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Articulo de referencia

Órbita de la Luna

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La órbita de la Luna , si bien es estable y conocida, es sumamente compleja y, como tal, aún se estudia en la teoría lunar . La mayoría de los modelos describen la órbita de la Luna geocéntricamente, ya que la Luna está principalmente ligada a la Tierra , pero también orbita junto con ella, como el sistema Tierra-Luna , alrededor de su baricentro compartido . Además, desde una perspectiva heliocéntrica, su órbita geocéntrica es el resultado de la perturbación que la Tierra ejerce sobre la órbita de la Luna alrededor del Sol. La Luna orbita alrededor de la Tierra en dirección prograda y completa una revolución con respecto al equinoccio vernal y las estrellas fijas en aproximadamente 27,3 días (un mes tropical y un mes sideral ), y una revolución con respecto al Sol en aproximadamente 29,5 días (un mes sinódico ).

En promedio, la distancia a la Luna es de aproximadamente 384 400 km (238 900 millas) desde el centro de la Tierra, lo que equivale a unas 60 radios terrestres o 1,28 segundos luz. El baricentro se encuentra a unos 4670 km (2900 millas) del centro de la Tierra (aproximadamente el 73 % de su radio). Con una velocidad orbital media alrededor del baricentro de 1022 km/s (2290 mph) , la Luna recorre una distancia aproximada a su diámetro, o alrededor de medio grado en la esfera celeste , cada hora.     

La Luna se diferencia de la mayoría de los satélites regulares de otros planetas en que su plano orbital está más cerca del de su satélite principal —la eclíptica , el plano de la órbita terrestre— que del plano ecuatorial de este último . El plano orbital de la Luna está inclinado unos 5,1° con respecto a la eclíptica (mientras que la Tierra está inclinada unos 23,4°).

Sistema orbital

Dinámica orbital de la Luna, con trayectorias y tamaños exagerados, que ilustra particularmente que la órbita de la Luna es en promedio ligeramente más alejada que cercana al Sol, perturbada por la Tierra. [ 6 ]

La órbita de la Luna es compleja y depende de muchos factores, siendo sus interacciones gravitacionales con la Tierra y el Sol las más importantes. Se considera el problema de los tres cuerpos más antiguo de la astronomía [ 7 ] . Descripciones más complejas de su órbita tienen en cuenta las influencias de Júpiter o de cualquier número ( n ) de cuerpos , como los planetas [ 6 ] .

La atracción gravitatoria más fuerte sobre la Luna se dirige hacia el Sol, más del doble que hacia la Tierra. Sin embargo, la Luna permanece dentro de la esfera de influencia de la Tierra , [ 8 ] produciendo sobre ella fuerzas de marea (diferencias de potencial gravitatorio) más fuertes que las del Sol.

Esquema (sin escala) de las esferas de Hill (como radios bidimensionales) y los límites de Roche de cada cuerpo del sistema Sol-Tierra-Luna. El radio de Hill real para la Luna es del orden de 60 000  km (es decir, se extiende menos de una sexta parte de la distancia de 378 000  km entre la Luna y la Tierra). [ 9 ]

La velocidad relativa al Sol de una luna es siempre, en promedio, igual a la de su estrella principal. Pero para diferenciarse de los troyanos y cuasi-satélites , las lunas verdaderas deben permanecer, y no solo temporalmente, dentro de la esfera de influencia, es decir, igualar la aceleración oscilante hacia y desde la estrella principal. La Luna, en promedio, iguala la velocidad heliocéntrica de la Tierra de 30 km/s y oscila, en promedio, de forma equitativa al ser atraída y arrastrada por la gravedad terrestre. La órbita de la Luna no compensa la velocidad heliocéntrica compartida con la estrella principal, transfiriendo velocidad mediante la suma y resta desigual de velocidad durante la oscilación. Por lo tanto, no solo permanece dentro de la esfera de influencia, oscilando en ella temporalmente, sino que también permanece en ella, oscilando de forma estable.

