La Terra com a cos celeste

La forma de la Terra

Que la Terra és rodona és una realitat que ningú no posa en dubte avui dia, encara que han calgut molts segles per a abandonar la vella idea que assegurava que la Terra era plana. Tot i això, tampoc no hem de considerar-la una esfera perfecta. És més exacte parlar d’una esfera lleugerament aplatada als pols, és a dir, un sòlid descrit per la rotació d’una el·lipse sobre un dels seus eixos, el nom més correcte del qual és el·lipsoide. Per això, el radi equatorial de la Terra és més gran, tot i que no gaire, que el radi polar. Aquest fet ha estat verificat amb l’inici de les exploracions espacials. Ha estat a partir del 1957 que s’han pogut determinar les diverses dimensions terrestres cada vegada amb més precisió, gràcies al llançament a l’espai dels primers satèl·lits artificials i, posteriorment, de les naus espacials nord-americanes i soviètiques i mitjançant l’estudi de les seves òrbites i l’examen atent de les fotografies preses des de l’espai.

Així, doncs, la Terra té forma el·lipsoïdal, una mica aixafada als pols. De tota manera, per a l’estudi de la geografia, el planeta es pot continuar considerant una esfera sense cap mena de problema.

La Terra és un disc o una esfera?

Dimensions dels diàmetres equatorial i polar de la Terra segons el Sistema Geodèsic de Referència. Realment, vista de la vora, la Terra té forma d’un el·lipsoide aplatat, ja que és una esfera aixafada una mica als extrems de l’eix polar i lleugerament abombada al voltant de l’equador.

ECSA

Com que la superfície terrestre és molt extensa, és difícil observar-ne la curvatura; per això, a primer cop d’ull, la Terra sembla plana. És el que es pensava en temps antics.

Van ser el filòsof grec Pitàgores i els seus deixebles, uns cinc-cents anys abans del naixement de Crist, els primers que van formular la hipòtesi que la Terra era esfèrica. Però ho deien no com a resultat d’un estudi científic sinó més aviat per motius filosòfics, ja que consideraven l’esfera la forma més perfecta i, per tant, en deduïen que la Terra, seu de l’ésser humà, havia de ser esfèrica.

Uns segles més tard, en època hel·lenística, el problema es va plantejar de manera més científica i, interpretant correctament algunes observacions, es va arribar a la conclusió que la Terra havia de ser esfèrica. Es va observar, per exemple, que quan un veler apareixia a l’horitzó en un dia de molt bona visibilitat, al principi només se’n veia l’arboradura, i després, el buc. Aquest fenomen és degut a la curvatura de la Terra, que en un primer moment tapa la part baixa del vaixell. Una altra observació coneguda des de feia segles, però que no s’havia pogut explicar correctament, era el fet que certes illes no eren visibles des de la platja, però apareixien a l’horitzó quan es pujava una mica muntanya amunt per un turó.

El científic Eratòstenes (segle III aC) fins i tot va aconseguir calcular, amb notable precisió, la mesura del radi terrestre (que és de 6 370 km aproximadament), gràcies a un mètode enginyós basat en la inclinació aparent del Sol en dues ciutats egípcies diferents, Syene (avui, Assuan) i Alexandria. Però encara havien de passar molts segles abans que la idea d’una Terra esfèrica fos acceptada per tots els científics. De fet, a l’edat mitjana encara era molt difosa l’opinió que el nostre planeta era pla, una mena de disc situat al centre de l’univers on les terres emergides eren envoltades per un únic i gran oceà fins als extrems, els anomenats "confins del món". En temps de Galileu, i Newton es va demostrar definitivament que la Terra era esfèrica

La retícula geogràfica

Els meridians són circumferències màximes traçades sobre la superfície terrestre que passen pels pols. Els paral·lels són circumferències menors traçades en plans paral·lels a l’equador. La longitud i la latitud es mesuren respectivament sobre els arcs dels paral·lels i els meridians. Així, el punt P, per exemple, és a 30° de latitud N i a 60° de longitud W.

