MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

 

 

Contenido general 

Introducción

1.     Origen y evolución. Estructura y composición

2.     Rotación y traslación

3.     Precesión y nutación . Bamboleo de Chandler

4.     Las estaciones

5.     Mareas

 

CONTENIDO ESPECÍFICO

Introducción: nuestra regla cósmica.4

1. Origen y evolución. Estructura y composición.4

1.1 Origen y formación planetaria 4

1.2 Estructura interna.7

2. Rotación y traslación. Movimientos fundamentales.7

2.1 Rotación.8

2.2 Traslación 9

3. Las oscilaciones del eje. Precesión, nutación y bamboleo de Chandler.10

3.1 Precesión del eje de rotación. 11

3.2 Nutación .11

3.3 Bamboleo de Chandler.11

4. Las estaciones.12

4.1 Solsticios y equinoccios.13

4.2 El impacto en diferentes latitudes.14

5. Mareas. El baile gravitacional 15

5.1. Definición del fenómeno.15

5.2. El Origen: El gradiente gravitatorio.15

5.3. La fuerza de la marea.16

5.4. La influencia solar y la periodicidad..17

Introducción. Nuestra regla cósmica

Nuestra Tierra es el tercer planeta desde el Sol y el más grande de los cuatro planetas terrestres o rocosos de nuestro  sistema solar. Se distingue principalmente por ser el único cuerpo celeste conocido que alberga vida, un hecho posible gracias a su posición dentro de la zona de habitabilidad [OE1]. Posee una atmósfera rica en nitrógeno y oxígeno, crucial para la respiración y la protección contra la radiación solar.  

La característica más notable de la Tierra es la abundancia de agua líquida en su superficie, cubriendo cerca del 71%. Su estructura interna se compone de un núcleo metálico que genera un potente campo magnético (magnetosfera), que funciona como escudo de protección contra el viento solar [OE2]. La actividad geológica, incluyendo la tectónica de placas, renueva continuamente su superficie, influyendo en su clima y evolución. 

La Tierra no es una esfera estática y pasiva en el espacio, sino un sistema dinámico regido por las mismas leyes universales de la física que controlan estructuras astronómicas tan grandes como las mismas galaxias. Para comprender nuestro planeta, debemos verlo como una máquina física en constante movimiento y evolución.

A continuación, en este texto, exploramos cinco aspectos cruciales del planeta Tierra, desde su violento origen hasta las complejas oscilaciones de su eje, utilizando las herramientas de la física, la astronomía y la astrofísica para desvelar los mecanismos que dan forma a nuestro clima, nuestros días y nuestras noches.

[OE1] Es la región que rodea a una estrella donde puede existir agua líquida en la superficie de un planeta con características similares a la Tierra.

[OE2] Es un flujo de protones y electrones, eyectadas fuera del Sol a una velocidad de hasta 900 kilómetros por segundo. Es, en esencia, la corona solar caliente expandiéndose hacia el espacio interplanetario.

1. Origen y evolución.                           Estructura y composición

1. 1 Origen y formación planetaria 

La Tierra no siempre ha estado donde está, ni siempre ha existido. Tuvo un origen y ha seguido una evolución hasta transformarse en el planeta que hoy es; y seguirán los ritmos del tiempo al lado de las transformaciones que sucederán en nuestro Sol.

La Tierra se formó, hace aproximadamente 4.540 millones de años. Este proceso se explica mejor a través de la Hipótesis Nebular, mediante las siguientes leyes de la física: la gravitación y la conservación del momento angular, principalmente.

De modo que, el Sistema Solar se originó en una vasta nube de gas y polvo (la nebulosa solar) compuestas de hidrógeno y helio, junto con trazas de elementos más pesados,  principalmente . Tal como las estrellas, el Sol se forma a partir de una de las nubes moleculares gigantes ubicadas en la  discoteca central de la Vía Láctea . Este proceso fue iniciado, influenciado y limitado por los vientos estelares , los chorros de gas , la luz estelar de alta energía y las explosiones de supernovas.

Aunque se admite hoy en día que el proceso comenzó con un colapso gravitacional posiblemente desencadenado por una onda de choque [OE3] de una supernova cercana, lo que hizo que la nube se contrajera. A medida que colapsaba, la conservación del momento angular hizo que la nube girara más rápido y se aplanara en un disco protoplanetario. La mayor parte de la masa se acumuló en el centro, aumentando la presión y la temperatura. Esta masa central se convirtió en un proto-sol muy caliente. Cuando la temperatura en el núcleo superó los 15 millones de Kelvin, se inició la fusión nuclear de hidrógeno a helio. Esta liberación masiva de energía generó una presión hacia afuera que detuvo el colapso gravitacional, alcanzando el equilibrio hidrostático. En ese momento, el proto-Sol se convirtió en el Sol, una estrella de la secuencia principal [OE4] .   

[OE3] Onda de presión muy abrupta que se propaga a una velocidad mayor que la del sonido en el medio a través del cual viaja (como el aire, el agua o el cuerpo humano).

[OE4] Es una agrupación larga y estrecha de estrellas del diagrama Hertzsprung-Russell, que se encuentran en la fase principal de su evolución (fusión de hidrógeno). Estas estrellas de la secuencia principal se clasifican como enanas para diferenciarlas de los gigantes y supergigantes.