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Estructura del Universo parte 2 - Monografía



 
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EL SOL.



Sol, la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.  A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz ;para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km. de diámetro.

Historia de la observación científica.



Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no comenzó hasta mucho más tarde.
Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.
El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio.
El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar.
El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.

Composición y estructura .


La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días.
Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua.
La energía producida es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases.
Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera.
El núcleo: es de unos 400 000 km.  De diámetro, donde se concentra un 60 % de su masa, la temperatura es muy levada (de unos 15 millones de grados) y tiene lugar los procesos termonucleares que producen su energía. La energía producida en el núcleo es radiada hacia la superficie del Sol, hasta unos 100 000 km. por debajo de ella, a partir de donde es transportada por convención de la materia asta la superficie. Allí en la fotosfera, la temperatura es de unos 6000ºC.
Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio.
La fotosfera: es la superficie superior de la zona de convección, tiene sólo 400 km. de espesor y está formada por una masa gaseosa incandescente, en la que hay zonas más oscuras llamadas manchas solares. La observación de las manchas desde la tierra permite determinar el crecimiento del periodo de rotación sinódico, que es de 26,9 días en el ecuador y 29,6 días a latitudes de 40º. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella. La turbulencia de  esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.  Por encima de la fotosfera se extiende la cromosfera.
En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5 millones de grados centígrados. Tiene unos 380 000 km. de espesor
La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. Tiene unos 140.000 km. de grosor.

Manchas solares.



George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes.
Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio.
Cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses.

Campo magnético.


Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol.
En la cromosfera se lanzan chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.

La corona.



La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.
En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.

Viento solar.



En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.


Evolución solar.



El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

LOS PLANETAS.



Al comparar las características físicas lo los componentes del sistema solar podemos observar que la densidad es un parámetro que presenta grandes variaciones. Éstas dependen de la composición de cada planeta.
Tres grupos de componentes formar el sistema solar: metales (hierro principalmente), rocas de minerales silicatadas y elementos ligeros, principalmente hidrógeno y helio.
Los minerales silicatados son compuestos formados por silicio, oxígeno, aluminio y, en menor proporción, por magnesio, hierro, potasio, sodio, etc. Presentan una estructura común de tetraedros de silicio y oxigeno.
En una escala de densidades, los metales, y especialmente el hierro, son los elementos más densos. Luego se sitúan las rocas, formadas por silicatos de densidad intermedia y, finalmente, con densidad muy baja, el hidrógeno y el helio.
Los tres primeros planetas, Mercurio, Venus y Tierra, son los de más alta densidad y tiene, por tanto, un alto contenido en hierro y rocas silicatadas.
Las interpretaciones de los datos que se tiene de los planetas plantean innumerables incógnitas. Día tras día, nuevas informaciones van llegando desde los vehículos especiales y desde los observatorios situadas en satélites artificiales. El conocimiento que se va teniendo de los planetas es cada vez más completo, si bien, al mismo tiempo, se plantean nuevos problemas que sin duda darán origen a nuevas teorías.
Mercurio.

Está formado por un gran núcleo metálico, cubierto por una capa de rocas silíceas.
Su relieve se debe al impacto de meteoritos, y en el destacan los cráteres, algunos sistemas montañosos y grandes llanuras.
Su atmósfera es muy tenue, casi inexistente, y contiene principalmente helio. Temperatura media de 260º.

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Venus.



Está formado por un núcleo líquido, rodeado de un manto y una corteza rocosa.
Su superficie presenta una extensa llanura, así como un gran número de montañas y, sobre todo, volcanes.
Está cubierto por una atmósfera densa constituida principalmente por dióxido de carbono, ácido sulfúrico y trazas de nitrógeno y oxígeno. Temperatura media de 255º.

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 La Tierra.



Está formada por un núcleo metálico, rodeado de un manto y una fina corteza rocosa, cubierta en gran parte por agua líquida.
En el relieve destacan las cadenas montañosas, tanto en los continentes  como en los fondos oceánicos.
Presenta una atmósfera densa constituida principalmente por nitrógeno y oxígeno. Temperatura media de 22º.

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Marte.



Se cree que posee un núcleo rico en hierro, y un manto cubierto por una delgada corteza rocosa.
En su relieve se distinguen gigantescos volcanes, altas montañas, valles profundos y extensas planicies.
Tiene una atmósfera tenue formada por dióxido de carbono, una pequeña cantidad de vapor de agua e indicios de oxigeno.
Temperatura media de - 23ºC.

