La Luna orbita la Tierra en dirección prógrada y completa una revolución con respecto al equinoccio de primavera y las estrellas en aproximadamente 27,32 días (un mes tropical y un mes sidéreo ) y una revolución con respecto al Sol en aproximadamente 29,53 días (un mes sinódico ). La Tierra y la Luna orbitan alrededor de su baricentro (centro común de masa ), que se encuentra a unos 4.670 km (2.900 millas) del centro de la Tierra (aproximadamente el 73% de su radio), formando un sistema de satélites llamado sistema Tierra-Luna . En promedio, la distancia a la Luna es de unos 385.000 km (239.000 millas) desde el centro de la Tierra, lo que corresponde a unos 60 radios terrestres o 1,282 segundos luz.
Con una velocidad orbital media alrededor del baricentro entre la Tierra y la Luna, de 1,022 km/s (0,635 millas/s, 2286 millas/h), [6] la Luna cubre una distancia aproximada de su diámetro, o aproximadamente medio grado en la esfera celeste , cada hora. La Luna se diferencia de la mayoría de los satélites regulares de otros planetas en que su órbita está cerca del plano de la eclíptica en lugar del plano ecuatorial primario (en este caso, la Tierra) . El plano orbital de la Luna está inclinado aproximadamente 5,1° con respecto al plano de la eclíptica, mientras que el plano ecuatorial de la Luna está inclinado sólo 1,5°.
Las propiedades de la órbita descritas en esta sección son aproximaciones. La órbita de la Luna alrededor de la Tierra tiene muchas variaciones ( perturbaciones ) debido a la atracción gravitacional del Sol y de los planetas, cuyo estudio ( teoría lunar ) tiene una larga historia. [7]
La órbita de la Luna es una elipse casi circular alrededor de la Tierra (los ejes semimayor y semimenor miden 384.400 km y 383.800 km, respectivamente: una diferencia de sólo el 0,16%). La ecuación de la elipse produce una excentricidad de 0,0549 y distancias de perigeo y apogeo de 362.600 km (225.300 mi) y 405.400 km (251.900 mi) respectivamente (una diferencia del 12%).
Dado que los objetos más cercanos parecen más grandes, el tamaño aparente de la Luna cambia a medida que se acerca y se aleja de un observador en la Tierra. Un evento conocido como " superluna " ocurre cuando la Luna llena está en su punto más cercano a la Tierra (perigeo). El mayor diámetro aparente posible de la Luna es igualmente un 12% mayor (como distancias de perigeo versus apogeo) que el más pequeño; el área aparente es un 25% mayor y también lo es la cantidad de luz que refleja hacia la Tierra.
La variación en la distancia orbital de la Luna se corresponde con cambios en sus velocidades tangencial y angular, como establece la segunda ley de Kepler . El movimiento angular medio relativo a un observador imaginario en el baricentro Tierra-Luna es13,176 ° por día hacia el este ( época J2000.0 ).
El alargamiento de la Luna es su distancia angular al este del Sol en cualquier momento. En luna nueva, es cero y se dice que la Luna está en conjunción . En luna llena, el alargamiento es de 180° y se dice que está en oposición . En ambos casos, la Luna está en sizigia , es decir, el Sol, la Luna y la Tierra están casi alineados. Cuando el alargamiento es de 90° o 270°, se dice que la Luna está en cuadratura .
La orientación de la órbita no está fija en el espacio sino que gira con el tiempo. Esta precesión orbital se llama precesión absidal y es la rotación de la órbita de la Luna dentro del plano orbital, es decir, los ejes de la elipse cambian de dirección. El eje mayor de la órbita lunar –el diámetro más largo de la órbita, que une sus puntos más cercano y más lejano, el perigeo y el apogeo , respectivamente– realiza una revolución completa cada 8,85 años terrestres, o 3.232,6054 días, mientras gira lentamente en la misma dirección que el La propia Luna (movimiento directo), es decir, precesión de 360° hacia el este. La precesión absidal de la Luna es distinta de la precesión nodal de su plano orbital y de la precesión axial de la propia luna.
