 1 m). La altura sobre el horizonte del Sol (β),

puede determinarse directamente midiendo la longitud de la sombra s, expresada en centímetros.

ββ s ββ s ββ s ββ s ββ s

1º 5.729 21º 261 41º 115 61º 55 81º 16

2º 2.863 22º 248 42º 111 62º 53 82º 14

3º 1.908 23º 236 43º 107 63º 51 83º 12

4º 1.430 24º 225 44º 104 64º 49 84º 11

5º 1.143 25º 215 45º 100 65º 47 85º 9

6º 951 26º 205 46º 97 66º 44 86º 7

7º 814 27º 196 47º 93 67º 42 87º 5

8º 712 28º 188 48º 90 68º 40 88º 3

9º 631 29º 180 49º 87 69º 38 89º 2

10º 567 30º 173 50º 84 70º 36 90º -----

11º 515 31º 166 51º 81 71º 34 91º -----

12º 471 32º 160 52º 78 72º 32 92º -----

13º 433 33º 154 53º 75 73º 31 93º -----



14º 401 34º 148 54º 73 74º 29 94º -----

15º 373 35º 143 55º 70 75º 27 95º -----

16º 349 36º 138 56º 67 76º 25 96º -----

17º 327 37º 133 57º 65 77º 23 97º -----

18º 308 38º 128 58º 62 78º 21 98º -----

19º 290 39º 124 59º 60 79º 19 99º -----

20º 274 40º 119 60º 58 80º 18 100º -----

El ángulo β mide la altura sobre el horizonte del Sol. Cuanto mayor sea la longitud de la

sombra, el Sol estará más bajo (menor β) y cuanto menor sea la sombra, el Sol estará más alto

(mayor β)

Al margen de los valores matemáticos obtenidos, al usar el gnomon, podemos dibujar so-

bre una superficie horizontal la posición de las sombras en intervalos regulares de tiempo. Por

ejemplo, cada media hora, y analizar posteriormente los resultados.

Observamos que la longitud de las sombras proyectadas disminuye hasta un valor mínimo,

correspondiente al mediodía verdadero y luego vuelven a aumentar.

Ese valor mínimo de la sombra se corresponde con la máxima altura del Sol y no sucede

siempre a la misma hora de nuestro reloj de pulsera, pero sí está situada siempre sobre una

misma dirección (el meridiano del lugar o línea Norte-Sur).

Estos detalles son importantísimos. El mediodía verdadero (máxima altura del Sol) no se

corresponde exactamente con el mediodía señalado por la hora oficial (las 13 h en horario de in-

vierno y las 14 h en horario de verano).

Existen variaciones de hasta + 14 mi-

nutos y hasta –17 minutos Esa diferencia

horaria hemos de tenerla en cuenta

cuando deseamos traducir la hora obte-

nida con nuestro reloj de Sol a la hora

oficial señalada por nuestro reloj de pul-

sera.



Una tabla así construida es válida para lu-gares de observaciones situados sobre el me-ridiano de Greenwich. En los demás casos, debemos corregirla con la longitud geográfica del punto de observación.

La dirección señalada por la sombra mínima (máxima altura del Sol) es siempre la misma,

independientemente de la fecha elegida. Esa dirección se corresponde con el Norte geográfico.

En ese instante, lógicamente, el Sol marca la posición del Sur geográfico. En ese momento el Sol

está situado sobre el meridiano del lugar de observación.

7. Trazado de la meridiana del lugar. Conclusiones.

Es la primera experiencia a realizar con nuestros alum-

nos.

Dado un “gnomon”, en un momento determinado del

día, el Sol proyecta una sombra OA

Con centro en O, trazamos una circunferencia de radio

OA.

A lo largo del día la sombra proyectada por el gnomon

disminuye y luego aumenta.

Cuando la sombra vuelve a tener la misma longitud, es decir, cuando su extremo está si-

tuado de nuevo sobre la circunferencia dibujada, marcamos el punto A’.

La mediatriz (perpendicular en el punto medio) de AA’ es la línea meridiana

Las conclusiones que podemos deducir son:

§ La sombra mínima marca la dirección del Norte geográfico.

§ Esa sombra mínima no se produce cada día a la misma hora de nuestro reloj (las 13 h en in-

vierno ó las 14 h en verano), hay días en los que se adelanta y otros en los que se retrasa va-

rios minutos.

§ La longitud de la sombra mínima varía a lo largo del año (no su dirección, sino su longitud)

Es máxima el día 21 de diciembre (solsticio de invierno) y mínima el 21 de junio (solsticio

de verano).