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Júpiter.



Parece estar constituido por un núcleo rocoso, cubierto de dos capas de hidrógeno líquido, rodeadas a su vez de una atmósfera de hidrógeno y helio.
Las capas gaseosas forman franjas de colores como consecuencia de su elevada velocidad de rotación. Presenta varios anillos oscuros.
Temperatura media - 150ºC.

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Saturno.



Se cree que está formado por un núcleo rocoso, rodeado de dos capas de hidrógeno, una casi sólida y la otra líquida, cubiertas por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Presenta franjas de colores debidas a la rapidez de su movimiento de rotación.
Se distinguen varios vistosos anillos. Temperatura media -180ºC.

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Urano.



Parece estar constituido por un núcleo rocoso, cubierto por un manto helado de metano, agua y amoniaco, rodeado por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Se ha observado la presencia de diez anillos muy tenues. Temperatura media -220ºC.
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Neptuno.



Se cree que posee una estructura muy parecida a la de Urano, un núcleo casi sólido, cubierto por un manto helado de metano, agua y amoníaco, rodeado por una atmósfera de hidrógeno y helio.
Se ha observado la presencia de cuatro anillos apenas visibles.
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Plutón.



Es el planeta más alejado del Sol. Su tamaño es pequeño, equivalente a la mitad del tamaño de la Luna.
Su superficie está formada por metano helado, debido a la temperatura de -210ºC existente en ella. La evaporación de metano origina una tenue capa de dicho gas.
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5.-ORIGEN DE LA TIERRA Y LA LUNA.



ORIGEN DE LA TIERRA.



Una de las peculiaridades de nuestro es la de que posee una atmósfera, junto con la existencia de agua y de  unas temperaturas moderadas -debido a su distancia del Sol y a la presencia de dióxido de carbono que hace un papel regulador- le permiten ser un lugar idóneo para el desarrollo de la vida.
Parece ser que el origen de la Tierra se debe a la unión de planetésimos, lo mismo que el del resto de los planetas del sistema solar. Pero cabe  preguntarse ¿Cómo se formaron las distintas capas  de la Tierra: el núcleo, el manto y la corteza?
Existen varios respuestas científicas a esta pregunta.
Una hipótesis sostiene que primero se formó el núcleo, a partir de materia densa y rica en hierro, y que posteriormente se fueron agregando materiales ricos en silicio y oxígeno: los llamados materiales silicatados. Se denomina a esta teoría acreción heterogénea.
Otra solución propuesta es suponer que los materiales y planetésimos que impactaron para formar la Tierra eran de naturaleza diversa: unos ricos en hierro y otros en silicatos. La diferenciación entre el núcleo y el manto fue posterior a la formación, ya que la mayor densidad de los materiales ricos en hierro hizo que éstos se concentraran en el núcleo. Estos solución se conoce como acreción homogénea.
Ambas teorías consideran que la corteza tiene un origen posterior, pues en la Tierra primitiva no se podría formar una corteza sólida dadas las grandes temperaturas existentes y las enormes emisiones de material volcánico.
La disminución de los teorías permitiría la formación de una corteza primitiva, inicialmente muy reducida, a partir de la solidificación de materiales volcánicas. En estos reductos es en donde comenzaría la actividad erosiva que posteriormente daría origen a las rocas sedimentarias.
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ORIGEN DE LA LUNA.



El origen de la Luna ha causado controversia durante mucho tiempo. A primera vista parece de poca importancia suponer que se formó de distinta manera que la Tierra, pero la Luna es ahora muy diferente de la Tierra, tanto en estructura como en funcionamiento. Los geólogos creen que la Luna se formó aproximadamente al mismo tiempo que la Tierra y enseguida se calentó rápidamente con una amplia fusión y la formación de un océano de magma. Seguidamente , se formó una corteza de anortosita sobre la superficie, dando origen a las lavas más tarde que forman los mares.
Pero se tiene al menos tres posibilidades de la formación de la Luna y como se convirtió en satélite de la Tierra.
- Dado que la Luna está compuesta principalmente de silicato algunos científicos han sugerido que fue originariamente una parte del manto de la Tierra que se volvió inestable y separó. Sin embargo, esta hipótesis presenta un problema: la composición de la Luna es bastante distinta de la del manto de la Tierra; es relativamente pobre en elementos volátiles (agua, carbono, nitrógeno, azufre, mercurio, plomo) pero es rica en elementos refractarios (titanio, aluminio, cromo).
- Otra objeción es que la Tierra y la Luna juntas parecen tener un momento angular insuficiente para permitir la separación  originaria. Otros científicos, sin embargo, sostiene que la Luna se formó en otro lugar de la nebulosa solar y fue después “capturada” por la tierra. No obstante algunos científicos creen que esta captura es un fenómeno estadísticamente imposible.
- Una tercera posibilidad es que la Luna se condensó de la nebulosa solar cerca de la Tierra, pero completamente independiente de ella. Sin embargo, esta hipótesis hace que las diferencias químicas entre los dos cuerpos sean todavía más difíciles de entender. Una solución a este problema es imaginar que la Luna se formó en una región de la nebulosa que ya había formado la Tierra, quizás era una nube de silicatos evaporada por la superficie terrestre debido a las altas temperaturas provocadas por los impactos de las partículas.