La inclinación media de la órbita lunar con respecto al plano de la eclíptica es de 5,145°. Las consideraciones teóricas muestran que la inclinación actual con respecto al plano de la eclíptica surgió por la evolución de las mareas desde una órbita cercana a la Tierra anterior con una inclinación bastante constante con respecto al ecuador de la Tierra. [8] Se requeriría una inclinación de esta órbita anterior de aproximadamente 10° con respecto al ecuador para producir una inclinación actual de 5° con respecto a la eclíptica. Se cree que originalmente la inclinación hacia el ecuador era cercana a cero, pero podría haber aumentado a 10° debido a la influencia de los planetesimales que pasaban cerca de la Luna mientras caían a la Tierra. [9] Si esto no hubiera sucedido, la Luna ahora estaría mucho más cerca de la eclíptica y los eclipses serían mucho más frecuentes. [10]
El eje de rotación de la Luna no es perpendicular a su plano orbital, por lo que el ecuador lunar no está en el plano de su órbita, sino que está inclinado hacia él en un valor constante de 6,688° (esta es la oblicuidad ). Como descubrió Jacques Cassini en 1722, el eje de rotación de la Luna precede con la misma velocidad que su plano orbital, pero está desfasado 180° (ver Leyes de Cassini ) . Por tanto, el ángulo entre la eclíptica y el ecuador lunar es siempre de 1,543°, aunque el eje de rotación de la Luna no sea fijo con respecto a las estrellas. [11] También significa que cuando la Luna está más al norte de la eclíptica, el centro de la parte vista desde la Tierra está aproximadamente a 6,7° al sur del ecuador lunar y el polo sur es visible, mientras que cuando la Luna está más al sur de la eclíptica el centro de la parte visible está a 6,7° al norte del ecuador y el polo norte es visible. Esto se llama libración en latitud .
Los nodos son puntos en los que la órbita de la Luna cruza la eclíptica. La Luna cruza el mismo nodo cada 27,2122 días, intervalo llamado mes dracónico o mes draconítico . La línea de nodos, la intersección entre los dos planos respectivos, tiene un movimiento retrógrado : para un observador en la Tierra, gira hacia el oeste a lo largo de la eclíptica con un período de 18,6 años o 19,3549° por año. Cuando se ven desde el norte celeste, los nodos se mueven en el sentido de las agujas del reloj alrededor de la Tierra, en contraposición al giro de la Tierra y su revolución alrededor del Sol. Puede ocurrir un eclipse de Luna o de Sol cuando los nodos se alinean con el Sol, aproximadamente cada 173,3 días. La inclinación de la órbita lunar también determina los eclipses; Las sombras se cruzan cuando los nodos coinciden con la luna llena y nueva cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean en tres dimensiones.
En efecto, esto significa que el " año tropical " en la Luna dura sólo 347 días. Esto se llama año dracónico o año de eclipse. Las "estaciones" de la Luna encajan en este período. Durante aproximadamente la mitad de este año dracónico, el Sol está al norte del ecuador lunar (pero como máximo a 1,543°), y durante la otra mitad, está al sur del ecuador lunar. Obviamente, el efecto de estas estaciones es menor en comparación con la diferencia entre la noche lunar y el día lunar. En los polos lunares, en lugar de los habituales días y noches lunares de unos 15 días terrestres, el Sol estará "arriba" durante 173 días y estará "abajo"; El amanecer y el atardecer polares duran 18 días cada año. "Arriba" aquí significa que el centro del Sol está sobre el horizonte. [12] Los amaneceres y atardeceres polares lunares ocurren alrededor del momento de los eclipses (solares o lunares). Por ejemplo, en el eclipse solar del 9 de marzo de 2016 , la Luna estaba cerca de su nodo descendente y el Sol estaba cerca del punto en el cielo donde el ecuador de la Luna cruza la eclíptica. Cuando el Sol llega a ese punto, el centro del Sol se pone en el polo norte lunar y sale en el polo sur lunar.
En el eclipse solar del 1 de septiembre del mismo año , la Luna estaba cerca de su nodo ascendente y el Sol estaba cerca del punto en el cielo donde el ecuador de la Luna cruza la eclíptica. Cuando el Sol llega a ese punto, el centro del Sol sale por el polo norte lunar y se pone por el polo sur lunar.
Cada 18,6 años, el ángulo entre la órbita de la Luna y el ecuador de la Tierra alcanza un máximo de 28°36′, la suma de la inclinación ecuatorial de la Tierra (23°27′) y la inclinación orbital de la Luna (5°09′) con respecto a la eclíptica . Esto se llama parada lunar importante . Alrededor de esta época, la declinación de la Luna variará de -28°36′ a +28°36′. Por el contrario, 9,3 años después, el ángulo entre la órbita de la Luna y el ecuador de la Tierra alcanza su mínimo de 18°20′. Esto se llama parada lunar menor . La última parada lunar fue una parada menor en octubre de 2015. En ese momento el nodo descendente estaba alineado con el equinoccio (el punto en el cielo que tiene ascensión recta cero y declinación cero). Los nodos se mueven hacia el oeste unos 19° por año. El Sol cruza un nodo determinado unos 20 días antes cada año.