ECSA

La Terra està dotada d’un moviment de rotació al voltant d’ella mateixa, és a dir, al voltant d’un diàmetre que s’anomena eix terrestre i que uneix dos punts oposats de la superfície del planeta, el pol Nord i el pol Sud. Imaginem ara que connectem els dos pols amb un gran nombre de circumferències, el centre de les quals sigui el centre de la Terra. Així, haurem traçat sobre la superfície terrestre els meridians, que podem considerar si fa no fa circumferències (totes de la mateixa longitud) però que, en realitat, com que la Terra té forma el·lipsoïdal, són el·lipses. Un pla perpendicular a l’eix terrestre, situat a una distància igual dels dos pols, dibuixa en la superfície del planeta una circumferència anomenada equador. L’equador subdivideix la Terra en dos hemisferis iguals, l’un per sobre (hemisferi nord o boreal) i l’altre per sota, cap al pol Sud (hemisferi sud o austral). Si, en desplaçar-nos cap als pols, tracem unes altres circumferències, totes en plans paral·lels a l’equador, obtindrem els paral·lels, que són progressivament més petits a mesura que ens traslladem cap al nord i cap al sud fins a arribar als pols.

La intersecció dels meridians i els paral·lels forma una retícula geogràfica. En teoria, el nombre de meridians i paral·lels és infinit. Amb tot, per convenció, s’han fixat 360 meridians principals obtinguts dividint l’equador en 360 parts iguals. Aquest és l’angle d’un gir complet, que té per tant una amplada de 360°. Cada meridià dista 1° del següent i 1° del precedent. S’ha establert que el meridià a partir del qual es comença a comptar, el meridià zero, és el que passa per la localitat de Greenwich, prop de Londres, seu d’un important observatori astronòmic.

Pel que fa als paral·lels, la cosa canvia una mica. El paral·lel zero, el més important, és òbviament l’equador. L’arc comprès entre l’equador i el pol Nord forma un angle de 90° i ha estat subdividit, perquè sigui més pràctic, en 90 parts iguals (el mateix val per a l’arc que va de l’equador al pol Sud). Per a tots els punts obtinguts amb aquesta subdivisió s’han traçat els paral·lels corresponents, que resulten progressivament més petits cap al nord i cap al sud. El paral·lel que correspon a cada pol és un punt i no una circumferència.

Tròpics i cercles polars

Simètricament, a 23° 27’ al nord i al sud de l’equador, hi ha dos paral·lels importants que s’anomenen tròpic de Càncer i tròpic de Capricorn. Els cercles polars i els tròpics delimiten les cinc bandes astronòmiques fonamentals, que són les zones glacials àrtica i antàrtica, les zones temperades i la zona tòrrida central.

ECSA

Hi ha dos paral·lels més, que també són molt importants i que estan situats simètricament respecte a l’equador, a 23° 27’ al nord i a 23° 27’ al sud. Són els anomenats tròpics. El de l’hemisferi boreal (septentrional) s’anomena tròpic de Càncer i el de l’hemisferi austral (meridional), tròpic de Capricorn. També cal recordar el cercle polar àrtic, paral·lel situat a 66° 33’ al nord de l’equador, i per tant relativament a prop del pol Nord, i el cercle polar antàrtic, paral·lel situat a 66° 33’ al sud de l’equador, al voltant del pol Sud. Tots dos paral·lels delimiten els casquets polars.

Aquests quatre paral·lels subdivideixen la Terra en cinc grans bandes o zones astronòmiques fonamentals. Entre els dos tròpics hi ha la zona tòrrida, que inclou també l’equador; entre el tròpic de Càncer i el cercle polar àrtic, i entre el tròpic de Capricorn i el cercle polar antàrtic, hi ha dues zones temperades, la boreal i l’austral respectivament; i els dos cercles polars contenen dues zones polars que comprenen, doncs, també els pols. Les zones astronòmiques no coincideixen exactament amb les grans faixes de la vegetació terrestre, però s’hi corresponen en certa manera.