§ Conocida y trazada la meridiana del lugar, cada vez que el Sol vuelva a pasar por ella

(cuando la sombra del gnomon coincida de nuevo, exactamente, con la línea meridiana) mi-

ramos nuestro reloj y anotamos el retraso o

adelanto sobre el mediodía horario. Una tabla

de ese tipo nos permite conocer la diferencia

ente la hora oficial y la hora solar, es decir,



entre la hora señalada por un reloj de Sol y un reloj de bolsillo.

8. Estrella polar y latitud

La Tierra es una esfera de 6.400 km de radio. Consecuentemente tiene su curvatura y eso

provoca que la visión del cielo sea distinta para cada observador y la sombra proyectada por un

gnomon sea diferente, dependiendo del lugar donde nos encontremos. Este hecho le sirvió a

Eratóstenes para medir el tamaño de la Tierra.

Eratóstenes realizó en el año 240 a. de C. una

sorprendente medición del tamaño de la Tierra va-

liéndose de un simple gnomon y un gran ingenio. Ob-

servó que en Siena, situada en el actual Egipto, sobre

el trópico de Cáncer, el Sol se reflejaba en el fondo de

un profundo pozo. En otras palabras, el Sol estaba

justamente sobre la vertical de ese lugar. Ese mismo

día en Alejandría, a 800 km al norte de Siena, un palo clavado verticalmente produce una sombra

observable y medible, demostración clara de la curvatura de la Tierra. Midiendo el ángulo for-

mado por el palito y la dirección de los rayos solares, halló para la circunferencia terrestre un

valor de 38.500 km, increíblemente correcto (su valor real es de 40.000 km).

Sin embargo, Posidonio de Apamea repitió unos

años después la misma experiencia obteniendo un valor

de 29.000 km. Este último valor fue el aceptado por

Ptolomeo y fue la distancia que creía Colón tenia la

Tierra cuando decidió llegar a la India por el Oeste

La consecuencia es evidente. La longitud de la

sombra proyectada por un gnomon depende de la latitud

geográfica del punto de observación. Pero, ¿cómo

podemos conocer nuestra latitud sin necesidad de con-

sultar ninguna tabla?



Necesitamos el cielo nocturno y situar la estrella polar. No es difícil de localizar porque en

esa región del cielo hay pocas estrellas y la estrella polar es la más brillante.

Una vez situada la polar, levantamos el brazo extendido dirigiéndolo hacia la estrella polar.

En ese momento el ángulo que forma nuestro brazo con la horizontal nos marca la latitud geo-

gráfica del lugar. El brazo extendido es paralelo al eje de rotación de la Tierra.

El plano imaginario, perpendicular a ese eje es el

ecuador celeste.

Podemos ahora imaginar un plano que pasando por

nosotros formara un ángulo de 23,5º con el plano del

ecuador celeste. A este plano le llamamos eclíptica. En

ese plano es donde podemos localizar a los planetas y

también es la zona por donde “circula” el Sol en su reco-

rrido anual. Lógicamente, en una observación nocturna no

podremos corroborar esa afirmación y de día es imposible situar el ecuador celeste ni la eclíptica

sobre el cielo azul, salvo con instrumentos adecuados o comprobaciones indirectas.

Si nos situamos en el Polo Norte

veríamos la polar sobre nuestro cenit y

en el ecuador la veríamos sobre la línea

del horizonte. Esta observación puede

confirmarnos la esfericidad de la Tierra.

9. Declinación solar

Si analizamos la longitud de la som-

bra producida por el Sol en el momento de

su paso por el meridiano a lo largo del año

vemos que varía de un día a otro. Es decir,

la altura sobre el horizonte en el momento

de su culminación cambia diariamente. Eso

no sucede con el resto de las estrellas, las



llamamos ϕ a la latitud geográfica del lugar de observación. y ε = 23,5º al ángulo de inclinación de la eclíptica

cuales presentan siempre la misma altura en su culminación, para todos los días del año. El Sol

no se comporta como el resto de las estrellas, su posición sobre el ecuador celeste va cambiando,

debido al movimiento de traslación de la Tierra en torno al Sol, con el eje de giro inclinado

23,5º.

El ángulo que forma el Sol con relación al ecuador celeste lo llamamos declinación solar

(δ). Su valor oscila desde +23,5º (solsticio de verano) a –23,5º (solsticio de invierno) pasando

por el valor 0º (equinoccio de primavera y otoño); en ese momento el Sol pasa por el ecuador

celeste. Los puntos de corte del ecuador celeste y la eclíptica se corresponden con los equinoc-

cios.