Además, y a diferencia de Io , la luna de Júpiter, la velocidad de la Luna alrededor de la Tierra (1 km/s) no es mayor que su velocidad heliocéntrica, lo que hace que la Luna no se mueva en su órbita heliocéntrica hacia adelante y hacia atrás en bucles, sino que se siga curvando hacia el Sol, nunca hacia afuera. [ 10 ] En las representaciones del Sistema Solar , es común dibujar la trayectoria de la Tierra desde el punto de vista del Sol y, al mismo tiempo, la trayectoria de la Luna desde el punto de vista de la Tierra. Esto podría dar la impresión de que la Luna orbita la Tierra de tal manera que a veces se mueve hacia atrás cuando se observa desde la perspectiva del Sol. Sin embargo, debido a que la velocidad orbital de la Luna alrededor de la Tierra (1 km/s) es pequeña en comparación con la velocidad orbital de la Tierra alrededor del Sol (30 km/s), esto nunca sucede. No hay bucles hacia atrás en la órbita solar de la Luna.  

En consecuencia, la trayectoria de la Luna es siempre convexa [ 11 ] [ 12 ] (como se ve al mirar hacia el Sol todo el sistema Sol-Tierra-Luna desde una gran distancia fuera de la órbita solar Tierra-Luna), y en ningún lugar es cóncava (desde la misma perspectiva) o en bucle. [ 13 ] [ 11 ] Es decir, la región encerrada por la órbita de la Luna alrededor del Sol es un conjunto convexo .

Las órbitas de la Luna y la Tierra, desde una perspectiva heliocéntrica, pueden cruzarse, lo que hace posible, desde una perspectiva geocéntrica, que la órbita alrededor de la Tierra se mantenga curvada hacia el Sol. Esto se debe a que el intercambio de la curvatura de las órbitas por la atracción mutua es suficiente para que las trayectorias se crucen, pero insuficiente para que alguna se desvíe del Sol.

La curvatura local de la trayectoria de la Luna (a), ya que es atraída hacia el Sol, y no (b) alejándose del Sol por la Tierra, o (c) igual a cero, lo que ocurre cuando las fuerzas gravitatorias del Sol y la Tierra son de la misma magnitud.
Aproximaciones correctas (arriba) y erróneas (abajo) de la órbita de la Luna en un sistema de referencia heliocéntrico (Manual de Astronomía de Young, 1902).

Centro orbital

La Luna y la Tierra juntas tienen un centro de masa , un baricentro orbital , que permanece ubicado dentro de la Tierra a unos 4700 km (2900 millas) del centro de la Tierra, que es aproximadamente 3/4 del radio de la Tierra. Este baricentro se mueve ligeramente a medida que la distancia entre la Luna y la Tierra cambia a lo largo de sus órbitas, y con largos períodos de tiempo el baricentro se mueve y eventualmente saldrá de la Tierra, debido a que la Luna orbita lentamente más lejos de la Tierra, a medida que la fricción de marea drena energía del par giratorio. [ 14 ] : 69 El centro de gravedad del sistema Tierra-Luna está a unos 4671 km (2902 millas) [ 15 ] o 73,3% del radio de la Tierra desde el centro de la Tierra. Este centro de gravedad permanece en la línea entre los centros de la Tierra y la Luna mientras la Tierra completa su rotación diurna. La trayectoria del sistema Tierra-Luna en su órbita solar se define como el movimiento de este centro de gravedad común alrededor del Sol. En consecuencia, el centro de la Tierra se desvía hacia dentro y hacia fuera de la órbita solar durante cada mes sinódico a medida que la Luna se mueve en su órbita alrededor del centro de gravedad común. [ 11 ]   

El Sol ejerce una atracción gravitacional más fuerte sobre la Luna que la Tierra, lo que hace que la Luna orbite principalmente alrededor del Sol, no de la Tierra; [ 16 ] [ 17 ] esto a su vez hace que, en un marco de referencia heliocéntrico , la órbita de la Luna se vea perturbada por la Tierra. [ 11 ] [ 18 ]

