HISTORIA DE LA COMPRENSIÓN DEL UNIVERSO

Indicador de logro: Reconoce e interpreta la historia de la comprensión del universo. 

Competencia: Reconozco e interpreto la historia de la comprensión del universo. 

Palabras claves: heliocentrico, gravedad, Newton, Einstein, Tolomeo, universo, universo estático.

Pregunta generadora:

¿Por qué es importante reconocer la historia de la comprensión del universo?

Situación de aprendizaje:

Vídeos motivacionales: 

1. https://www.youtube.com/watch?v=hgUBWNP55ZA

2. https://www.youtube.com/watch?v=1G4Ln_tsKy8

3. Artículo UNAM: http://ciencia.unam.mx/leer/209/El_final_de_la_intensa_vida_del_Sol

El origen del universo físico

La consideración rigurosamente científica del origen del universo es un problema relativamente nuevo. Sin embargo, su incorporación al pensamiento humano puede considerarse como muy antigua. Aunque nuestros conocimientos sobre la historia humana oral y escrita tienen menos de 5.000 años, se desprende de distintos datos arqueológicos que el hombre tiene preocupación por el mundo en el que vive y se forma ideas sobre el universo como un todo, desde mucho antes. Podemos afirmar que los rastros se pierden en el tiempo.

Cuando el hombre se hizo agricultor, necesitó escrutar los cielos para regular mejor los períodos de siembra y cosecha y así conseguir mayor eficiencia en su nuevo modo de supervivencia. Entonces la observación de la naturaleza, y fundamentalmente del comportamiento cíclico en los movimientos de los cielos, se convirtió en una tarea importante. Esa ocupación le permitió coleccionar durante un par de milenios un conjunto de observaciones, que se acumularon paralelamente a las diferentes teorías que desarrolló para explicarlos.

Estas descripciones teóricas en ningún caso pueden ser consideradas como científicas, ni siquiera aquellas que contienen aciertos descriptivos. No son científicas porque faltan varios de los elementos que hoy consideramos básicos para formar ese discurso. De cualquier manera, le proporcionaron al hombre una visión de conjunto sobre lo que observaba y en algunos fenómenos claramente recurrentes, le permitieron incluso predecir futuras consecuencias, un objetivo básico de la ciencia actual.No es el caso desarrollar aquí una historia detallada de esos pasos iniciales. Las primeras interpretaciones que analizaban las regularidades observadas considerando las “esferas celestes” (homocéntricas) pensadas para ubicar las estrellas “fijas”, y la inclusión de los epiciclos y deferentes para explicar los movimientos planetarios, fueron un avance importante en la construcción de una primitiva “ciencia de la totalidad” o “cosmología”. Estas cosmologías primitivas se desarrollaron y progresaron en verdaderas escuelas de pensamiento que hoy se recuerdan junto a los nombres de Hiparco, Apolonio, Aristóteles o Claudio Ptolomeo.

El Universo estático

El primer modelo relativamente completo utilizado para predecir los movimientos celestes es el modelo geocéntrico que se recuerda asociado al nombre de Claudio Ptolomeo I, quien recopiló muchos datos de siglos anteriores. Este modelo presenta la antigua concepción de un universo con la Tierra en su centro y los planetas describiendo complicadas órbitas sobre un fondo de estrellas supuestamente fijas. El problema más importante que resolvió, fue la descripción del movimiento planetario, incluida la Luna. La palabra Planeta, que significa “errabundo”, nos permite dar una idea del grado de abstracción necesario y la dificultad del problema cuando es observado desde la Tierra.

Pese a esa dificultad, el problema fue resuelto y con esas teorías ya era posible comprender y predecir algunos fenómenos como los eclipses, hasta entonces considerados como acontecimientos misteriosos por los no iniciados. Reducido su alcance a los planetas entonces conocidos, las teorías explicaron o al menos describieron de manera bastante correcta los movimientos de los astros. El del movimiento es el primer problema que se debe resolver, y puede considerarse como el fundamento para conseguir una descripción física del universo. Durante casi dos milenios, la humanidad mantuvo la idea de independencia de causas para movimiento de los astros y el movimiento aquí, en la Tierra, una idea que, por ejemplo, puede encontrarse en Aristóteles y en otros pensadores de la Grecia Antigua.