Cuando la inclinación de la órbita de la Luna con respecto al ecuador de la Tierra es mínima de 18°20′, el centro del disco de la Luna estará sobre el horizonte todos los días desde latitudes inferiores a 70°43' (90° − 18°20' – 57' paralaje) norte o sur. Cuando la inclinación es máxima de 28°36', el centro del disco de la Luna estará sobre el horizonte todos los días sólo desde latitudes inferiores a 60°27' (90° − 28°36' – 57' paralaje) norte o sur.
En latitudes más altas , habrá un período de al menos un día cada mes en el que la Luna no saldrá, pero también habrá un período de al menos un día cada mes en el que la Luna no se pondrá. Esto es similar al comportamiento estacional del Sol, pero con un período de 27,2 días en lugar de 365 días. Tenga en cuenta que un punto de la Luna puede ser realmente visible cuando se encuentra a unos 34 minutos de arco por debajo del horizonte, debido a la refracción atmosférica .
Debido a la inclinación de la órbita de la Luna con respecto al ecuador de la Tierra, la Luna está sobre el horizonte en los polos norte y sur durante casi dos semanas cada mes, aunque el Sol está debajo del horizonte durante seis meses seguidos. El período de salida de luna a salida de la luna en los polos es un mes tropical , de unos 27,3 días, bastante cercano al período sidéreo. Cuando el Sol está más bajo del horizonte ( solsticio de invierno ), la Luna estará llena cuando esté en su punto más alto. Cuando la Luna esté en Géminis estará sobre el horizonte en el Polo Norte, y cuando esté en Sagitario estará arriba en el Polo Sur.
La luz de la Luna es utilizada por el zooplancton en el Ártico cuando el Sol está debajo del horizonte durante meses [13] y debe haber sido útil para los animales que vivían en las regiones árticas y antárticas cuando el clima era más cálido.
Alrededor del año 1000 a. C. , los babilonios fueron la primera civilización humana que se sabe que mantuvo un registro coherente de las observaciones lunares. Las tablillas de arcilla de ese período, que se han encontrado en el territorio del actual Irak, están inscritas en escritura cuneiforme que registra las horas y fechas de la salida y puesta de la Luna, las estrellas por las que pasó la Luna cerca y las diferencias horarias entre la salida y la puesta. puesta del Sol y de la Luna alrededor del momento de la luna llena . La astronomía babilónica descubrió los tres períodos principales del movimiento de la Luna y utilizó el análisis de datos para construir calendarios lunares que se extendieron hasta el futuro. [7] Este uso de observaciones detalladas y sistemáticas para hacer predicciones basadas en datos experimentales puede clasificarse como el primer estudio científico en la historia de la humanidad. Sin embargo, los babilonios parecen haber carecido de cualquier interpretación geométrica o física de sus datos, y no podían predecir futuros eclipses lunares (aunque se emitieron "advertencias" antes de las épocas probables de los eclipses).
Los astrónomos griegos antiguos fueron los primeros en introducir y analizar modelos matemáticos del movimiento de los objetos en el cielo. Ptolomeo describió el movimiento lunar utilizando un modelo geométrico bien definido de epiciclos y eyecciones . [7]
Sir Isaac Newton fue el primero en desarrollar una teoría completa del movimiento, la mecánica. Las observaciones del movimiento lunar fueron la principal prueba de su teoría. [7]
Hay varios períodos diferentes asociados con la órbita lunar. [14] El mes sidéreo es el tiempo que se tarda en realizar una órbita completa alrededor de la Tierra con respecto a las estrellas fijas. Son unos 27,32 días. El mes sinódico es el tiempo que tarda la Luna en alcanzar la misma fase visual . Esto varía notablemente a lo largo del año, [15] pero tiene un promedio de alrededor de 29,53 días. El período sinódico es más largo que el período sidéreo porque el sistema Tierra-Luna se mueve en su órbita alrededor del Sol durante cada mes sidéreo, por lo que se requiere un período más largo para lograr una alineación similar de la Tierra, el Sol y la Luna. El mes anómalo es el tiempo entre perigeos y dura aproximadamente 27,55 días. La separación Tierra-Luna determina la fuerza de la fuerza de elevación de la marea lunar.
El mes dracónico es el tiempo entre un nodo ascendente y otro. El tiempo entre dos pasos sucesivos de la misma longitud de la eclíptica se denomina mes tropical . Estos últimos períodos son ligeramente diferentes del mes sidéreo.
