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
1. Origen y evolución. Estructura y composición
1.1 Origen y formación planetaria
2. Rotación y traslación. Movimientos fundamentales
3. Las oscilaciones del eje. Precesión, nutación y bamboleo de Chandler
3.1 Precesión del eje de rotación.
4.2 El impacto en diferentes latitudes
5. Mareas. El baile gravitacional
5.2. El Origen: El gradiente gravitatorio
5.4. La influencia solar y la periodicidad.
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.
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.
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] .
Para cualquier otro punto por encima o debajo del ecuador hay que considerar el efecto de la latitud terrestre del lugar. La Tierra, como se ha mencionado, al ser un cuerpo rígido en rotación, tiene una velocidad angular constante en todos los puntos, pero su velocidad lineal tangencial en cada punto de su superficie varía según la siguiente relación:
donde v varía con la latitud φ . En cuyo caso la magnitud de la fuerza centrífuga viene dada por:
El efecto Coriolis se observa en sistemas de referencia no inerciales, como planetas en rotación. Su origen físico no es una fuerza de interacción, sino la manifestación de la inercia de un cuerpo que intenta seguir una trayectoria recta (como dicta la primera ley de Newton) mientras se desplaza sobre una superficie que gira.
Applet de GeoGebra: https://www.geogebra.org/material/copy/id/m5jcyhmq
3. Las oscilaciones del eje. Precesión, nutación y bamboleo de Chandler
Además de la rotación y la traslación, la Tierra presenta otros movimientos. El eje de la Tierra (la línea imaginaria que conecta los polos) también experimenta movimientos complejos que se explican por las interacciones gravitacionales y la dinámica de cuerpos rígidos. Uno es la precesión del eje, otro el bamboleo del mismo.
3.1 Precesión del eje de rotación
La precesión es un movimiento lento y cónico del eje de rotación de la Tierra, similar al bamboleo de un trompo que está a punto de detenerse.
Se explica de la siguiente manera. El Sol y la Luna ejercen fuerzas gravitacionales sobre la Tierra. Debido al abultamiento ecuatorial (causado por la rotación, como vimos en el punto 2.1), la fuerza gravitatoria del Sol y la Luna intenta tirar de este abultamiento para alinearlo con el plano de la órbita terrestre (la eclíptica). Esta fuerza desequilibrada genera un torque.
El torque sobre un cuerpo giratorio no cambia la velocidad de giro (la rotación), sino que causa un cambio en la dirección del vector de momento angular :
Este torque hace que el eje de rotación describe un círculo completo en la esfera celeste con un período de 25.800 años (el gran año platónico), aproximadamente. Y hace que cambie la dirección en que apunta el eje terrestre. Actualmente, apunta muy cerca de Polaris, la actual estrella polar; pero en unos 13.000 años, debido a la precesión, la estrella polar será Vega.
Este cambio es tan lento que no afecta en absoluto la vida diaria. Sin embargo, sí tiene una consecuencia astronómica importantísima: El punto en el cielo donde el plano ecuatorial se cruza con el plano orbital (el punto vernal o equinoccio de primavera) se desplaza anualmente, de ahí el nombre de Precesión de los Equinoccios . Este movimiento es crucial para la medida del tiempo y definición de los calendarios astronómicos.
La precesión no es un movimiento perfectamente suave. Superpuesto al gran cono de la precesión, existe un pequeño "cabeceo" del eje llamado nutación. La cual se debe a la variación periódica del torque gravitacional ejercido por la Luna y el Sol, ya que la órbita de la Luna alrededor de la Tierra (y el plano de esa órbita) cambia constantemente.
La nutación tiene un ciclo principal de 18,6 años, coincidiendo con el ciclo nodal de la órbita lunar (el tiempo que tarda el nodo ascendente de la órbita lunar en dar un giro completo). Su desviación angular es muy pequeña, de solo unos 9 segundos de arco. Es un fenómeno de la astrofísica muy sutil, pero esencial para el posicionamiento de los astros, la navegación y la geodesia de alta precisión.
Es un pequeño movimiento irregular del polo geográfico (el punto donde el eje de rotación intercepta la superficie) con respecto al polo de inercia (el punto alrededor del cual el planeta es más estable inercialmente). Algo así como, un ligero desequilibrio en una rueda de un carro que hace que vibre un poco mientras gira. Es un fenómeno geofísico que no tiene un origen gravitacional externo, sino que está relacionado con la redistribución de masa dentro
del planeta.
Fig. 3.2 Corrimiento del eje sobre la superficie terrestre a lo largo del tiempo. Cortesía de NAUKAS.
Las causas exactas son objeto de estudio, pero se cree que están relacionadas con el movimiento del agua oceánica (corrientes, presiones en el fondo marino), la convección del manto, e incluso los cambios en la atmósfera. Tarda aproximadamente 433 días (1,2 años) en completar un ciclo. Su amplitud es extremadamente pequeña, moviendo los polos geográficos solo unos 3 a 15 metros en la superficie terrestre, tal como se ilustra en la figura 3.2. Aunque diminuto, es una prueba de que la Tierra no es perfectamente rígida, sino elástica y dinámica.
El ciclo de las estaciones se define por cuatro puntos principales en la órbita, donde la inclinación axial tiene su máximo efecto, según se muestra en la siguiente tabla y figuras que se adjuntan. En la tabla 2 se hace una recopilación de sus principales características para el hemisferio norte (HN) y en las figuras se describe el movimiento de la Tierra alrededor del Sol (izquierda) y el movimiento aparente del Sol alrededor de la Tierra (derecha).