Con la ayuda de un “gnomon” y la tabla de sombras

y ángulos, comprobamos que el día del equinoccio de

primavera (el 20 de marzo), cuando el Sol pasa por el me-

ridiano, su altura sobre el horizonte (expresada en grados)

es justamente la colatitud (90º - latitud) del lugar de observación.

β = 90º - ϕ

¿Por qué?

Ø El día del solsticio de verano, la altura del Sol cuando pasa por el meridiano del lugar vale

β = 90º - ϕ + ε

Ø El día del equinoccio de otoño, la altura del Sol cuando pasa por el meridiano del lugar vale

β = 90º - ϕ

Ø El día del solsticio de invierno, la altura del Sol cuando pasa por el meridiano del lugar vale.

β = 90º - ϕ - ε

En Alicante, cuya latitud geográfica es de 38º y ε = 23,5º. Al mediodía solar.

ÉPOCA DEL AÑO SOMBRA PRO-

YECTADA (gnomon de 50 cm)

ALTURA SOBRE EL HORIZONTE

(en º)

DECLINACIÓN DEL SOL (en º)

Equinoccio de primavera (20 de marzo) 39,1 cm 52º 0º

Solsticio de verano (21 de junio) 13,1 cm 75,3º 23,5º

Equinoccio de otoño (22 de septiembre) 39,1 cm 52º 0º

Solsticio de invierno (21 de diciembre) 92,1 cm 28,5º -23,5º



Una práctica interesante puede ser la determinación del ángulo de inclinación del eje de

giro de la Tierra a partir de la medición de la sombra proyectada por el Sol, en el momento de su

culminación (paso por el meridiano del lugar) el día del solsticio de invierno (21 de diciembre),

por ejemplo.

A partir de.

β = 90º - ϕ - ε

ε = 90º - ϕ - β

En otras fechas, podemos hacer uso de la medida de la sombra al mediodía para obtener la

declinación del Sol δ.

δ + β = 90º - ϕ

δ = 90º - δ - ϕ

10. El plincton de Ptolomeo

Se trata de una pieza prismática (ortoedro), perfectamente regular y orientado en la direc-

ción norte-sur. Sobre una cara lateral situamos un vástago horizontalmente, por ejemplo un clavo

y observamos la inclinación de la sombra en el

instante del mediodía solar (máxima altura del Sol).

El día del equinoccio de primavera, el ángulo

σ coincide con la latitud del lugar. Durante el in-

vierno aumenta hasta el valor (ϕ + 23,5º) y durante

el verano disminuye hasta el valor (ϕ - 23,5º). En

todos los casos, la variación en el ángulo de la

sombra con relación a la sombra proyectada el día del equinoccio nos mide directamente la de-

clinación solar en cada día del año. Hay que señalar que “hacia arriba” medimos declinaciones

negativas y “hacia abajo” medimos declinaciones positivas del Sol.

σ



Incluso, si construimos un plincton suficientemente grande, podemos usarlo como calenda-

rio porque para cada fecha la declinación solar toma un valor característico (en realidad existen

dos fechas en el año, separadas 6 meses, con igual declinación).

11. El polos

Nuestro objetivo es estudiar el movimiento diario del

Sol y deducir conclusiones a partir de su trayectoria. Con el

“gnomon” podemos estudiar el tamaño y movimiento de las

sombras proyectadas, pero si queremos conocer la trayecto-

ria del Sol es mejor recurrir a un sencillo instrumento; “el

polos”.

Está formado por una semiesfera hueca de unos 40 cm

de diámetro donde colocamos una pieza pequeña, por ejem-

plo un botón, en su centro, sujeto por un hilo fino apoyado en los extremos. Conviene pintar el

fondo de la semiesfera de un color suave para evitar reflejos.

El Sol proyecta sobre la semiesfera la sombra de ese

botón. Ahora, señalamos la posición de la sombra con un

rotulador. A lo largo del día vamos realizando marcas cada

media hora, por ejemplo. Al terminar tendremos una suce-

sión de marcas que uniremos mediante una línea. La línea

así trazada es la imagen de la trayectoria del Sol a lo largo

del día.

Realizando la experiencia al cabo de varios días podremos comprobar cómo cambia la tra-

yectoria solar a lo largo del año. Es imprescindible mantener el polos alineado en una misma di-

rección.

Con el polos, podemos determinar.

Ø La altura del Sol en un momento dado. La altura del Sol al mediodía es especialmente

interesante.



Ø El recorrido aparente del Sol un día cualquiera.

Ø Los puntos del horizonte por los que sale el Sol y se pone.

Ø La duración del día según las estaciones (a través de la curva obtenida).

construcciÓn de relojes de sol. teorÍa y...

Documents