La duración media de un mes natural (la duodécima parte de un año) es de unos 30,4 días. Este no es un período lunar, aunque el mes calendario está históricamente relacionado con la fase lunar visible.
La atracción gravitacional que ejerce la Luna sobre la Tierra es la causa de las mareas tanto en el océano como en la Tierra sólida; el Sol tiene una influencia de marea menor. La Tierra sólida responde rápidamente a cualquier cambio en el forzamiento de las mareas, y la distorsión toma la forma de un elipsoide con los puntos más altos aproximadamente debajo de la Luna y en el lado opuesto de la Tierra. Esto es el resultado de la alta velocidad de las ondas sísmicas dentro de la Tierra sólida.
Sin embargo, la velocidad de las ondas sísmicas no es infinita y, junto con el efecto de la pérdida de energía dentro de la Tierra, esto provoca un ligero retraso entre el paso del máximo forzamiento debido al cruce de la Luna y la marea máxima de la Tierra. A medida que la Tierra gira más rápido de lo que la Luna viaja alrededor de su órbita, este pequeño ángulo produce un par gravitacional que desacelera la Tierra y acelera la Luna en su órbita.
En el caso de las mareas oceánicas, la velocidad de los maremotos en el océano [16] es mucho más lenta que la velocidad del forzamiento de las mareas de la Luna. Como resultado, el océano nunca está cerca del equilibrio con el forzamiento de las mareas. En cambio, el forzamiento genera largas olas oceánicas que se propagan alrededor de las cuencas oceánicas hasta que finalmente pierden su energía a través de la turbulencia, ya sea en las profundidades del océano o en las plataformas continentales poco profundas.
Aunque la respuesta del océano es la más compleja de las dos, es posible dividir las mareas oceánicas en un pequeño término elipsoide que afecta a la Luna más un segundo término que no tiene ningún efecto. El término elipsoide del océano también desacelera la Tierra y acelera la Luna, pero debido a que el océano disipa tanta energía de las mareas, las mareas oceánicas actuales tienen un efecto de un orden de magnitud mayor que las mareas de la Tierra sólida.
Debido al par de marea, causado por los elipsoides, parte del momento angular (o rotacional) de la Tierra se transfiere gradualmente a la rotación del par Tierra-Luna alrededor de su centro de masa mutuo, llamado baricentro. Consulte aceleración de marea para obtener una descripción más detallada.
Este momento angular orbital ligeramente mayor hace que la distancia Tierra-Luna aumente aproximadamente 38 milímetros por año. [17] La conservación del momento angular significa que la rotación axial de la Tierra se está desacelerando gradualmente y, debido a esto, su día se alarga aproximadamente 24 microsegundos cada año (excluyendo el rebote glacial ). Ambas cifras son válidas sólo para la configuración actual de los continentes. Las ritmitas de marea de hace 620 millones de años muestran que, durante cientos de millones de años, la Luna retrocedió a un ritmo promedio de 22 mm (0,87 pulgadas) por año (2200 km o 0,56% o la distancia Tierra-Luna cada cien millones de años). y el día se alargó a un ritmo medio de 12 microsegundos por año (o 20 minutos cada cien millones de años), aproximadamente la mitad de sus valores actuales.
La alta tasa actual puede deberse a una casi resonancia entre las frecuencias naturales del océano y las frecuencias de las mareas. [18] Otra explicación es que en el pasado la Tierra giraba mucho más rápido, un día que posiblemente duraba sólo 9 horas en la Tierra primitiva. Los maremotos resultantes en el océano habrían sido mucho más cortos y habría sido más difícil para la fuerza de marea de longitud de onda larga excitar las mareas de longitud de onda corta. [19]
La Luna se está alejando gradualmente de la Tierra hacia una órbita más alta y los cálculos sugieren que esto continuaría durante unos 50 mil millones de años. [20] [21] En ese momento, la Tierra y la Luna estarían en una resonancia mutua de órbita de giro o bloqueo de marea , en la que la Luna orbitará la Tierra en aproximadamente 47 días (actualmente 27 días), y tanto la Luna como la Tierra rotarían alrededor de sus ejes al mismo tiempo, siempre uno frente al otro con el mismo lado. Esto ya le ha sucedido a la Luna (el mismo lado siempre mira a la Tierra) y también le está sucediendo lentamente a la Tierra. Sin embargo, la desaceleración de la rotación de la Tierra no se está produciendo lo suficientemente rápido como para que la rotación se alargue hasta un mes antes de que otros efectos cambien la situación: dentro de aproximadamente 2,3 mil millones de años, el aumento de la radiación del Sol habrá provocado la evaporación de los océanos de la Tierra, [22 ] eliminando la mayor parte de la fricción y aceleración de las mareas.