La retícula geogràfica traçada mitjançant els meridians i els paral·lels ens permet establir exactament la situació de qualsevol localitat o accident geogràfic (ciutats, muntanyes, llacs o, fins i tot, edificis concrets) de la superfície terrestre, perquè es defineix per la intersecció d’un meridià i un paral·lel. Més exactament, els meridians defineixen la longitud i els paral·lels la latitud d’un indret. La longitud d’un punt de la superfície terrestre és la distància angular del meridià fonamental i es mesura al llarg del paral·lel que passa per aquest punt. La latitud és la distància angular de l’equador, mesurada al llarg del meridià que passa per aquest punt.

Continents i oceans

Menys d’una tercera part de la Terra és terra ferma, ja que gairebé el 71 per cent del planeta és aigua. Els blocs continentals són quatre (Euràsia i Àfrica, Amèrica, Oceania i l’Antàrtida), mentre que els oceans són tres (el Pacífic, de bon tros el més extens, l’Atlàntic i l’Índic). L’hemisferi nord posseeix un percentatge més gran de terres emergides que l’hemisferi sud.

ECSA

Quadre 3.1 Superfície dels continents i els oceans.

ECSA

Quan observem un mapamundi o un planisferi, de seguida salta a la vista que la superfície de la Terra és dividida en oceans i en terres emergides, agrupades en grans blocs anomenats continents.

Considerada la Terra globalment, es veu que els continents ocupen una superfície clarament inferior a la dels oceans, ja que solament el 29,2% del total és terra ferma enfront del 70,8% restant que és mar. Els blocs continentals són quatre: el constituït per Europa, Àsia i Àfrica, anomenat Vell Món (cal recordar que l’Àfrica, unida a Euràsia, en va ser separada pel canal artificial de Suez); el format per l’Amèrica del Nord, Central i del Sud, anomenat Nou Món; Austràlia, que amb les nombroses illes i arxipèlags del Pacífic constitueix Oceania; i l’Antàrtida. Per raons historicoculturals, les tres parts que formen el Vell Món es descriuen separadament. Els oceans, en canvi, són tres: el Pacífic, que és el més extens, l’Atlàntic i l’Índic; hi ha qui considera també oceà el mar Glacial Àrtic, però de fet sol incloure’s en l’oceà Atlàntic. Les superfícies dels continents i els oceans s’indiquen al quadre. Fixem-nos també que a l’hemisferi boreal hi ha un percentatge més gran de terres emergides que a l’austral.

Les elevacions màximes del globus apareixen al sistema de cadenes muntanyoses Karakoram-Himàlaia, a l’Àsia, on hi ha ben bé catorze muntanyes l’altitud de les quals supera els 8 000 m. La més alta en termes absoluts és el mont Everest (o Chomolungma), de 8 848 m, coronat per Edmund Hillary i el xerpa Tensing, que en van assolir el cim pel vessant oriental el 23 de maig de 1953. A Europa, la muntanya més alta és el Mont Blanc, a la frontera entre França, Itàlia i Suïssa, que assoleix els 4 807 m en territori francès. El cim del massís, situat als Alps occidentals, va ser coronat per primera vegada el 1786 per J. Balmat i M.G. Piccard. L’altitud mitjana de totes les terres emergides, calculada imaginant que s’omplen les depressions amb material tret de les muntanyes i que després s’anivella tot, és de 840 m.

A l’oceà Pacífic, en canvi, hi ha les depressions màximes de la Terra, és a dir, les àrees més profundes, com la fossa de les Marianes, a la Micronèsia, o la fossa de les Filipines, que superen una mica els 11 000 m de fondària.

Com orientar-se en la volta celeste?