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA.



La Tierra se desplaza en el espacio realizando dos movimientos muy importantes: la rotación y la traslación. Además de éstos, nuestros planeta realiza dos movimientos más, la nutación y la precisión, que son más difíciles de observar.
Todos estos movimientos influyen decisivamente en muchos de los fenómenos que suceden nuestro planeta. Los más evidentes son la sucesión de las estaciones y la de los días y las noches.

El movimiento de traslación.



La Tierra se desplaza alrededor del sol siguiendo una órbita elíptica, en uno de cuyos focos se encuentra la estrella. La órbita que describe la Tierra se denomina eclíptica.
Nuestro planeta tarda en cada revolución alrededor del Sol algo más de un año: concretamente, 365 días, 5 horas, 48 minutos y 46 segundos. Este hecho obliga a la creación de los años bisiestos, a los que se les añade un día, para compensar la diferencia entre el calendario y el tiempo que invierte la Tierra en su movimiento de traslación.

El movimiento de rotación.


La tierra gira alrededor de su eje una vez cada 24 horas. Debido a este giro, un punto situado en el ecuador terrestre si desplaza a unos 1600 kilómetros por hora. Esta velocidad disminuye hasta hacerse nula en los polos.
El sentido de giro de la Tierra es de oeste a este, como se puede deducir del hecho de que el Sol sale por el este y se pone por el oeste.
El eje de rotación de la Tierra no es perpendicular al plano de la órbita que describe alrededor del Sol. Por el contrario, este eje está inclinado y forma un ángulo de 66,33º con el plano de la eclíptica. Este hecho también tiene una gran influencia en las características del planeta.

Consecuencias de la rotación.



El movimiento de rotación da lugar a la sucesión del día y de la noche. Si el eje de rotación de la Tierra fuera perpendicular al plano de la eclíptica, los días y las noches serían iguales. Al no ser así, se producen a lo largo del año variaciones en la duración de los días y las noches. Esta situación varía con la latitud.
- En los polos y en el ecuador, las noches y los días son siempre iguales. En los polos, tanto el día como la noche duran 6 meses. En el ecuador duran 12 horas.
- En el resto de la Tierra las noches y los días son variables: los días son más largos en verano y más cortos en invierno.

Consecuencias de la traslación.



El movimiento de traslación de lugar a la sucesión de las estaciones. Este fenómeno se ve claramente acentuado por la inclinación del eje de rotación de la Tierra, que provoca las diferencias estacionales entre el hemisferio norte y el sur.
- En el hemisferio norte, el 21 de junio es el solsticio de verano, que es el día del año en el que el período de iluminación es más largo: alcanza las 16 horas. Al mismo tiempo, en el hemisferio sur es el solsticio de invierno, momento del año en el que el período de iluminación es más corto, de unas 8 horas.
- Del 21 de junio al 21 de septiembre es verano en el hemisferio norte e invierno en el hemisferio sur. En el norte, el 21 de septiembre es el equinoccio de otoño y en el hemisferio sur es el equinoccio de primavera. Los equinoccios son los días del año en los que la duración del día y de la noche es la misma.
- Del 22 de septiembre al 21 de diciembre es otoño en el hemisferio norte y primavera en el hemisferio sur. El día 21 de diciembre es el solsticio de invierno en el hemisferio norte y el solsticio de verano en el sur.
- Del 21 de diciembre al 21 de marzo es invierno en el hemisferio norte y verano en el sur. El 21 de marzo es el equinoccio de primavera en el norte  y el de otoño en el sur.
Las fechas de los solsticios y los equinoccios pueden variar ligeramente cada año. Así, el solsticio de verano puede ser el 20, el 21 o el 22 de junio.
Las bajas temperaturas del invierno no se deben a la distancia entre la Tierra y el Sol, sino a la inclinación del eje de rotación terrestre, que hace que en ese momento los rayos solares lleguen a la Tierra menos perpendiculares a la superficie. La inclinación de los rayos es máxima en invierno y mínima en verano.