La Luna está en rotación sincrónica , lo que significa que mantiene la misma cara hacia la Tierra en todo momento. Esta rotación sincrónica sólo es cierta en promedio porque la órbita de la Luna tiene una excentricidad definida. Como resultado, la velocidad angular de la Luna varía a medida que orbita la Tierra y, por lo tanto, no siempre es igual a la velocidad de rotación de la Luna, que es más constante. Cuando la Luna está en su perigeo, su movimiento orbital es más rápido que su rotación. En ese momento la Luna está un poco adelantada en su órbita con respecto a su rotación alrededor de su eje, y esto crea un efecto de perspectiva que nos permite ver hasta ocho grados de longitud de su cara oculta oriental (derecha ) . Por el contrario, cuando la Luna alcanza su apogeo, su movimiento orbital es más lento que su rotación, revelando ocho grados de longitud de su cara oculta occidental (izquierda). Esto se conoce como libración óptica en longitud .
El eje de rotación de la Luna está inclinado en total 6,7° con respecto a la normal al plano de la eclíptica. Esto conduce a un efecto de perspectiva similar en la dirección norte-sur que se conoce como libración óptica en latitud , que permite ver casi 7° de latitud más allá del polo en el lado opuesto. Finalmente, debido a que la Luna está a sólo 60 radios terrestres del centro de masa de la Tierra, un observador en el ecuador que observe la Luna durante toda la noche se mueve lateralmente un diámetro de la Tierra. Esto da lugar a una libración diurna , que permite ver un grado adicional de longitud lunar. Por la misma razón, los observadores en ambos polos geográficos de la Tierra podrían ver un grado adicional de libración en latitud.
Además de estas "libraciones ópticas" provocadas por el cambio de perspectiva de un observador en la Tierra, también hay "liberaciones físicas", que son en realidad nutaciones de la dirección del polo de rotación de la Luna en el espacio: pero son muy pequeñas.
Cuando se ve desde el polo norte celeste (es decir, desde la dirección aproximada de la estrella Polaris ), la Luna orbita la Tierra en el sentido contrario a las agujas del reloj y la Tierra orbita al Sol en el sentido contrario a las agujas del reloj, y la Luna y la Tierra giran sobre sus propios ejes en el sentido contrario a las agujas del reloj.
La regla de la mano derecha se puede utilizar para indicar la dirección de la velocidad angular. Si el pulgar de la mano derecha apunta al polo norte celeste, sus dedos se curvan en la dirección en la que la Luna orbita la Tierra, la Tierra orbita el Sol y la Luna y la Tierra giran sobre sus propios ejes.
En las representaciones del Sistema Solar , es común dibujar la trayectoria de la Tierra desde el punto de vista del Sol, y la trayectoria de la Luna desde el punto de vista de la Tierra. Esto podría dar la impresión de que la Luna orbita la Tierra de tal manera que a veces retrocede cuando se ve desde la perspectiva del Sol. Sin embargo, debido a que la velocidad orbital de la Luna alrededor de la Tierra (1 km/s) es pequeña en comparación con la velocidad orbital de la Tierra alrededor del Sol (30 km/s), esto nunca sucede. No hay bucles hacia atrás en la órbita solar de la Luna.
Considerando el sistema Tierra-Luna como un planeta binario , su centro de gravedad está dentro de la Tierra, a unos 4.671 km (2.902 millas) [24] o el 73,3% del radio de la Tierra desde el centro de la Tierra. Este centro de gravedad permanece en la línea entre los centros de la Tierra y la Luna mientras la Tierra completa su rotación diurna. La trayectoria del sistema Tierra-Luna en su órbita solar se define como el movimiento de este centro de gravedad mutuo alrededor del Sol. En consecuencia, el centro de la Tierra se desvía dentro y fuera de la trayectoria orbital solar durante cada mes sinódico a medida que la Luna se mueve en su órbita alrededor del centro de gravedad común. [25]
El efecto gravitacional del Sol sobre la Luna es más del doble que el de la Tierra sobre la Luna; en consecuencia, la trayectoria de la Luna es siempre convexa [25] [26] (como se ve cuando se mira hacia el Sol en todo el sistema Sol-Tierra-Luna desde una gran distancia fuera de la órbita solar Tierra-Luna), y en ninguna parte es cóncava (desde la misma perspectiva). ) o en bucle. [23] [25] Es decir, la región encerrada por la órbita de la Luna del Sol es un conjunto convexo .