Con esta idea de fondo, todas las teorías sobre el movimiento celeste invariablemente respaldaron la concepción de un universo globalmente estático, estable y por lo tanto inmutable y eterno.

La razón teórica que impone ubicar en el centro de la Tierra el sistema de referencia “absoluto” para estudiar los movimientos, es la existencia de la fuerza de “gravedad”. La falta de explicación para el origen de esta fuerza utilizando sólo el “sentido común”, mantendrá durante 18 siglos el modelo geocéntrico como la solución más lógica. El modelo heliocéntrico, que también había sido propuesto en épocas antiguas, carecía de una base de datos experimentales que motivaran su utilización de forma preferente y en este sistema, se debe considerar a la Tierra en movimiento. Esta ubicación preferente para el “centro del universo”, debió esperar para su respaldo general a la aparición del libro de Nicolás Copérnico en 1543, a las extraordinarias observaciones astronómicas de Tycho Brahe (1546-1601) y a su utilización por Johannes Kepler. Hasta entonces, el modelo heliocéntrico no presentaba ventajas evidentes y en cambio presentaba serias desventajas.

A pesar del avance que significó en el cálculo de las órbitas y fundamentalmente en la comprensión global del movimiento planetario, el modelo heliocéntrico tardó muchos años en ser aceptado (probablemente, por los problemas asociados a la explicación de la existencia de la fuerza de gravedad). Pero pocos años después, con los primeros pasos de la nueva ciencia experimental, el modelo heliocéntrico se fue imponiendo por su propia coherencia entre los científicos. Como se sabe, este modelo tuvo en Galileo Galilei a uno de sus más activos defensores. Es famosa la frase de su retractación: “E pur si muove...”. Es decir: ...sin embargo se mueve... (la Tierra).

El modelo heliocéntrico tenía soporte racional y observaciones experimentales adecuadas, pero hasta los trabajos de Isaac Newton (1642-1727) estos modelos no pueden considerarse dentro de lo que actualmente se denomina una “teoría científica”. Es Isaac Newton quien unifica la mecánica celeste y la mecánica sobre la Tierra mediante una explicación común. Es decir, algo que ya es una teoría física. En su trabajo, por primera vez se abandona la antigua idea de la dualidad de causas y se relacionan las observaciones astronómicas con las del movimiento terrestre.

Newton en primer lugar, justifica por qué cerca de superficie de la Tierra, todos los cuerpos caen con la misma aceleración; conocimiento que marca un hito fundamental en el nacimiento de la ciencia moderna. Esa conclusión, derivada de su audacia en postular la igualdad entre masa inercial y masa gravitatoria, le permiten adelantarse con un pronóstico que comprobará H. Cavendish en 1798, casi 100 años después, cuando mide la constante de gravitación universal.

Estos conocimientos ahora sistematizados significan un salto científico, que considerado cualitativamente, es el cambio más importante en el pensamiento teórico en más de 20 siglos. Y como suele ocurrir con estos cambios, esas ideas son seminales y darán lugar inmediatamente a reflexiones mucho más profundas sobre los conceptos de espacio y tiempo que las realizadas hasta entonces. A partir de esa declaración de principios que son las leyes de Newton del movimiento y de una explicación racional para la fuerza de gravedad, se cimentarán las bases de la ciencia moderna. Junto a Galileo, Newton mostrará un nuevo método para la reflexión científica que se impondrá en el futuro: en primer lugar, la expresión de toda teoría física o conocimiento aislado se hará en lenguaje matemático, un lenguaje que él mismo ayudó a crear. Y luego, esa teoría tendrá en el experimento o en la observación cuantitativa el criterio para verificar su validez. A su vez, cada nuevo experimento, para dar frutos, deberá insertarse en el marco general de la teoría y encontrar allí su justificación.