Estado

Esto ha llevado a algunos científicos a argumentar que la Luna podría identificarse como un planeta, tanto históricamente [ 19 ] como cualitativamente, [ 20 ] añadiendo que su masa sería suficiente para despejar su órbita alrededor del Sol si estuviera sola. [ 21 ] Esto implicaría que el sistema Tierra-Luna es un planeta doble , [ 14 ] : 70 lo cual entra en conflicto con la definición de lo que califica como planeta según la organización de estándares de la Unión Astronómica Internacional (IAU). Sin embargo, la IAU no tiene una definición bien establecida para sistemas binarios planetarios , ni para lo que constituye un sistema de planeta doble, pero ha afirmado, y la mayoría de los científicos coinciden, que esto requeriría que el baricentro Luna-Tierra estuviera fuera de la Tierra. [ 22 ] [ 23 ]

Dirección

Vista desde el polo celeste norte (es decir, desde la dirección aproximada de la estrella Polaris ), la Luna orbita la Tierra en sentido contrario a las agujas del reloj y la Tierra orbita el Sol en sentido contrario a las agujas del reloj, y la Luna y la Tierra giran sobre sus propios ejes en sentido contrario a las agujas del reloj.

La regla de la mano derecha permite determinar la dirección de la velocidad angular. Si el pulgar de la mano derecha apunta al polo celeste norte, sus dedos se curvan en la dirección en que la Luna orbita la Tierra, la Tierra orbita el Sol, y la Luna y la Tierra giran sobre sus propios ejes.

Propiedades

Tamaños de la Tierra, la Luna y la órbita lunar a escala.
Comparación del tamaño aparente de la Luna en el perigeo y el apogeo lunares.

Las propiedades de la órbita descritas en esta sección son aproximaciones. La órbita de la Luna alrededor de la Tierra presenta muchas variaciones (perturbaciones) debido a la atracción gravitatoria del Sol y los planetas, cuyo estudio ( teoría lunar ) tiene una larga historia. [ 24 ]

Con una velocidad orbital media alrededor del baricentro de 1,022 km/s (2290 mph) , la Luna recorre una distancia aproximada de su diámetro, o alrededor de medio grado en la esfera celeste , cada hora. [ 25 ]  

Forma elíptica

La órbita de la Luna tiene una excentricidad de 0,0549, con distancias al perigeo y al apogeo  de 363.300 km (225.744 millas) y 405.507  km (251.970 millas) respectivamente (una diferencia del 11,6%).

El tamaño aparente de la Luna llena vista desde la Tierra depende de su proximidad al perigeo. Una Luna llena cerca del perigeo se conoce como " superluna ". El diámetro aparente máximo de la Luna es aproximadamente un 12 % mayor que el mínimo; por lo tanto, su área aparente es un 25 % mayor, al igual que la cantidad de luz que refleja hacia la Tierra.

Distancias mínima, media y máxima de la Luna a la Tierra, con su diámetro angular visto desde la superficie terrestre (a escala). Desplácese hacia la derecha para ver la Luna.

Alargamiento

La elongación de la Luna es su distancia angular al este del Sol en cualquier momento. En luna nueva, es cero y se dice que la Luna está en conjunción . En luna llena, la elongación es de 180° y se dice que está en oposición . En ambos casos, la Luna está en sizigia , es decir, el Sol, la Luna y la Tierra están casi alineados. Cuando la elongación es de 90° o 270°, se dice que la Luna está en cuadratura .

Precesión

Animación de la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. Luna · Tierra. Arriba: vista polar; abajo: vista ecuatorial.     

La orientación de la órbita no es fija en el espacio, sino que rota con el tiempo. Esta precesión orbital se denomina precesión apsidal y consiste en la rotación de la órbita lunar dentro del plano orbital, es decir, el cambio de dirección de los ejes de la elipse. El eje mayor de la órbita lunar —el diámetro más largo de la órbita, que une sus puntos más cercano y más lejano, el perigeo y el apogeo , respectivamente— completa una revolución cada 8,85 años terrestres, o 3232,6054 días, al rotar lentamente en la misma dirección que la Luna (movimiento directo), lo que significa que precesa 360° hacia el este. La precesión apsidal de la Luna es distinta de la precesión nodal de su plano orbital y de la precesión axial de la propia Luna.