Elements principals de referència astronòmica. Al dibuix de la dreta, la semiesfera celeste que és damunt l’horitzó astronòmic comprèn un casquet d’estels circumpolars que no es ponen mai i d’estels que apareixen i es ponen quan la seva trajectòria intersecciona amb l’horitzó astronòmic.

ECSA

Quan observem el cel, se’ns presenta sota aspectes ben diferents segons si és de dia o de nit. De dia, es veu com una cúpula de color blau més o menys clar a causa de la difusió de la llum solar per part de l’atmosfera, un blau tacat sovint de núvols blancs o grisencs que, al matí o al vespre, il·luminats per la llum del dia que neix o mor, exhibeixen totes les tonalitats del groc fins al vermell porpra (pel que fa a les explicacions del fenomen de la coloració del cel, vegeu "L’atmosfera terrestre i el clima"). De nit, se’ns mostra com una cúpula fosca, a la qual s’atribueix el nom de volta (o esfera) celeste, puntejada d’innombrables cossos més o menys brillants i pampalluguejants, que són els astres o cossos celestes.

A causa del moviment de rotació de la Terra al voltant del seu eix d’oest a est, ens sembla que els estels i els planetes, inclosos el Sol i la Lluna, es mouen en un moviment conjunt d’est a oest; però es tracta d’una il·lusió provocada justament per la rotació terrestre. La trajectòria circular traçada sobre la volta celeste pel moviment aparent del Sol durant l’any s’anomena eclíptica.

Per a poder orientar-nos en aquesta esfera hem de buscar en primer lloc els quatre punts cardinals que també s’empren en geografia. L’est és per on surt el Sol, l’oest per on es pon, el sud ens l’indica la posició de l’astre al migdia, i el nord queda a l’esquena del Sol. De manera més precisa podem dir que els punts en què l’eix de rotació terrestre, prolongat fins a l’infinit, troba l’esfera celeste defineixen el pol Nord i el pol Sud celestes. El pol Nord celeste es troba molt a prop d’una estrella força lluminosa de la constel·lació de l’Óssa Menor, la Polar, que per això sempre apareix immòbil en l’esfera celeste. Per aquest motiu, abans de la invenció de la brúixola, era el punt de referència celeste principal per als navegants i els viatgers. En realitat, a causa del moviment de l’eix terrestre i de la precessió dels equinoccis (vegeu "Altres moviments de la Terra"), la Polar de l’Óssa Menor no sempre ha indicat el nord en el passat, ni l’indicarà sempre en el futur; més ben dit, d’aquí a uns quants milers d’anys, una altra estrella farà molt probablement d’"estrella polar".

Però tornem al tema relatiu a l’orientació en l’esfera celeste mitjançant l’establiment d’unes referències astronòmiques bàsiques. Com s’ha esmentat al començament de l’article, la superfície de la Terra ha estat "seccionada" per convenció en meridians i paral·lels. El paral·lel més llarg rep el nom d’equador. Si imaginem que projectem a la volta celeste els meridians obtindrem els meridians celestes, entre els quals destaca el que passa pels pols Nord i Sud celestes i, alhora, per dos punts imaginaris que són el zenit i el nadir. El zenit correspon al punt de l’esfera celeste situat directament per sobre del cap de l’observador; més exactament, és el punt on l’esfera celeste imaginària troba la línia recta perpendicular al pla de l’horitzó que passa per l’observador. El nadir és el punt de l’esfera celeste exactament oposat al zenit. Si projectem a la volta celeste la línia de l’equador, obtindrem l’equador celeste.

L’horitzó astronòmic és la línia corbada imaginària que s’obtindria en la volta celeste si poguéssim allargar-hi el pla de l’horitzó que passa per l’observador. Aquest horitzó divideix l’esfera celeste en dos hemisferis, l’un al nord (septentrional), que podem observar cada nit, i l’altre al sud (meridional), que és invisible per als habitants de l’hemisferi boreal terrestre, és a dir, de les regions situades al nord de l’equador.