Para presentar su nueva dinámica, Newton ha introducido la antigua idea de espacio concebida por Euclides: un lugar vacío, isótropo y homogéneo, en el cual reside (o se agrega) la materia. Esta idea reemplaza la de un espacio con un lugar privilegiado para situar un sistema de referencia, sea éste el centro de la Tierra, el Sol o cualquier otro punto del universo. Para Newton, el espacio y el tiempo continúan desacoplados y el universo permanece infinito e inmutable, es decir, eterno. Este universo no tiene necesidad de un origen en el espacio o en el tiempo, aunque podría tenerlo. Un hipotético viajero que lo recorriera una dirección determinada, encontraría permanentemente nuevas regiones con nuevas estrellas y galaxias. Esta idea, aunque encierra alguna paradoja (p. ej. la “paradoja de Olbers”), parece muy adecuada como para unificar las teorías científicas en pocos axiomas.

Pero esta concepción del espacio no duraría tanto tiempo como la utilizada en la etapa anterior. Nuevos elementos de juicio modificarían esas ideas.

En 1905, Albert Einstein (1879-1955) presentó su teoría de la Relatividad Especial (o restringida), cuya simiente ya venía madurando dentro de la física, fundamentalmente con los trabajos de Georges FitzGerald (1851-1901) y Heindrik Lorentz (1853-1928) y los análisis sobre el resultado negativo del experimento de Michelson-Morley. Estos dos científicos llegaron independientemente y en el orden citado, a las conclusiones sobre la contracción del espacio, la constancia de la velocidad de luz en el vacío y la dilatación del tiempo. Lorentz, además, obtiene una ley sobre el aumento de la masa con la velocidad. Efectos que son muy notorios a velocidades cercanas a la de la luz, y que recibirán posteriormente su explicación integrados en el marco de la teoría de la relatividad especial. Sin embargo, ambos se quedaron ante las puertas de la teoría de la relatividad.

Es Albert Einstein quien introduce en esa teoría las ideas sumamente novedosas sobre el espacio y el tiempo: un espacio que se contrae y un tiempo que se dilata cuando la velocidad aumenta. En esencia la teoría se refiere a la comparación entre las medidas realizadas en diferentes sistemas llamados inerciales, que se mueven con movimiento rectilíneo uniforme unos respecto de otros. Hasta entonces se consideraban válidas las conclusiones que se derivan de la relatividad de Galileo y de Newton. En ellas no se distingue entre un sistema en reposo y otro que se mueve con velocidad uniforme. Si no existe una fuerza externa, el sistema en ambos casos permanecerá indefinidamente en el estado en que se encuentra.

Einstein muestra, sin embargo, que observar desde un sistema de referencia en movimiento produce efectos novedosos. En particular, cuando se considera la propagación de ondas electromagnéticas como la luz, las ondas de radio o los rayos X en contra de la intuición, distintos observadores medirán la misma velocidad de propagación, aunque estén en movimiento.

Como ya se anticipó, fue la gran síntesis del electromagnetismo desarrollada por J. C. Maxwell (1831-1877) llevada de la mano de FitzGerald y Lorentz la teoría que introdujo las nuevas cuestiones relativas al espacio y al tiempo. Esa teoría había unificado la electricidad, el magnetismo y la óptica, creando el concepto de ondas electromagnéticas: campos electromagnéticos viajeros. Con todas las conclusiones anteriores, Einstein postuló que la constancia de la velocidad de luz se mantiene aún para emisores y observadores en movimiento relativo uniforme. Trabajando con esta hipótesis, Einstein comienza los estudios que lo llevan a plantear una transformación completa en la concepción del espacio y del tiempo. A bajas velocidades estos efectos no son importantes y se mantienen válidas las leyes de la física clásica, que ha quedado absorbida como un caso particular dentro de una teoría más general.

Einstein en su teoría plantea también la equivalencia entre masa y energía. En su ecuación más famosa: E = mc², la masa m y la energía E, son dos caras de una misma realidad y se puede pasar de una forma a la otra simplemente multiplicando por una constante, la velocidad de la luz en el vacío c elevada al cuadrado.

Pocos años después, en 1916, el mismo Einstein completa su descripción incluyendo los sistemas de referencia acelerados , o sistemas “no inerciales”. Este nuevo avance teórico se conoce como “Teoría de la Relatividad General” y de hecho, es una teoría sobre la gravitación. Una teoría mucho más compleja y que a diferencia de la anterior, más limitada, tiene pocas situaciones en las que puede ser comprobada.

