La Tierra gira

¿Por qué no percibimos la rotación de la Tierra?

Coautoría de José Escalona 

Resumen

Se analizan las razones físicas y biológicas por las cuales los seres humanos no percibimos la rotación terrestre a pesar de la gran velocidad del planeta. La explicación se fundamenta en que la fuerza de gravedad es inmensamente superior a la aceleración centrífuga, manteniéndonos firmemente sujetos a la superficie. Además, se detalla que nuestro sistema vestibular posee límites sensoriales diseñados para detectar cambios bruscos y no movimientos constantes o extremadamente lentos. Al comparar los datos, la velocidad angular de la Tierra resulta ser muy inferior al umbral de detección del oído interno humano. En conclusión, la combinación de una atracción gravitacional dominante y nuestras restricciones fisiológicas hace que el giro planetario sea completamente imperceptible.

La Tierra gira sobre su eje de rotación a una velocidad considerable, completando una vuelta completa de 360 grados cada 24 horas, aproximadamente. Sin embargo, como habitantes de su superficie, no sentimos este movimiento ni salimos disparados al espacio. ¿A qué se debe esto? Para responder a esta pregunta, debemos adentrarnos en los conceptos de física y fisiología, explorando la acción de la gravedad, la aceleración centrífuga y los límites de la percepción humana.

El sistema vestibular y la percepción del movimiento

Los seres humanos hemos desarrollado la capacidad de adaptarnos a estímulos constantes. Es posible que, al inicio de nuestra evolución, sí pudiéramos detectar el movimiento de rotación de la Tierra. Sin embargo, con el tiempo, nos hemos acostumbrado a este movimiento y hemos dejado de percibirlo conscientemente.

La evolución nos ha impulsado a realizar adaptaciones a nuestro entorno para asegurar nuestra supervivencia. Los diferentes sentidos que poseemos operan dentro de un rango de adaptabilidad que les permite funcionar de manera óptima. Un ejemplo claro, es el sentido de la audición, que funciona dentro de un rango delimitado por dos umbrales: el umbral de audibilidad, que determina el nivel mínimo de intensidad del sonido detectable, y el umbral de dolor, que nos alerta ante niveles de intensidad que podrían dañar el oído.

El sistema vestibular, ubicado en el oído interno, es un componente crucial del sistema sensorial humano encargado de la percepción del movimiento y el equilibrio. Este complejo sistema, compuesto por canales semicirculares, utrículo y sáculo, detecta aceleraciones lineales y rotaciones de la cabeza, proporcionando información esencial para mantener la orientación espacial y la estabilidad postural.

No obstante, el sistema vestibular posee un rango de sensibilidad limitado. Si bien detectamos con facilidad aceleraciones verticales bruscas en un ascensor, la aceleración constante de la gravedad, que nos mantiene "pegados" a la Tierra, pasa desapercibida. Esto se debe a un proceso de adaptación sensorial, donde el sistema vestibular ignora estímulos constantes para enfocarse en cambios repentinos que podrían indicar peligro.

La rotación de la Tierra: fuerza gravitatoria y centrífuga

Consideremos, en primer lugar, que somos seres constituidos por materia y, en consecuencia, tenemos masa, tal como la Tierra la tiene también. Por otra parte, sabemos que Newton nos dejó como legado la ley de gravitación universal que establece que dos cuerpos masivos se atraen con una fuerza gravitacional proporcional al producto al valor de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. También legamos de Newton las tres leyes de la mecánica. En particular, la segunda establece que, al aplicar una fuerza F sobre un cuerpo de masa m, éste cambia su estado de movimiento (su velocidad), es decir acelera.

Aplicando las dos leyes físicas anteriores a una persona de masa m ubicada sobre el ecuador terrestre, podemos concluir que:

Donde M es la masa de la Tierra,  G es la constante de gravitación universal, R es el radio de la Tierra y g la aceleración de la gravedad.

Para cualquier punto del ecuador terrestre, se obtiene, con los valores anteriores, que la aceleración de la gravedad es de 9,81 m/s².

Es decir, por el solo hecho de estar ubicado en la superficie de la Tierra, estamos sometidos a una aceleración gravitacional de 9,81 m/s². 

Por otra parte, por el movimiento rotacional de la Tierra estaremos sometido a otra “aceleración ficticia” conocida como “centrífuga”, de

Donde la velocidad tangencial  viene dada por la longitud de la circunferencia del ecuador terrestre entre el período de rotación (tiempo en dar una vuelta) de la Tierra que es de 24 horas. Es decir,

Esto significa que cada segundo giramos alrededor de medio kilómetro sobre la superficie de la Tierra (desde el ecuador).

Con esta velocidad, para cualquier cuerpo en el ecuador terrestre, la aceleración centrípeta producto de la rotación de la Tierra es de 0,034 m/s².

Recordemos que la Tierra nos atrae hacia su centro, con una fuerza equivalente a nuestro peso, y que produce una aceleración 9,81 m/s². de ; mientras que la fuerza centrípeta nos tiende alejar radialmente de su centro con una fuerza de 70 kg x = 2,4 N = 0,24 kg-p.

Al comparar la aceleración centrípeta con la aceleración de la gravedad, se encuentra que la primera representa sólo un 0,3 % de la segunda; es decir, es insignificante frente a la aceleración de la gravedad. Igualmente, el efecto de la fuerza centrípeta es solo un 0.3 % comparado con el efecto de la fuerza de atracción gravitacional (peso). En conclusión, el movimiento de rotación de la Tierra en cualquier punto del ecuador, es prácticamente imperceptible por nuestros órganos sensoriales del movimiento. Mientras que la Tierra nos atrae radialmente hacia su centro con una fuerza igual a nuestro propio peso, el movimiento rotacional nos impulsa radialmente (si estamos en el ecuador terrestre) lejos del centro. Sin embargo, el umbral de detección de nuestro oído a aceleraciones verticales está muy por encima y no logramos detectar ninguna aceleración de este tipo.