Otros movimientos de la Tierra.



Además de la rotación  y de la traslación, la Tierra tiene otros dos movimientos: el de precesión y el de nutación.
El movimiento de precesión consiste en un movimiento del eje de rotación de la Tierra, que describe un cono a lo largo de 26000 años.
El movimiento de nutación es un ligero cabeceo del eje de rotación terrestre.

MOVIMIENTOS DE LA LUNA.


La Luna tiene dos movimientos: rotación sobre su eje y traslación alrededor de la Tierra.
Los movimientos de rotación y traslación son la causa de la aparición de las fases lunares. Por otra parte, ambos movimientos son sincrónicos. Esto quiere decir que la Luna tarda lo mismo en girar una vez alrededor de sí misma que en girar alrededor de la Tierra. Por eso, nuestro satélite ofrece siempre la misma cara hacia la Tierra.
Consecuencias de los movimientos de la luna.

Las mareas.


La Tierra y  la Luna se atraen recíprocamente, es decir, que la Tierra ejerce la misma atracción sobe la Luna, que ésta sobre la Tierra.
Este conjunto Tierra- Luna tiene su centro de gravedad en un punto del interior de la Tierra, a unos 5000 km. Del centro, sobre el que gira los dos cuerpos. El lado de la Tierra que mira hacia la Luna en cada momento se ve atraído por ella. La parte sólida del planeta no puede ceder gran cosa, pero la parte líquida si puede fluir libremente en dirección hacia la Luna. Se puede ver entonces cómo asciende el nivel de agua en es zona. Al ascenso del nivel del mar por esta causa se le denomina marea alta o pleamar. Por el contrario, la zona desde la que ha fluido el agua desciende de nivel y se produce la marea baja o bajamar.
Como el sistema Tierra - Luna tiene que permanecer en equilibrio, el aumento de agua por la zona más próxima a la Luna  debe compensarse por el lado opuesto con otra marea de  similar intensidad. Aproximadamente cada 12 horas y media se produce una pleamar alternando con una bajamar.
Una consecuencia muy importante de las mareas terrestres, es que los días son cada vez más largos. Este frenado de la rotación de la Tierra se produce porque el agua de los océanos roza continuamente con el fondo rígido de los mismos, ya que el abultamiento de las aguas tiende a estar alineado con la Luna mientras la Tierra gira. El aumento en la duración de los días es tremendamente pequeño. En un futuro muy lejano, los días serán tan largos que la Tierra siempre presentará la misma cara a la Luna, de la misma manera que ésta, siempre nos enseñará la misma cara a nosotros.
Otro efecto secundario de las mareas es que  Luna se aleja de la Tierra 4 cm. Cada siglo, se supone que en épocas remotas la distancia entre ambos astros era mucho menor que en la actualidad, con efectos de marea mucho más intensos.

Los eclipses.



Eclipse es la desaparición de un astro producida por la interposición de un cuerpo entre ese astro y el Sol que ilumina. Se llama eclipse total a la desaparición completa del astro; y parcial al eclipse que solo oculta una parte del mismo.

- Eclipse de Luna.

La Tierra iluminada por el Sol proyecta detrás de ella un cono de sombra. Si la Luna penetra parcial o totalmente en ese cono, deja de esta iluminada completa incompletamente, según el grado de penetración en el cono de sombra. Existe otro cono, llamado de penumbra, donde la intensidad de la luz está disminuida.

- Eclipse de Sol.

Se produce cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol. Puede ser: anular, total o parcial.

BIBLIOGRAFÍA.



- BIOLOGÍA Y GEOLOGÍA 1, Bachillerato LOGSE
Ed. ANAYA.
- BIOLOGÍA Y GEOLOGÍA, Bachillerato
Ed. EDEBÉ.
- BIOLOGÍA Y GEOLGÍA, 4º ESO
Ed. SANTILLANA.
- Enciclopedia PLAZA
Plaza & Janés.
- Gran enciclopedia LAROUSSE
Larousse.

Autor

: Beatriz Cerezo Y Maria Moreno.





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