Basándonos en ella, ya no es posible concebir un universo como el de Newton, situado en un espacio infinito. La aceleración de la gravedad es una aceleración más y los problemas que produce su consideración en un espacio Euclídeo, isótropo y homogéneo, son transferidos ahora a las propiedades del espacio. La presencia de materia, cuya propiedad llamada masa es la causa de la atracción gravitatoria, en esta nueva concepción tiene un nuevo papel: “curva el espacio”. Es un espacio curvado quien causa la atracción de otras masas cercanas y lejanas (esta curvatura se puede imaginar como la que produciría una persona de gran peso parada sobre un colchón elástico que se deforma por esa presencia y atrae hacia sí a otras personas o cuerpos cercanos).

Casi 2000 años tardó la humanidad hasta que Newton, para describir el movimiento, pudo incorporar la idea de Euclides de un espacio isótropo y homogéneo. En menos de doscientos años, esa idea quedó reducida a un caso límite de un espacio más general (geometrías de Riemann y Lobachevsky). Nuevamente, la teoría anterior queda absorbida como caso límite. Por ejemplo, la suma de los ángulos interiores de un triángulo en la geometría de Euclides vale siempre 180º. En un espacio curvo ya no es así. Esa suma será mayor, pero siempre, cuando la curvatura es muy pequeña, el espacio podrá considerarse plano y recuperar su validez la geometría clásica. Esta absorción de las teorías precedentes en la nueva, es una constante dentro de la ciencia moderna. Las teorías anteriores son consideradas como lecturas válidas del mundo real, a su vez, las nuevas podrían ser absorbidas en el futuro, dentro de otra teoría más general. Pero en todos los casos, las precedentes conservan su validez dentro de su aproximación.

Nos da trabajo imaginar un espacio curvo. Aunque estamos dentro de él y contribuímos a su curvatura, a nuestra escala no nos resulta evidente y por ello, escapa a nuestro “sentido común”. Considerando el espacio como lo hace esta teoría, no es posible distinguir mediante un experimento una aceleración, de la curvatura del espacio o “gravedad”. Un campo gravitatorio homogéneo es completamente equivalente a un sistema de referencia acelerado. Esta es el llamado “Principio de Equivalencia” y en este espacio, las leyes de la física son las mismas bajo atracción gravitatoria que bajo aceleración.

Esta idea siempre le resultó difícil de comprender a los filósofos y más aún al común de las gentes. Por ello, la teoría de la relatividad es tan nombrada y comentada como escasamente comprendida. Pero con ella, Einstein explica en primer lugar un fenómeno de muy pequeña amplitud y conocido desde tiempos antiguos: el exceso respecto de la teoría clásica en el movimiento de precesión del perihelio de Mercurio, el planeta más cercano al sol. El tema suena extraño, pero los astrónomos conocían su valor perfectamente (Leverrier en 1840 lo explicaba imaginando la existencia de un planeta más cercano al sol, que por supuesto, jamás fue observado). El valor de este efecto es aproximadamente de un grado cada 10.000 años, es decir 0,01º cada siglo. Un gran acierto para una teoría nueva, que debe remontar el enorme prestigio de Newton.

La teoría predecía otros fenómenos que no tardaron en ser comprobados. Por ejemplo, el valor de la desviación que se produce en un haz de luz al pasar cerca de una estrella de gran masa, una medición que realizó W. S. Adams por sugerencia de Arthur Eddington en 1919. Esta verificación tuvo una gran difusión y significó para Einstein una enorme fama y un éxito resonante. Otra predicción de la teoría es la dependencia de la frecuencia de los movimientos periódicos de un reloj atómico con la gravedad. En la actualidad, todos los sistemas GPS son corregidos por este efecto.

Luego de comprobadas estas predicciones, la confianza sobre la exactitud de la teoría general de la relatividad era tan grande, que obligaba a incluirla en cualquier modelo cosmológico, ya que la gravitación es una componente esencial. El mismo Einstein, en 1916, planteó un modelo de universo en el cual incluía una distribución de masa isótropa y homogénea (considerada a gran escala), hipótesis que denominó “Principio Cosmológico”.