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4.2 El impacto en diferentes latitudes
El efecto de la inclinación axial varía dramáticamente con la latitud, creando zonas climáticas específicas. Estos hijos:
Zona tropical ( entre +23,5 o y - 23,5 o )
- El Sol está directamente sobre la cabeza (en el centro) dos veces al año.
- Las variaciones estacionales de temperatura y duración del día son mínimas. Las "estaciones" están definidas principalmente por los
patrones de lluvia (estación seca y estación húmeda), no por grandes cambios térmicos.
- Permite ecosistemas de alta biodiversidad (como las selvas tropicales) debido a la constante disponibilidad de calor y luz.
b Zonas templadas ( entre +23,5 o y +66,5 o ; -23,5 o y -66,5 o)
- Donde la variación estacional es más marcada.
- Tienen cuatro estaciones bien definidas (primavera, verano, otoño, invierno).
- Los ciclos de vida, agricultura y patrones migratorios de los animales se sincronizan con las estaciones, incluyendo la caída de las hojas en invierno (caducifolios) y el crecimiento en primavera.
d Zonas polares (latitudes mayores a +66,5 o, o menores a -66,5 o )
- El Sol está siempre muy bajo en el horizonte, incluso en verano.
- Efecto extremo (Círculos Polares):
o La región polar se inclina hacia el Sol en verano. Se experimenta el sol de medianoche (el Sol no se pone por un período prolongado).
o
La región polar se inclina lejos del Sol en invierno. Se experimenta la noche polar (el Sol no sale por un período prolongado).
- El ciclo vital está dominado por la necesidad de sobrevivir a los largos períodos de oscuridad y frío extremo, con la vida concentrándose en el breve y productivo verano.
Es común que las estaciones se deben a la variación de la distancia del Sol a la Tierra, mientras esta última se traslada. ¡Esto carece de veracidad! De hecho, en el hemisferio norte, la Tierra está más cerca del Sol (perihelio) en enero mientras ocurre el invierno, y se encuentra más lejos (afelio) en julio, en pleno verano. En conclusión, la causa fundamental de las estaciones es la inclinación axial de la Tierra, también conocida como oblicuidad de la eclíptica.
Las mareas son las oscilaciones periódicas y rítmicas del nivel del mar, manifestadas como el ascenso (flujo o Pleamar) y descenso (reflujo o bajamar) de las aguas oceánicas en relación con un plano de referencia costero. Aunque se asocian compuestos al medio líquido, son un fenómeno geofísico global: existen también mareas terrestres
(deformación de la corteza sólida) y mareas atmosféricas , ya que la gravedad afecta a toda la masa planetaria. Su visibilidad es máxima en los océanos debido a la baja viscosidad y alta movilidad del agua.
Son generados por la interacción gravitacional simultánea del Sol y la Luna con la Tierra.
5.2 El Origen: El gradiente gravitatorio
A continuación, desarrollaremos un modelo muy elemental de las mareas para entender el fenómeno que ocurre en nuestro planeta: La Tierra sólo interactúa con la Luna, está quieta y toda su superficie está cubierta por una capa de agua.
Las mareas no son causadas por la gravedad en sí, sino por el gradiente gravitatorio ; es decir, por la variación que existe de la fuerza gravitatoria sobre toda su extensión. Porque la interacción gravitacional entre la Tierra, la Luna y el Sol no es uniforme en todo el volumen terrestre.
Como la Tierra es un cuerpo extenso y no un punto matemático, la magnitud de la fuerza de atracción lunar disminuye con el cuadrado de la distancia . Por lo tanto:
- El lado de la Tierra que mira a la Luna (punto A) experimenta una atracción gravitacional mayor que el experimentado por el centro del planeta (punto O). El agua es empujada hacia la Luna.
- El lado opuesto a la Luna (punto B) experimenta una atracción menor que la del centro (O) y en sentido contrario a la anterior. El agua es empujada el hemisferio opuesto.
- En los polos de la Tierra (puntos C y D) las fuerzas de mareas apuntan hacia el centro.
- En cualquier otro punto como el E, por ejemplo, la fuerza de marea va en el sentido graficado por la flecha verde. El agua es empujada hacia el ecuador de la Tierra y contribuye al abombamiento en el lado opuesto.
Es fundamental corregir la idea de que la gravedad en la superficie es " casi constante ". Para el cálculo de mareas, lo que importa es la fuerza residual .
Si restamos la fuerza gravitatoria que la Luna ejerce en el centro de la Tierra de la fuerza (en el punto O) que ejerce en cualquier punto de la superficie (en el punto A, por ejemplo), obtenemos el vector resultante: fuerza de marea . Es decir:
Mejor dicho:
- En el cénit A (punto más cercano a la Luna), el residuo (fuerza de marea) apunta hacia la Luna.
- En el nadir B (punto más alejado), el residuo (fuerza de marea) apunta en dirección opuesta a la Luna.
En consecuencia, el sector de la superficie de la Tierra más cercano a la Luna es “ atraído” por esta última y el sector opuesto, más alejado de la Luna es “ repelido ”. Lo que explica por qué existen dos bombardeos simultáneos en lados opuestos del planeta. El efecto de la fuerza de marea, entonces, es provocar un estiramiento de la masa de agua de la Tierra.
5.4 La influencia solar y la periodicidad
Aunque el Sol posee una masa inmensamente superior a la de la Luna, su enorme distancia hace que su gradiente (fuerza de marea) sea solo el 46% del lunar. La superposición de ambos campos gravitatorios determina los ciclos de:
- Mareas vivas:
Máxima amplitud cuando hay alineación (luna nueva o llena).
- Mareas muertas:
Mínima amplitud cuando el Sol y la Luna forman un ángulo de 90 grados (cuadratura).
Ejercicios con soluciones
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