Leyes de KEPLER

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue:

• Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.

• Segunda Ley (1609): El radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

• Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor a de su órbita elíptica.

Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (LINUX) la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse, por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no se vería. El plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la Eclíptica unos 5° por lo que se produce una Libración en latitud que permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.

La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significativa. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5° y 5° 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Asimismo, la Luna se aleja unos cuatro centímetros al año de la Tierra a la vez que va frenando la rotación terrestre -lo que hará que en un futuro lejano los eclipses totales de Sol dejen de producirse al no tener la Luna suficiente tamaño como para tapar el disco solar-. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar esta evolución. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolución.^[15]

Tiempo requerido para que la luz viaje desde la Tierra hasta la Luna. El tamaño y la distancia están a escala.

Movimiento de rotación

Fases de la Luna vistas desde el hemisferio norte (desde el hemisferio sur su orden es inverso)

La Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3° con respecto al plano de la elíptica de traslación alrededor de la Tierra. Dado que la duración de los dos movimientos es la misma, la Luna presenta a la Tierra constantemente el mismo hemisferio.

Revoluciones de la Luna

La Luna tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si se considera el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si se la considera respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol (ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares. Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues, hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) no fue posible ver la cara lunar oculta, que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna (exceptuando en los eclipses de luna), que no tiene por qué coincidir con la cara visible, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km más de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km hacia la Tierra.

• Revolución sinódica: es el intervalo de tiempo necesario para que la Luna vuelva a tener una posición análoga con respecto al Sol y a la Tierra. Su duración es de 29 d 12 h 44 min 2,78 s. También se le denomina lunación o mes lunar.
• Revolución sideral: es el intervalo de tiempo que le toma a la Luna volver a tener una posición análoga con respecto a las estrellas. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 11,5 s.
• Revolución trópica: es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 4,7 s.
• Revolución draconítica: es el tiempo que tarda la Luna en pasar dos veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 d, 5 h 5 min 36 s.
• Revolución anomalística: es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 d 13 h 18 min 33 s.

Características físicas

La Luna es excepcionalmente extensa en relación a la Tierra: un cuarto del diámetro del planeta y 1/81 de su masa.^[1] Es el satélite más grande del Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta (aunque Caronte es más extensa en relación al planeta enano Plutón).^[2] La superficie de la Luna es menos de un décimo de la de la Tierra; cerca de un cuarto del área continental de la Tierra. Sin embargo, la Tierra y la Luna siguen siendo consideradas un sistema planeta-satélite, en lugar de un sistema doble planetario, ya que su baricentro, está ubicado cerca de 1700 km (aproximadamente un cuarto del radio de la Tierra) bajo la superficie de la Tierra.^[3]

Formación

Varios mecanismos han sido propuestos para explicar la formación de la Luna hace 4.527 ± 0.010 mil millones de años. Esta edad es calculada en base a la datación del isótopo de las rocas lunares, entre 30 y 50 millones de años luego del origen del Sistema Solar.^[4] Estos incluyen la fisión de la Luna desde la corteza terrestre a través de fuerzas centrífugas,^[5] que deberían haber requerido también un giro inicial de la Tierra;^[6] la atracción gravitacional de la Luna en estado de formación,^[7] que hubiera requerido una extensión inviable de la atmósfera para disipar la energía de la Luna, que se encontraba pasando;^[6] y la co-formación de la Luna y la Tierra juntas en el disco de acreción primordial, que no explica la depleción de hierro en estado metálico.^[6] Estas hipótesis tampoco pueden explicar el fuerte momento angular en el sistema Tierra-Luna.^[8]

La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, volando material en órbita alrededor de esta, que se fusionó para formar la Luna.^[9] Se cree que impactos gigantescos eran comunes en el Sistema Solar primitivo. Los modelados de un gran impacto a través de simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna, y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la Luna proviene del impacto, no de la joven Tierra.^[10] Sin embargo, meteoritos demuestran que las composiciones isotópicas del oxígeno y el tungsteno de otros cuerpos del Sistema Solar interior tales como Marte y (4) Vesta son muy distintas a las de la Tierra, mientras que la Tierra y la Luna poseen composiciones isotópicas prácticamente idénticas. El mezclado de material evaporado posterior al impacto entre la Tierra y la Luna pudo haber equiparado las composiciones,^[11] aunque esto es debatido.^[12]

La importante cantidad de energía liberada en el gran impacto y la subsecuente fusión del material en la órbita de la Tierra pudo haber derretido la capa superficial de la Tierra, formando un océano de magma.^{[13] [14]} La recién formada Luna pudo también haber tenido su propio océano de magma lunar; las estimaciones de su profundidad varían entre 500 km y el radio entero de la Luna.

Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra y el quinto satélite más grande del Sistema Solar. Es el satélite natural más grande en el Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta, un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa, y es el segundo satélite más denso después de Ío. Se encuentra en relación síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara; el hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas. A pesar de ser el objeto más brillante en el cielo luego del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la Luna una importante influencia cultural desde la antigüedad dentro del lenguaje, el calendario, el arte y la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las corrientes marinas,^{[cita requerida]} las mareas y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que tenga en el cielo el mismo tamaño que el Sol, permitiendo a la Luna cubrir exactamente al Sol en eclipses solares totales.

La Luna es el único cuerpo celeste en el que el hombre ha realizado un descenso tripulado. Aunque el programa Luna de la Unión Soviética fue el primero en alcanzar la Luna con una nave espacial no tripulada, el programa Apolo de Estados Unidos consiguió las únicas misiones tripuladas hasta la fecha, comenzando con la primera órbita lunar no tripulada por el Apolo 8 en 1968, y seis alunizajes tripulados entre 1969 y 1972, siendo el primero el Apolo 11 en 1969. Estas misiones regresaron con más de 380 kg de roca lunar, que han sido utilizadas para desarrollar una detallada comprensión geológica de los orígenes de la Luna (se cree que se ha formado hace 4.5 mil millones de años en un gran impacto), la formación de su estructura interna y su posterior historia.

Desde la misión del Apolo 17 en 1972, ha sido visitada únicamente por sondas espaciales no tripuladas, en particular por los astromóviles soviéticos Lunojod. Desde 2004, Japón, China, India, Estados Unidos, y la Agencia Espacial Europea han enviado orbitadores. Estas naves espaciales han confirmado el descubrimiento de agua helada fijada al regolito lunar en cráteres que se encuentran a la sombra permanentemente y están ubicados en los polos. Futuras misiones tripuladas a la Luna han sido planeadas, pero no puestas en marcha aún; la Luna se mantiene, bajo el tratado del espacio exterior, libre para la exploración de cualquier nación con fines pacíficos.

Satélites en el Sistema Solar

En los planetas y planetas enanos del Sistema Solar se conocen 174 satélites, distribuidos:

Tierra

1: la Luna

Marte

2: Deimos y Fobos

Júpiter

63: Adrastea, Aitné, Amaltea, Ananké, Aedea, Arce, Autónoe, Caldona, Calé, Cálice, Calírroe, Calisto, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Eukélade, Euporia, Eurídome, Europa, Ganímedes, Harpálice, Hegémone, Heliké, Hermipé, Himalia, Ío, Isonoé, Kallichore, Kore, Leda, Lisitea, Megaclite, Metis, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Spondé, Táigete, Tebe, Temisto, Telxínoe, Tione, Yocasta + 14 sin nombre.

Saturno

62: Egeón, Aegir, Albiorix, Anthe, Atlas, Bebhionn, Bergelmir, Bestla, Calipso, Dafne, Dione, Encélado, Epimeteo, Erriapo, Farbauti, Febe, Fenrir, Fornjot, Greip, Hati, Helena, Hiperión, Hyrokkin, Ijiraq, Jano, Jápeto, Jarnsaxa, Kari, Kiviuq, Loge, Metone, Mimas, Mundilfari, Narvi, Paaliaq, Palene, Pan, Pandora, Pollux, Prometeo, Rea, Siarnaq, Skadi, Skoll, Surtur, Suttungr, Tarqeq, Tarvos, Telesto, Tetis, Thrymr, Titán, Ymir + 9 sin nombre + 3 sin confirmar

Urano

27: Ariel, Belinda, Bianca, Calibán, Cordelia, Crésida, Cupido, Desdémona, Francisco, Ferdinando, Julieta, Mab, Margarita, Miranda, Oberón, Ofelia, Perdita, Porcia, Próspero, Puck, Rosalinda, Setebos, Sicorax, Stefano, Titania, Trínculo y Umbriel

Neptuno

13: Despina, Galatea, Halimede, Laomedeia, Larisa, Náyade, Nereida, Neso, Proteo, Psámate, Sao, Talasa y Tritón.

Plutón

3: Caronte, Hidra y Nix.

Eris

1: Disnomia

Haumea

2: Hi'iaka y Namaka.

Los planetas Mercurio y Venus no tienen ningún satélite natural, como tampoco tiene los planetas enanos Ceres y Makemake. Sucesivas misiones no tripuladas han aumentado cada cierto tiempo estas cifras al descubrir nuevos satélites, y aún pueden hacerlo en el futuro.