Els moviments de la Terra

Trajectòries diverses del Sol durant els equinoccis i els solsticis des de la nostra latitud, El fet que l’eix terrestre sigui inclinat respecte al pla perpendicular de l’òrbita determina les estacions astronòmiques, que tenen un límit marcat pels dos solsticis i els dos equinoccis.

ECSA

La Terra, com els altres planetes, no està immòbil a l’espai, sinó que posseeix dos moviments fonamentals: un de rotació sobre el seu propi eix i un altre de translació al voltant del Sol. El descobriment d’aquests dos moviments de la Terra es remunta al segle XVI quan Copèrnic establí, així, les bases per al sistema heliocèntric. En "Breu història de l’univers" es parla més àmpliament del pas de la concepció geocèntrica, defensada pels antics, a l’heliocèntrica. Ara, aquí, descriurem els moviments de la Terra i els efectes que tenen sobre la vida terrestre.

La rotació terrestre

Amb una mica d’imaginació, la Terra es pot comparar a una gran baldufa perquè gira sobre ella mateixa, al voltant del seu eix (el diàmetre imaginari que uneix els dos pols), d’oest a est, en sentit contrari a les agulles del rellotge. Una rotació completa dura unes 24 hores, exactament 23 hores, 56 minuts i 4 segons.

Aquest moviment de rotació és el que provoca l’alternança del dia i la nit. La successió de la claror i la foscor té un munt de conseqüències diverses per als éssers vius. El dia i la nit són separats pel crepuscle, que precedeix la sortida del Sol per orient (alba o aurora) i segueix la posta per occident (vespre), i és progressivament més llarg a mesura que ens desplacem de l’equador cap als pols.

A qui es troba a la superfície de la Terra li sembla que el Sol es desplaça cada dia d’est a oest, cosa de la qual ja estaven convençuts els antics, que consideraven que la Terra romania immòbil al centre de l’univers; en realitat, però, és el nostre planeta que, amb el seu moviment de rotació, fa la impressió del moviment aparent del Sol.

La translació terrestre

El moviment de rotació és acompanyat per un moviment de translació del nostre planeta al voltant del Sol, que es completa en un any (any sideral o solar) o, per ser més exactes, en 365 dies, 6 hores, 9 minuts i 9 segons. Aquest moviment segueix una trajectòria el·líptica no gaire aixafada, força semblant a una circumferència.

La Terra, doncs, gira al voltant del Sol, respecte al qual és a una distància sempre diferent, ja que pot oscil·lar entre la del punt més pròxim, que és el periheli: uns 147 000 000 km a ple estiu de l’hemisferi nord, el 4 de juliol, i la del punt més allunyat, que és l’afeli: uns 152 000 000 km, el 3 de gener. La distància mitjana Terra-Sol, avaluada en 149 500 000 km, constitueix l’anomenada unitat astronòmica (UA).

Les observacions astronòmiques han permès establir que l’eix terrestre N-S que uneix els pols, al voltant del qual la Terra realitza el moviment de rotació, és inclinat respecte al pla sobre el qual es troba l’òrbita terrestre. L’eix N-S i el pla orbital formen un angle aproximat de 66° 33’.

Al llarg de cada translació completa la Terra fa 365 rotacions, una cada dia. La velocitat mitjana de translació és de 108 000 km/h, però, de la mateixa manera que no ens adonem de la rotació diürna, els éssers vius tampoc no adverteixen directament aquest moviment anual.

Les estacions

L’òrbita de la Terra i les estacions. Les variacions de la distància entre la Terra i el Sol determinen que el nostre planeta rebi quantitats diverses d’energia en les diferents èpoques de l’any, però no són la causa de l’estiu i de l’hivern. Les estacions són degudes a la inclinació de l’eix de la Terra, que forma un angle de 23° 27’ respecte de la perpendicular al pla de l’eclíptica.

