La excentricidad orbital

Además de trasladarse alrededor del sol, la Tierra gira sobre su propio eje. El tiempo que tarda en completar una vuelta entera, tomando como referencia las estrellas lejanas —no el sol— se llama día sidéreo, y dura exactamente 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Es una medida puramente rotacional: constante, ajena a la órbita.

Pero mientras gira, la Tierra también avanza por su órbita. En esas mismas 23h 56m 4s se ha desplazado aproximadamente 1° a lo largo de su camino alrededor del sol. Ese avance hace que, al completar la vuelta sidérea, el sol ya no esté exactamente en la misma posición del cielo que el día anterior: se ha quedado «atrás», y la Tierra tiene que girar ese grado de más para que el sol vuelva a cruzar tu meridiano. Girar un grado extra, a la velocidad de rotación terrestre, lleva unos 3 minutos y 56 segundos — y esa es, precisamente, la diferencia entre el día sidéreo (23h 56m 4s) y el día solar medio de 24 horas exactas.

Ese grado de sobregiro no es idéntico todos los días del año. Por la segunda ley de Kepler, la Tierra avanza más deprisa por su órbita cuando está cerca del sol y más despacio cuando está lejos — así que el ángulo que hay que recuperar cada día, y el tiempo que cuesta recuperarlo, varía a lo largo del año al mismo ritmo que la excentricidad orbital. Ese es, exactamente, el origen físico del efecto que se explica en el resto de esta página.

A comienzos de enero, cerca del perihelio, la Tierra recorre unos 1,02° de su órbita cada día, y el sobregiro necesario dura unos 4 minutos y 4 segundos. A comienzos de julio, cerca del afelio, recorre solo unos 0,95°, y el sobregiro se queda en unos 3 minutos y 48 segundos. Son apenas 16 segundos de diferencia entre un extremo y otro — pero, acumulados día a día a lo largo de meses, son los que terminan desplazando el mediodía solar los más de 7 minutos que se ven en la gráfica de más abajo.

La órbita de la Tierra no es un círculo perfecto, sino una elipse muy suave, con una excentricidad de apenas 0,0167. Según la segunda ley de Kepler, la Tierra se mueve más deprisa cuando está más cerca del sol —el perihelio, a comienzos de enero— y más despacio cuando está más lejos —el afelio, a comienzos de julio—.

Como el sol avanza a velocidad angular constante solo en el promedio anual, esa variación real de velocidad orbital hace que el sol se adelante o se atrase respecto al tiempo medio, en un ciclo que se repite una vez al año, alineado con el perihelio y el afelio.

Aislado de la inclinación del eje —es decir, suponiendo un eje sin inclinar—, este factor desplaza el mediodía solar hasta unos 7 minutos y 39 segundos por delante o por detrás del tiempo medio.

Con la inclinación del eje en cero, el sol nunca se aparta del ecuador celeste: su declinación es siempre 0°, así que a lo largo del año se ve exactamente a la misma altura del cielo, sin desviarse hacia el norte ni hacia el sur. Lo único que cambia, por la excentricidad, es el instante en que cruza tu meridiano cada día: unas veces un poco antes del mediodía medio, otras un poco después. Por eso, si se fotografiara el sol siempre a la misma hora de reloj durante un año entero y la única causa en juego fuera la excentricidad, todos los puntos caerían sobre una misma línea horizontal: el sol se desplazaría adelante y atrás en el tiempo, pero nunca arriba ni abajo en el cielo.