Inclinación

Inclinación orbital : la órbita de la Luna está inclinada 5,14° con respecto a la eclíptica . Esto muestra la configuración específica durante el lunisce boreal mayor . En esos momentos, el polo norte de la Tierra apunta hacia la Luna y la Luna se encuentra al norte de la eclíptica.

La inclinación media de la órbita lunar respecto al plano de la eclíptica es de 5,145°. Consideraciones teóricas muestran que la inclinación actual respecto al plano de la eclíptica surgió por evolución mareal de una órbita anterior cercana a la Tierra con una inclinación bastante constante respecto al ecuador terrestre. [ 26 ] Se requeriría una inclinación de esta órbita anterior de aproximadamente 10° respecto al ecuador para producir una inclinación actual de 5° respecto a la eclíptica. Se cree que originalmente la inclinación respecto al ecuador era cercana a cero, pero podría haber aumentado a 10° debido a la influencia de planetesimales que pasaban cerca de la Luna mientras caían a la Tierra. [ 27 ] Si esto no hubiera ocurrido, la Luna estaría ahora mucho más cerca de la eclíptica y los eclipses serían mucho más frecuentes. [ 28 ]

El eje de rotación de la Luna no es perpendicular a su plano orbital, por lo que el ecuador lunar no está en el plano de su órbita, sino que está inclinado con respecto a ella por un valor constante de 6,688° (la oblicuidad ). Como descubrió Jacques Cassini en 1722, el eje de rotación de la Luna precesa con la misma velocidad que su plano orbital, pero está desfasado 180°. Por lo tanto, el ángulo entre la eclíptica y el ecuador lunar es siempre 1,543°, aunque el eje de rotación de la Luna no esté fijo con respecto a las estrellas. [ 29 ] También significa que cuando la Luna está más al norte de la eclíptica, el centro de la parte visible desde la Tierra está aproximadamente 6,7° al sur del ecuador lunar y el polo sur es visible, mientras que cuando la Luna está más al sur de la eclíptica, el centro de la parte visible está 6,7° al norte del ecuador y el polo norte es visible. Esto se denomina libración en latitud .

Nodos

Área de órbita y trayectoria lunar, con nodos.

Los nodos son puntos donde la órbita de la Luna cruza la eclíptica. La Luna cruza el mismo nodo cada 27,2122 días, un intervalo llamado mes dracónico o mes draconítico . La línea de nodos, la intersección entre los dos planos respectivos, tiene un movimiento retrógrado : para un observador en la Tierra, gira hacia el oeste a lo largo de la eclíptica con un período de 18,6 años o 19,3549° por año. Vistos desde el norte celeste, los nodos se mueven en el sentido de las agujas del reloj alrededor de la Tierra, opuesto a la rotación de la Tierra y su revolución alrededor del Sol. Un eclipse de Luna o Sol puede ocurrir cuando los nodos se alinean con el Sol, aproximadamente cada 173,3 días. La inclinación de la órbita lunar también determina los eclipses; las sombras se cruzan cuando los nodos coinciden con la luna llena y la luna nueva, cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean en tres dimensiones.

En efecto, esto significa que el " año tropical " en la Luna tiene solo 347 días. Este se llama año dracónico o año de eclipse. Las "estaciones" en la Luna se ajustan a este período. Durante aproximadamente la mitad de este año dracónico, el Sol está al norte del ecuador lunar (pero como máximo 1,543°), y durante la otra mitad, está al sur del ecuador lunar. Sin embargo, el efecto de estas estaciones es menor en comparación con la diferencia entre la noche lunar y el día lunar. En los polos lunares, en lugar de los días y noches lunares habituales de unos 15 días terrestres, el Sol estará "arriba" durante 173 días, ya que estará "abajo"; el amanecer y el atardecer polares duran 18 días cada año. "Arriba" aquí significa que el centro del Sol está sobre el horizonte. [ 30 ] Los amaneceres y atardeceres polares lunares ocurren alrededor del momento de los eclipses (solares o lunares). Por ejemplo, durante el eclipse solar del 9 de marzo de 2016 , la Luna se encontraba cerca de su nodo descendente y el Sol cerca del punto en el cielo donde el ecuador lunar cruza la eclíptica. Cuando el Sol alcanza ese punto, su centro se pone en el polo norte lunar y sale en el polo sur lunar.