ECSA

Durant el moviment de translació de la Terra al voltant del Sol, se succeeixen amb una renovació periòdica diferents condicions d’il·luminació i d’escalfament del terra, causades essencialment per la diferent altitud del Sol a l’horitzó. En efecte, com que l’eix terrestre no és perpendicular al pla de l’òrbita, sinó inclinat 23° 27’ respecte al pla perpendicular, durant el desplaçament al llarg de l’òrbita la Terra queda inclinada diversament respecte dels raigs solars. Per aquesta raó, l’any ha estat dividit en quatre estacions astronòmiques, el límit respectiu de les quals és marcat per quatre moments concrets: dos solsticis i dos equinoccis; això és, el solstici d’hivern, l’equinocci de primavera, el solstici d’estiu i l’equinocci de tardor. Els equinoccis i els solsticis no són fixos, és a dir, no s’escauen sempre a la mateixa hora ni el mateix dia sinó que poden variar una mica. De tota manera, l’equinocci de primavera s’escau pels volts del 20 o 21 de març de cada any; el solstici d’estiu, el 21 de juny; l’equinocci de tardor, el 22 o 23 de setembre; i el solstici d’hivern, el 21 o 22 de desembre.

Durant el solstici d’hivern l’eix terrestre és inclinat respecte als raigs solars, que arriben perpendicularment al tròpic de Capricorn; el casquet polar àrtic queda del tot a les fosques i l’antàrtic, en canvi, del tot il·luminat. A l’hemisferi austral el dia dura més que la nit, mentre que al boreal es dóna la durada màxima de la nit respecte al dia. Al solstici d’estiu la situació existent als dos hemisferis és exactament l’oposada a la que acabem de descriure. Durant els dos equinoccis, en canvi, l’eix terrestre queda perpendicular als raigs solars, de manera que la durada del dia i la nit és igual a tots dos hemisferis.

A les zones glacials es dóna un fenomen interessant, l’anomenat sol de mitjanit, que s’esdevé durant un cert període de l’any en una de les dues àrees polars quan el Sol no es pon mai, ni tan sols en plena nit, i davalla molt en l’horitzó per després remuntar cap al matí. Consegüentment, a l’àrea polar oposada i en el mateix període de l’any, el Sol no surt mai. El sol de mitjanit al cercle polar àrtic és visible el dia del solstici d’estiu i, a mesura que ens desplacem cap al nord, resulta visible durant més dies fins a arribar al pol, on s’alternen sis mesos de llum contínua, amb el Sol sobre l’horitzó durant tota la nit (de l’equinocci de primavera al de tardor), i sis mesos de foscor, durant els quals el Sol no surt mai. Exactament al contrari passa al pol Sud.

Com que la font de calor terrestre és el Sol, la temperatura del planeta depèn de la durada de l’exposició als raigs solars. A l’estiu, a l’hemisferi boreal els dies són més llargs que les nits i per tant els raigs solars escalfen més temps la superfície terrestre; per això és l’estació més calorosa. A l’hivern, quan les nits són llargues i el Sol escalfa durant poques hores la superfície de la Terra, s’assoleix el màxim fred. El període de dies llargs a l’hemisferi septentrional correspon, per tant, al de nits llargues a l’hemisferi meridional; així, quan al nord de l’equador és estiu al sud és hivern, i viceversa.

Considerem ara el cas d’una localitat qualsevol situada al nord del cercle polar àrtic. El 21 de juny aquesta localitat, en girar al voltant de l’eix terrestre, no entra mai a la zona en ombra, és a dir, que el Sol no es pon i sempre és de dia. Aquest fet pot semblar que es contradiu amb el que hem dit abans, ja que si la calor depèn de la durada de l’exposició al Sol, com és que a les regions polars, on el Sol no es pon, fa més fred que a Europa, on en canvi és de nit?