Finalmente, el umbral de detección de rotaciones por parte del oído es de 2 grados por segundo. Es decir, sí una persona parada gira con los ojos vendados alrededor de su eje vertical con una velocidad mayor al valor anterior, su sistema vestibular puede detectar que está dando vueltas y siente que se marea. Sí gira con una velocidad inferior al umbral de 2 grados por segundo, es incapaz de detectar sí está girando.

En el caso de la Tierra, ésta gira 360 grados en un día de 24 horas. Es decir, gira 15 grados por hora, o 0,25 grados por minutos, o 0,0042 grados por segundo. Por lo tanto, el sistema vestibular del oído es incapaz de detectar que está girando, porque 0,0042 grados por segundo está por debajo del umbral de detección de 2 grados por segundo.

En consecuencia, para nosotros los humanos es imposible detectar directamente con nuestros sentidos sí la Tierra está girando o no. 

ORIGEN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

 

Contenido

 

Introducción

 

1.       Origen y evolución de las estrellas.

2.       Nebulosas de polvo y gas

3.       Formación estelar

4.       Evolución estelar. Diagrama HR

5.       Muerte de las estrellas. remanentes

Anexos

Introducción

 

La vida de las estrellas. Bienvenidos a este viaje por el cosmos. Las estrellas no son luces eternas; nacen, viven, se transforman y mueren, al igual que los seres vivos, pero en escalas de tiempo que superan nuestra imaginación. En este tema, exploraremos su ciclo de vida completo.

 

                                                     Contenido

TEMA	PÁGINAS	OBJETIVO
1. Origen y evolución	4-5	Comprender el combustible y las escalas de tiempo.
2. Nebulosas	5-10	Entender la materia prima: el gas y el polvo cósmico.
3. Formación estelar	10-12	El nacimiento de una estrella: de nube a protoestrella.
4. Evolución estelar	13-20	La vida adulta y el Diagrama HR, el mapa de su existencia.
5. Muerte y remanentes	20-23	Los dramáticos finales: enanas blancas, supernovas y agujeros negros.

1. Origen y evolución de las estrellas

Una estrella es una esfera de plasma (átomos que han pedido electrones) de grandes dimensiones estabilizada por su propia gravedad y la presión interna, consecuencia de los procesos de fusión termonuclear en su región central. La atmósfera de una estrella puede contener tanto plasmas, parcialmente ionizados, como átomos neutros. El ejemplo más palpable de una estrella es nuestro Sol, la estrella más cercana a la Tierra.

Sin embargo, desde una perspectiva rigurosa, el término 'estrella' también suele aplicarse a objetos en distintos estados evolutivos. Esto incluye a las protoestrellas, que son núcleos densos de gas en contracción que aún no han alcanzado la temperatura crítica para iniciar la fusión termonuclear del hidrógeno. Asimismo, el término se extiende a los remanentes estelares, como las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Estos últimos representan los estados finales de la evolución estelar; no son estrellas activas, sino los núcleos densos que perduran tras el agotamiento total del combustible nuclear. En el caso de las enanas blancas, al carecer de una fuente interna de energía, inician un proceso de enfriamiento de miles de millones de años que eventualmente provoca la cristalización de su núcleo de carbono y oxígeno, transformándolo en una sólida altamente ordenada.

Ya sea observadas a simple vista o con telescopios de luz visible, las estrellas son los objetos más notables del cielo nocturno. En el cosmos, suelen encontrarse dentro de las galaxias, y cada una de ellas suele ir acompañada de uno o más planetas. La astrofísica se encarga del estudio de su formación y evolución.

El componente principal de una estrella es el hidrógeno (H) que, mediante procesos de reacciones nucleares, se transforma en helio (He). Durante este proceso de reacciones nucleares, denominado fusión termonuclear, se transforma una pequeñísima parte de la masa del hidrógeno en elevadas cantidades de energía, que la estrella se libera a través de su superficie, posteriormente al exterior.

Las estrellas son esferas de plasma autogravitantes en constante evolución. Poseen rotación intrínseca y se desplazan en órbitas galácticas complejas. Su ciclo de vida no es lineal: tras su formación en nubes moleculares, alcanzan el equilibrio hidrostático en la secuencia principal. Al agotar su combustible nuclear, experimentan expansiones macroscópicas y cambios estructurales que culminan en su transformación final como remanentes compactos (materia degenerada) o en su violenta dispersión mediante supernovas (explosiones).

A las estrellas se les asocian diversas propiedades físicas que permiten caracterizarlas y diferenciarlas. Entre los parámetros fundamentales destacan la masa, las magnitudes aparentes y absolutas, la luminosidad, la temperatura efectiva y la clase espectral. Cada uno de estos conceptos será analizado en detalle en las siguientes secciones.

Las escalas de tiempo y la masa. La vida de una estrella se rige casi por completa por la masa inicial de hidrógeno con la que nace. Esto es así porque, mientras viva la estrella estará irradiando su energía originada en el proceso de transformación de masa en energía. Por consiguiente:

Las estrellas pequeñas con poca masa usan su combustible lentamente y podrán vivir millas de millones o incluso billones de años, como las enanas rojas.

Las estrellas grandes muy masivas tienen una gravedad central mayor, lo que obliga a las reacciones nucleares de fusión a ser extremadamente rápidas y calientes; que hace que consume su hidrógeno en pocos millones de años, como es el caso de las estrellas supergigantes.

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