El eclipse solar del 1 de septiembre de ese mismo año , la Luna se encontraba cerca de su nodo ascendente y el Sol cerca del punto en el cielo donde el ecuador lunar cruza la eclíptica. Cuando el Sol alcanza ese punto, su centro sale por el polo norte lunar y se pone por el polo sur lunar.

Inclinación hacia el ecuador y reposo lunar

Cada 18,6 años, el ángulo entre la órbita de la Luna y el ecuador terrestre alcanza un máximo de 28°36′, la suma de la inclinación ecuatorial de la Tierra (23°27′) y la inclinación orbital de la Luna (5°09′) con respecto a la eclíptica. Esto se denomina mayor parada lunar . Alrededor de esta época, la declinación lunar variará de −28°36′ a +28°36′. Por el contrario, 9,3 años después, el ángulo entre la órbita de la Luna y el ecuador terrestre alcanza su mínimo de 18°20′. Esto se denomina parada lunar menor . La última parada lunar menor ocurrió en octubre de 2015. En ese momento, el nodo descendente se alineó con el equinoccio (el punto en el cielo con ascensión recta cero y declinación cero). Los nodos se desplazan hacia el oeste unos 19° por año. El Sol cruza un nodo determinado unos 20 días antes cada año.

Cuando la inclinación de la órbita de la Luna con respecto al ecuador terrestre es mínima (18°20'), el centro del disco lunar estará sobre el horizonte todos los días desde latitudes inferiores a 70°43' (paralaje de 90° - 18°20' - 57') norte o sur. Cuando la inclinación es máxima (28°36'), el centro del disco lunar estará sobre el horizonte todos los días únicamente desde latitudes inferiores a 60°27' (paralaje de 90° - 28°36' - 57') norte o sur.

En latitudes más altas , habrá un período de al menos un día al mes en el que la Luna no saldrá, pero también habrá un período de al menos un día al mes en el que no se pondrá. Esto es similar al comportamiento estacional del Sol, pero con un período de 27,2 días en lugar de 365. Cabe destacar que un punto de la Luna puede ser visible cuando se encuentra a unos 34 minutos de arco por debajo del horizonte, debido a la refracción atmosférica .

Debido a la inclinación de la órbita de la Luna con respecto al ecuador terrestre, la Luna permanece sobre el horizonte en los polos Norte y Sur durante casi dos semanas al mes, aunque el Sol se encuentra bajo el horizonte durante seis meses seguidos. El período entre la salida de la Luna y la salida de la Luna en los polos es un mes tropical , de aproximadamente 27,3 días, bastante cercano al período sideral. Cuando el Sol se encuentra en su punto más bajo del horizonte ( solsticio de invierno ), la Luna estará llena en su punto más alto. Cuando la Luna está en Géminis, estará sobre el horizonte en el Polo Norte, y cuando está en Sagitario, estará sobre el horizonte en el Polo Sur.

La luz de la Luna es utilizada por el zooplancton en el Ártico cuando el Sol está por debajo del horizonte durante meses [ 31 ] y debe haber sido útil para los animales que vivían en las regiones árticas y antárticas cuando el clima era más cálido.

Modelo a escala

Maqueta del sistema Tierra-Luna (que respeta tamaños y distancias), utilizando los radios medios de ambos cuerpos y la distancia media de sus órbitas. Desplácese hacia la derecha para encontrar la Luna.

Historial de observaciones y mediciones

La trayectoria aparente de la Luna en el cielo vista desde la Tierra cada noche es como una elipse amplia, aunque el recorrido depende de la época del año y la latitud .