Al plantear su modelo, como la atracción gravitatoria tiene siempre el mismo signo (atractivo), Einstein se da cuenta que en algún momento se producirá el colapso del universo por causa de la gravedad. Ese efecto debía ser balanceado de alguna manera en las ecuaciones para evitarlo. Como los grandes científicos hasta ese momento, Einstein creía en la existencia de un universo estacionario y para lograrlo incluye en sus ecuaciones un término adecuado para que produjera el efecto contrario, es decir, un término repulsivo. Denominó a ese término “constante cosmológica” y ajustó su valor exactamente para obtener un universo estable. Cuando luego de algunos años se comprobó astronómicamente la expansión del universo, el propio Einstein consideró que introducir la constante cosmológica había sido “el mayor error de su vida”. Pero como se verá más adelante, en la actualidad ya no se considera un error.

Con la relatividad general quedaron firmemente sentadas las bases sobre las cuales deberían construirse los nuevos modelos cosmológicos. Einstein, como todos los grandes científicos anteriores, continuó creyendo en un universo estático e inmutable.

La comprensión del universo 

Para Nicolas Copérnico con su teoría heliocéntrica propuso los siguientes postulados: 

1. Los movimientos celestes son uniformes, eternos y circulares o compuestos de diversos ciclos.

2. El centro del universo se encuentra cerca del sol.

3. Orbitando alrededor del sol, en orden se encuentran Mercurio, Venus, Tierra, la luna, Marte, Júpiter y Saturno. (aún no se conocían Urano y Neptuno).

4. Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del sol.

5. La tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje.

6. El movimiento retrogrado de los planetas es explicado por el movimiento de la tierra.

7. La distancia de la tierra al sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.

Más tarde el alemán Johannes Kepler desveló el misterio del movimiento planetario con las siguientes leyes:

Primera ley: La trayectoria de cada planeta alrededor del sol es una elipse con el sol en uno de sus focos. 

Los planetas describen órbitas elípticas  alrededor del sol

estando situado este en uno de sus focos.

Material de apoyo: http://www.walter-fendt.de/html5/phes/keplerlaw1_es.htm

Segunda ley: Los planetas barren áreas iguales en tiempos iguales.

El área barrida   A₁   igual al área barrida  A₂ . El afelio es el punto más distante 

entre el sol y el planeta mientras que el perihelio  es el más cercano.

Material de apoyo: http://www.walter-fendt.de/html5/phes/keplerlaw2_es.htm

Tercera ley: Los cuadrados de los períodos orbitales sidéreos de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al sol. 

Esta ley aplica siempre y cuando la masa de los planetas sea despreciable con la masa del sol. La siguiente relación matemática ilustra la situación: T₁²/T₂² = d₁³/d₂³

La Luna

Vídeo motivacional: https://www.youtube.com/watch?v=DEGpv9T7cC4

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Su diámetro es de unos 3.476 km, aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra.

La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de la de la Tierra.

La Luna órbita la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica, en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos.

Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, siempre nos muestra la misma cara. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz que recibe del Sol.

Después de la Tierra, la Luna es el cuerpo espacial más estudiado.

El origen de la luna

Hay, básicamente, tres posibilidades en cuanto a la formación de la luna:

1.- Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en órbita.
2.- La Tierra y la Luna nacieron de la misma masa de materia que giraba alrededor del Sol.
3.- La luna surgió de una especie de "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por la fuerza centrífuga.

Actualmente se admite una cuarta teoría que es como una mezcla de las otras tres: cuando la Tierra se estaba formando, sufrió un choque con un gran cuerpo del espacio. Parte de la masa salió expulsada y se aglutinó para formar nuestro satélite. Y, aún, una quinta teoría que describe la formación de la Luna a partir de los materiales que los monstruosos volcanes de la época de formación lanzaban a grandes alturas.

Hipótesis de fisión

La hipótesis de fisión supone que originariamente la Tierra y la Luna eran un sólo cuerpo y que parte de la masa fue expulsada, debido a la inestabilidad causada por la fuerte aceleración rotatoria que en aquel momento experimentaba nuestro planeta. La parte desprendida se "quedó" parte del momento angular del sistema inicial y, por tanto, siguió en rotación que, con el paso del tiempo, se sincronizó con su periodo de traslación.