Doncs, perquè hi intervé el fenomen de la inclinació dels raigs solars. A mesura que s’avança de l’equador cap als pols, els raigs solars arriben a la superfície terrestre cada vegada més esbiaixats. La mateixa quantitat de calor s’ha de difondre per una superfície més extensa i per tant cada unitat de superfície rep una escalfor menor. A les regions àrtiques, el solstici d’estiu és també el moment més calorós de l’any; això no obstant, les regions polars romanen més fredes que les temperades i tòrrides a causa de la major obliqüitat dels raigs solars.

Els fusos horaris

Mapa dels fusos horaris del món. En aquest mapamundi es mostren les principals zones horàries en meridians equidistants 15 graus. Dintre de cada zona, s’indica la diferència horària amb Greenwich.

ECSA

Hem vist ja que el nostre planeta és en moviment perpetu al voltant del Sol, en un recorregut que anomenem òrbita. Però, a nosaltres, ens sembla que és el Sol el que es desplaça cada dia, d’est a oest. En aquest vagareig al voltant d’una Terra només aparentment immòbil, el Sol travessa successivament tots els plans on es troben els meridians. Així, entenem per migdia el moment en què el Sol és justament a sobre el nostre meridià, és a dir, a la màxima altitud sobre l’horitzó. Però, òbviament, si en un moment determinat el Sol és exactament, per exemple, sobre el meridià de Lleida (és a dir, quan a Lleida és migdia), no pot ser sobre el meridià, posem per cas, de Moscou, i per tant el migdia de Moscou no pot coincidir amb el de Lleida ni amb el de Manila o Nova York o qualsevol altra localitat que no estigui situada en el mateix meridià.

Per ser més exactes, podem dir que quan en un meridià determinat és migdia, en el meridià situat un grau a l’est d’aquest és migdia i 4 minuts i, en canvi, al meridià un grau més a l’oest és migdia menys 4 minuts; al meridià, per exemple, situat 15 graus a l’est és la una, mentre que al meridià 15 graus més a l’oest són les onze, i així successivament. Al meridià situat a 180 graus de distància (l’antimeridià) és mitjanit.

Però, com es pot solucionar el problema d’horaris tan diferents, que complicarien molt les relacions i les comunicacions entre els diferents països, sobretot els més allunyats? Per una convenció internacionalment acceptada, s’ha subdividit la Terra en vint-i-quatre fusos iguals, cadascun dels quals és delimitat per dos meridians separats entre ells per 15 graus. Dins de cada fus, tots els rellotges marquen la mateixa hora, precisament la del meridià central. Així, a la superfície terrestre hi ha diferències d’horari, però sempre d’un nombre enter d’hores. A més, per a més comoditat, els límits dels fusos horaris s’han desviat, allà on calia, per tal de respectar les fronteres dels estats i impedir la situació a voltes desagradable i incòmoda de tenir hores diferents dins un mateix país.

Hi ha una petita complicació en aquells països que, per diferents motius, adopten una hora diferent de la del fus al qual pertanyen. A Espanya, com a la resta de la Unió Europea, durant els mesos de primavera i estiu, el migdia s’avança una hora més i llavors els rellotges marquen una hora oficial que és dues hores més avançada que l’hora solar.

Però encara hi ha un altre problema derivat de la subdivisió de la Terra en fusos horaris. Com que, per tot el que acabem de dir, en desplaçar-nos cap a l’oest es recula en el temps i en desplaçar-nos cap a l’est s’avança en el temps, si ens imaginem que fem en un moment una volta sencera a la Terra d’est a oest podria passar que ens trobéssim al punt de partida... el dia abans d’haver sortit! En canvi, fent en un sol instant la volta al món d’oest a est arribaríem al punt de partida l’endemà.

Com solucionar aquesta paradoxa aparent? S’ha establert que un cert meridià, precisament l’antimeridià de Greenwich, defineix la línia del canvi de data. A l’est d’aquest meridià és una certa data, i a l’oest la data següent. Aquest fet evita els problemes suara esmentats perquè l’antimeridià de Greenwich se situa gairebé sempre sobre el mar i, en els pocs trossos que passa per terra ferma, la línia de canvi de data s’ha desviat cap a l’oceà.