Hacia el año 1000 a. C. , los babilonios fueron la primera civilización humana conocida que mantuvo un registro sistemático de observaciones lunares. Tablillas de arcilla de ese período, encontradas en Irak, contienen inscripciones en escritura cuneiforme que registran las horas y fechas de salida y puesta de la luna, las estrellas cercanas a la Luna y las diferencias horarias entre la salida y la puesta del Sol y la Luna en torno a la luna llena . La astronomía babilónica descubrió los tres períodos principales del movimiento lunar y utilizó el análisis de datos para construir calendarios lunares que abarcaban un futuro lejano. [ 24 ] Este uso de observaciones detalladas y sistemáticas para realizar predicciones basadas en datos experimentales puede clasificarse como el primer estudio científico de la historia de la humanidad. Sin embargo, los babilonios parecen haber carecido de cualquier interpretación geométrica o física de sus datos, y no podían predecir futuros eclipses lunares (aunque se emitían "advertencias" antes de los momentos probables de eclipse).

Los astrónomos de la antigua Grecia fueron los primeros en introducir y analizar modelos matemáticos del movimiento de los objetos en el cielo. Ptolomeo describió el movimiento lunar utilizando un modelo geométrico bien definido de epiciclos y evección . [ 24 ]

La relación entre la Luna, la Tierra y el Sol se ha estudiado desde la antigüedad y, por lo tanto, se la ha denominado el problema de los tres cuerpos más antiguo . [ 7 ]

Isaac Newton fue el primero en desarrollar una teoría completa del movimiento, la mecánica newtoniana . Las observaciones del movimiento lunar fueron la principal prueba de su teoría. [ 24 ]

períodos lunares

Hay varios períodos diferentes asociados con la órbita lunar. [ 32 ] El mes sideral es el tiempo que tarda en completar una órbita alrededor de la Tierra con respecto a las estrellas fijas. Es de aproximadamente 27,32 días. El mes sinódico es el tiempo que tarda la Luna en alcanzar la misma fase visual . Esto varía notablemente a lo largo del año, [ 33 ] pero promedia alrededor de 29,53 días. El período sinódico es más largo que el período sideral porque el sistema Tierra-Luna se mueve en su órbita alrededor del Sol durante cada mes sideral, por lo que se requiere un período más largo para lograr una alineación similar de la Tierra, el Sol y la Luna. El mes anomalístico es el tiempo entre perigeos y es de aproximadamente 27,55 días. La separación Tierra-Luna determina la fuerza de la marea lunar.

El mes dracónico es el tiempo que transcurre entre dos nodos ascendentes consecutivos. El tiempo entre dos pasos sucesivos de la misma longitud eclíptica se denomina mes tropical . Estos últimos periodos difieren ligeramente del mes sideral.

La duración media de un mes calendario (una doceava parte del año) es de unos 30,4 días. Este no es un período lunar, aunque históricamente el mes calendario está relacionado con la fase lunar visible.

Distancia de la Luna a la Tierra y fases lunares en 2014. Fases lunares: 0 (1) — luna nueva , 0,25 — cuarto creciente, 0,5 — luna llena , 0,75 — cuarto menguante

Evolución de las mareas

La atracción gravitatoria que la Luna ejerce sobre la Tierra es la causa de las mareas tanto en el océano como en la Tierra sólida; el Sol tiene una influencia mareal menor. La Tierra sólida responde rápidamente a cualquier cambio en la fuerza de las mareas, deformándose en forma de elipsoide con los puntos más altos situados aproximadamente debajo de la Luna y en el lado opuesto de la Tierra. Esto se debe a la alta velocidad de las ondas sísmicas en el interior de la Tierra sólida.

Sin embargo, la velocidad de las ondas sísmicas no es infinita y, junto con el efecto de la pérdida de energía dentro de la Tierra, esto provoca un ligero retraso entre el paso de la máxima fuerza debida a la Luna y la máxima marea terrestre. Como la Tierra rota más rápido que la Luna en su órbita, este pequeño ángulo produce un par gravitatorio que frena la Tierra y acelera la Luna en su órbita.