Se cree que la zona que se desprendió corresponde al Océano Pacífico, que tiene unos 180 millones de kilómetros cuadrados y con una profundidad media de 4.049 metros. Sin embargo, los detractores de esta hipótesis opinan para poder separarse una porción tan importante de nuestro planeta, éste debería haber rotado a una velocidad tal que diese una vuelta en tan sólo tres horas. Parece imposible tan fabulosa velocidad, porque, al girar demasiado rápido, la Tierra no se hubiese formado al presentar un exceso de momento angular.

Hipótesis de captura

Una segunda hipótesis denominada 'de captura', supone que la Luna era un astro independiente, formado en un momento distinto al nuestro y en un lugar alejado.

La Luna inicialmente tenía una órbita elíptica con un afelio (punto más alejado del Sol) situado a la distancia que le separa ahora del Sol, y con un perihelio (punto más cercano al Sol) cerca del planeta Mercurio. Esta órbita habría sido modificada por los efectos gravitacionales de los planetas gigantes, que alteraron todo el sistema planetario expulsando de sus órbitas a diversos cuerpos, entre ellos, nuestro satélite. La Luna viajó durante mucho tiempo por el espacio hasta aproximarse a la Tierra y fue capturado por la gravitación terrestre.

Sin embargo, es difícil explicar cómo sucedió la importante desaceleración de la Luna, necesaria para que ésta no escapara del campo gravitatorio terrestre.

Hipótesis de acreción binaria

La hipótesis de la acreción binaria supone la formación al mismo tiempo tanto de la Tierra como de la Luna, a partir del mismo material y en la misma zona del Sistema solar. A favor de esta teoría se encuentra la datación radioactiva de las rocas lunares traídas a nuestro planeta por las diversas misiones espaciales, las cuales fechan entre 4.500 y 4.600 millones de años la edad lunar, aproximadamente la edad de la Tierra.

Como inconveniente tenemos que, si los dos se crearon en el mismo lugar y con la misma materia: ¿cómo es posible que ambos posean una composición química y una densidad tan diferentes?. En la Luna abunda el titanio y los compuestos exóticos, elementos no tan abundantes en nuestro planeta al menos en la zona más superficial.

Hipótesis de impacto

La hipótesis del impacto parece la preferida en la actualidad. Supone que nuestro satélite se formó tras la colisión contra la Tierra de un cuerpo de aproximadamente un séptimo del tamaño de nuestro planeta. El impacto hizo que bloques gigantescos de materia saltaran al espacio para posteriormente y, mediante un proceso de acreción similar al que formó los planetas rocosos próximos al Sol, generar la Luna.

Lo más dudoso de esta teoría es que tendrían que haberse dado demasiadas coincidencias juntas. La probabilidad de impactar con un astro errante era muy alta al inicio del Sistema Solar. Más difícil es que la colisión no desintegrase totalmente el planeta y que los fragmentos fuesen lo suficientemente grandes como para poder generar un satélite.

La teoría del impacto ha sido reproducida con ayuda de ordenadores, simulando un choque con un objeto cuyo tamaño sería equivalente al de Marte, y que, con una velocidad inferior a los 50.000 km/h, posibilitaría la formación de un satélite.

Hipótesis de precipitación

Últimamente ha aparecido otra explicación a la que dan el nombre de 'Hipótesis de precipitación' según la cual, la energía liberada durante la formación de nuestro planeta calentó parte del material, formando una atmósfera caliente y densa, sobre todo compuesta por vapores de metal y óxidos. Estos se fueron extendiendo alrededor del planeta y , al enfriarse, precipitaron los granos de polvo que, una vez condensados, dieron origen al único satélite de la Tierra.

Movimientos de la Luna

La Luna es un satélite y, por tanto, gira alrededor de la Tierra a una distancia media de 384 400 kilómetros, aunque la distancia real varía a lo largo de su órbita.

La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días (mes sidéreo) y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara.

Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente 29.53 días (mes sinódico), período en el cual comienzan a repetirse las fases lunares.

Los instantes de salida, tránsito y puesta del Sol y de la Luna están relacionados con las fases. La Luna se traslada alrededor de la Tierra en sentido directo, en dirección Este. Como el Sol se mueve 1° por día hacia el Este.

Rotación y traslación de la Luna

La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.

Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo.

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este. Así, cada día le toma a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el Cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.