Altres moviments de la Terra

A més de la rotació al voltant de l’eix N-S i la translació al voltant del Sol, cal esmentar dos moviments més que afecten el nostre planeta. En primer lloc, existeix un lentíssim desplaçament de l’eix terrestre, que no es manté sempre paral·lel a ell mateix, sinó que, en quedar blocat en el seu punt medial (que és el centre de la Terra) i en mantenir-se constant la inclinació respecte al pla orbital, gira de manera que els dos semieixos cobreixen dues superfícies còniques i, en correspondència amb els pols celestes, descriuen, en sentit horari, dues circumferències paral·leles al pla orbital. Aquest moviment es completa en uns 28 500 anys i, naturalment, el desplaçament que fa cada any és a penes perceptible. Consegüentment, també pateix un desplaçament el pla equatorial.

Tots aquests moviments causen un fenomen important, és a dir, el desplaçament dels dos punts d’intersecció de l’equador celeste amb l’eclíptica, punts en què el Sol es troba en els dos equinoccis, de primavera i de tardor. Aquest desplaçament té lloc en una direcció tal que fa anticipar els equinoccis i, per això, es parla de precessió dels equinoccis. Però aquesta anticipació no es pot advertir amb la nostra mesura del temps, la qual ja està configurada tenint en compte aquest fenomen. El nostre any cobreix un interval de temps que va d’un equinocci al següent. En canvi, d’un any per l’altre es verifica una posició del Sol sempre diferent, en la mateixa situació estacional, respecte al fons de les estrelles fixes sobre el qual sembla que es mogui i que és la faixa del zodíac.

A més del desplaçament de l’eix terrestre, que acabem de descriure amb les seves conseqüències principals, la Terra es ressent també d’una complicació d’aquest moviment. És l’anomenada nutació, segons la qual l’eix terrestre, en traçar les circumferències descrites més amunt, efectua al mateix temps unes oscil·lacions periòdiques molt petites.

El zodíac

La trajectòria circular que el Sol sembla descriure per la volta celeste (o eclíptica), segons la visió sempre nova des de la Terra que gira al seu voltant, es desenvolupa al centre d’una franja de l’esfera celeste que ha cridat l’atenció dels astrònoms des de l’antiguitat. En efecte, és en aquesta faixa on, a més del Sol, es mouen també els planetes visibles a primer cop d’ull i la Lluna. Això és degut al fet que les seves òrbites són poc inclinades respecte de l’eclíptica i el seu moviment, projectat a la volta celeste, origina trajectòries aparents molt properes a la del Sol (vegeu "La gravitació universal").

Des dels temps de Babilònia, aquesta regió celeste, anomenada zodiacal, se subdivideix en dotze parts de 30 graus cadascuna, on s’identifiquen dotze constel·lacions, que es corresponen amb els períodes mensuals. D’acord amb la disposició de les estrelles, les constel·lacions del zodíac reben noms d’animals o de figures mitològiques: Àries, Taure, Bessons, Càncer, Lleó, Verge, Balança, Escorpió, Sagitari, Capricorn, Aquari i Peixos.

Les correspondències entre els mesos de l’any i les constel·lacions zodiacals són una de les bases de l’astrologia, que pretén relacionar els fets humans amb les posicions dels astres. Així, podem trobar a qualsevol horòscop que un dia pot ser més propici per a tenir accidents per als nascuts sota un signe determinat o bé que un altre dia serà molt bo per als negocis o l’amor. Cap d’aquestes pretensions no té un suport científic. Es tracta de tradicions que obeeixen a la voluntat popular de trobar alguna manera de tenir més control sobre l’entorn, fet que atorga una certa seguretat. Avui s’han de veure com un simple entreteniment mancat de tot valor per a regir les nostres vides.