En el caso de las mareas oceánicas, la velocidad de las olas de marea en el océano [ 34 ] es mucho menor que la velocidad de la fuerza de marea de la Luna. Como resultado, el océano nunca está cerca del equilibrio con la fuerza de marea. En cambio, esta fuerza genera olas oceánicas largas que se propagan alrededor de las cuencas oceánicas hasta que finalmente pierden su energía por turbulencia, ya sea en el océano profundo o en las plataformas continentales poco profundas.

Aunque la respuesta del océano es la más compleja de las dos, es posible dividir las mareas oceánicas en un pequeño término elipsoidal que afecta a la Luna y un segundo término que no tiene efecto. El término elipsoidal del océano también ralentiza la Tierra y acelera la Luna, pero debido a que el océano disipa gran parte de la energía mareomotriz, las mareas oceánicas actuales tienen un efecto de un orden de magnitud mayor que las mareas terrestres.

Debido al par de marea, causado por los elipsoides, parte del momento angular (o rotacional) de la Tierra se transfiere gradualmente a la rotación del sistema Tierra-Luna alrededor de su centro de masa común, llamado baricentro.

Este momento angular orbital ligeramente mayor hace que la distancia Tierra-Luna aumente aproximadamente 38 milímetros por año. [ 35 ] La conservación del momento angular significa que la rotación axial de la Tierra se está ralentizando gradualmente, y debido a esto su día se alarga aproximadamente 24 microsegundos cada año (excluyendo el rebote glacial ). Ambas cifras son válidas solo para la configuración actual de los continentes. Los ritmos de marea de hace 620 millones de años muestran que, durante cientos de millones de años, la Luna se alejó a una tasa promedio de 22 mm (0,87 pulgadas) por año (2200 km o 0,56 % de la distancia Tierra-Luna por cada cien millones de años) y el día se alargó a una tasa promedio de 12 microsegundos por año (o 20 minutos por cada cien millones de años), ambos aproximadamente la mitad de sus valores actuales. Desde hace 650 hasta hace 280 millones de años, a través de dos intervalos en los que la rotación de la Tierra se desaceleró, la Luna se alejó aproximadamente 20.000 km más, lo que aumentó la duración del día en la Tierra en 2,2 horas. [ 36 ]    

La alta tasa actual puede deberse a una resonancia cercana entre las frecuencias oceánicas naturales y las frecuencias de las mareas. [ 37 ] Otra explicación es que en el pasado la Tierra giraba mucho más rápido; un día posiblemente duraba solo 9 horas en la Tierra primitiva. Las olas de marea resultantes en el océano habrían sido mucho más cortas y habría sido más difícil que la fuerza de marea de longitud de onda larga excitara las mareas de longitud de onda corta. [ 38 ]

La Luna se está alejando gradualmente de la Tierra hacia una órbita más alta. La evidencia de los ritmos de marea indica que la distancia orbital de la Luna era solo alrededor del 70% de su valor actual hace 3200 millones de años. Como resultado, el mes sinódico era aproximadamente un 43% más corto en duración absoluta que hoy. Sin embargo, debido a que la Tierra rotaba más rápido en ese momento, un día solar duraba solo unas 13 horas, por lo que el número de días solares por mes difería menos del valor actual. [ 39 ] Los cálculos sugieren que esto continuaría durante unos 5000 millones de años. [ 40 ] [ 41 ] Para entonces, la Tierra y la Luna estarían en una resonancia de giro-órbita mutua o acoplamiento de marea , en la que la Luna orbitará la Tierra en unos 47 días (actualmente 27 días), y tanto la Luna como la Tierra rotarían alrededor de sus ejes en el mismo tiempo, siempre enfrentándose con la misma cara. Esto ya le ha sucedido a la Luna —la misma cara siempre mira a la Tierra— y también está sucediendo lentamente con la Tierra. Sin embargo, la desaceleración de la rotación de la Tierra no se está produciendo lo suficientemente rápido como para que la rotación se alargue a un mes antes de que otros efectos cambien la situación: dentro de aproximadamente 2.300 millones de años, el aumento de la radiación solar habrá provocado la evaporación de los océanos de la Tierra, [ 42 ] eliminando la mayor parte de la fricción y aceleración de las mareas.