La órbita Luna-Tierra está inclinada respecto del plano de la órbita Tierra-Sol, de modo que únicamente en dos puntos de su trayectoria, llamados nodos, se pueden producir eclipses de Sol o de Luna.

La órbita de la Luna es complicada, porque esté lo bastante lejos de la Tierra como para que le influya la gravedad ejercida por el Sol. Por esto los nodos de la Luna no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar tampoco es fijo, lo cual  provoca que el apogeo y el perigeo de la luna den una vuelta completa en 8,85 años.

La inclinación de la órbita lunar varía entre los 5° y 5° 18’. Para calcular la posición exacta de la Luna hay que tener en cuenta varios cientos de términos.

El centro de giro de la Luna con respecto a la Tierra no coincide con el eje del planeta, ya que la Luna también ejerce una atracción gravitatoria sobre la Tierra. Si imaginamos una barra rígida que uniera los centros de ambos astros, el eje de rotación se situaría en un punto llamado baricentro, que está situado en el interior del globo terrestre, a unos 4.683 km de su centro.

Libración lunar

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

El movimiento propio de la Luna se traduce en un desplazamiento de oeste a este, pero su movimiento aparente se produce de este a oeste, consecuencia del movimiento de rotación de la Tierra.

La máxima superficie de la Luna visible desde la Tierra no es exactamente el 50% sino llega hasta el 59%, por un efecto conocido como libración. La excentricidad de la órbita lunar hace que la velocidad orbital no sea constante y que, por tanto, puedan resultar visibles en el curso de un mes partes normalmente escondidas en los bordes este y oeste. En este caso se habla de una libración en longitud. De forma similar se tiene una libración en la latitud como efecto de la inclinación de la órbita lunar sobre el plano de la eclíptica.

Las fases de la luna

Recurso motivacional: http://recursostic.educacion.es/secundaria/edad/1esobiologia/1quincena4/imagenes1/luna.swf

Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la Luna.

Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.

La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.

En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.

La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.

Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.

Durante todo este recorrido la Luna parece que se bambolea. Este aparente bamboleo se conoce como libración.

Recurso de apoyo: http://www.gobiernodecanarias.org/educacion/3/usrn/lentiscal/2-CD-Fiisca-TIC/2-1Gravitacion/Flash/fasesLunaeclipses.swf

¿Cómo y cuándo se ve la Luna?

La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva o novilunio.

Nombre	Visible (*)	¿Cuándo se ve?
Luna nueva	0-2%	No se ve, invisible
Creciente cóncava	3-34%	Por la tarde y poco después de la puesta del sol
Cuarto creciente	35-65%	Por la tarde y en la primera mitad de la noche
Creciente convexa	66-96%	Por la tarde, gran parte de la noche
Luna Llena	97-100%	Toda la noche
Menguante convexa	96-66%	Gran parte de la noche, comienzo de la mañana
Cuarto menguante	65-35%	Madrugada y de mañana
Menguante cóncava	34-3%	Fin de la madrugada y de mañana

* La luna creciente está iluminada por la derecha en el hemisferio norte y por la izquierda en el hemisferio sur. La menguante, al revés.

A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la Tierra, pasando por la forma de creciente cóncava, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.

Después sigue creciendo y adquiere la forma de creciente convexa o gibosa. Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio. Cuando esta luna llena pasa cerca del perigeo (el punto de su órbita más cercano a la Tierra), hay una superluna que parece se ve mayor y más brillante que otras veces.

A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, pasando por la forma menguante convexa o gibosa, hasta llegar a tener la mitad iluminada pero, esta vez, del otro lado: es el cuarto menguante.

Sigue menguando, pasa por la forma de menguante cóncava y cada vez vemos menos trozo. Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.

Bibliografía

1. Universidad de Navarra. Carlos Pérez

2. https://www.youtube.com/watch?v=cvoYGPe9NWk

3. https://www.youtube.com/watch?v=RAth_4-5SKs

4. swf: http://departamentofyq.wesped.es/aulavirtual/mod/resource/view.php?id=49

5. swf: http://recursostic.educacion.es//bancoimagenes/ArchivosAnimaciones/DVD01/CD01/178036_am_1.swf

6. http://www.walter-fendt.de/html5/phes/keplerlaw1_es.htm