Libración

Animación de la Luna mientras pasa por sus fases. El aparente bamboleo de la Luna se conoce como libración .

La Luna tiene una rotación síncrona , lo que significa que mantiene la misma cara hacia la Tierra en todo momento. Esta rotación síncrona solo se cumple en promedio debido a la excentricidad definida de la órbita lunar. Como resultado, la velocidad angular de la Luna varía a medida que orbita la Tierra y, por lo tanto, no siempre es igual a su velocidad de rotación, que es más constante. Cuando la Luna está en su perigeo, su movimiento orbital es más rápido que su rotación. En ese momento, la Luna está ligeramente adelantada en su órbita con respecto a su rotación sobre su eje, lo que crea un efecto de perspectiva que permite ver hasta ocho grados de longitud de su cara este . Por el contrario, cuando la Luna alcanza su apogeo, su movimiento orbital es más lento que su rotación, revelando ocho grados de longitud de su cara oeste. Esto se conoce como libración óptica en longitud .

El eje de rotación de la Luna está inclinado un total de 6,7° con respecto a la normal al plano de la eclíptica. Esto produce un efecto de perspectiva similar en la dirección norte-sur, conocido como libración óptica en latitud , que permite observar casi 7° de latitud más allá del polo en la cara oculta de la Luna. Finalmente, dado que la Luna se encuentra a tan solo unos 60 radios terrestres del centro de masa de la Tierra, un observador en el ecuador que la observa durante toda la noche se desplaza lateralmente un diámetro terrestre. Esto da lugar a una libración diurna , que permite observar un grado adicional de longitud lunar. Por la misma razón, los observadores en ambos polos geográficos de la Tierra podrían observar un grado adicional de libración en latitud.

Además de estas "libaciones ópticas" causadas por el cambio de perspectiva para un observador en la Tierra, también existen "libaciones físicas", que son nutaciones reales de la dirección del polo de rotación de la Luna en el espacio; pero estas son muy pequeñas.

Véase también

Notas

  1. ↑ La distancia media geométrica en la órbita (de ELP ) que es el semieje mayor de la órbita elíptica de la Luna según las leyes de Kepler .
  2. ↑ La constante en las expresiones ELP para la distancia, que es la distancia media promediada en el tiempo.
  3. ↑ La paralaje del seno inverso ⁠ ɑ / sin π ⁠ es tradicionalmente la distancia media de la Luna a la Tierra (de centro a centro), donde ɑ es el radio ecuatorial de la Tierra y π es la paralaje de la Luna entre los extremos de ɑ . [ 3 ] Tres de las constantes astronómicas de la IAU de 1976 eran "distancia media de la Luna a la Tierra".384 400  km , "paralaje horizontal ecuatorial a distancia media" 3422,608" y "radio ecuatorial de la Tierra"6 378,14  km . [ 4 ]​

Referencias

  1. ↑ M. Chapront-Touzé; J. Chapront (1983). "La efeméride lunar ELP-2000". Astronomía y Astrofísica . 124 : 54. Bibcode : 1983A y A...124...50C .
  2. ↑ M. Chapront-Touzé; J. Chapront (1988). "ELP2000-85: una efeméride lunar semianalítica adecuada para tiempos históricos". Astronomía y Astrofísica . 190 : 351. Bibcode : 1988A & A...190..342C .
  3. ^ Meeus , Jean (1997), Bocados de astronomía matemática , Richmond, VA: Willmann-Bell, págs. 11-12 , 22-23 , ISBN  0-943396-51-4
  4. ↑ Seidelmann, P. Kenneth, ed. (1992), Suplemento explicativo del Almanaque Astronómico , University Science Books, pp. 696, 701, ISBN  0-935702-68-7
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  • Vista de la Luna. Buenos diagramas de la Luna, la Tierra, las inclinaciones de las órbitas y los ejes, cortesía de la Universidad de Arkansas.
  • Espirógrafo-Epitrocoide Tierra y Luna , visualización interactiva de parámetros orbitales en GeoGebra