Este artículo trata sobre la órbita de la Luna alrededor de la Tierra .
La Luna hace una órbita alrededor de la Tierra en unos 27,32 días a unos 384,400 km del centro de la Tierra en promedio, a una velocidad media de 683,590 3 215 km / h . Se diferencia de la mayoría de los satélites naturales de otros planetas en que su órbita está más cerca del plano de la eclíptica que del ecuador terrestre .
Aunque generalmente es elíptica, la órbita de la Luna presenta muchas irregularidades (conocidas como perturbaciones ), cuyo estudio tiene una historia muy larga.
La órbita de la Luna es claramente elíptica , con una excentricidad promedio de 0.054 9. Esta forma no circular provoca una variación en la velocidad angular y el tamaño aparente de la Luna para un observador de la Tierra. El movimiento angular diario promedio de la Luna para un observador imaginario ubicado en el baricentro de los dos objetos celestes es 13.176 ° este.
Sin embargo, la excentricidad de la Luna dista mucho de ser constante en el tiempo. De hecho, debido a las perturbaciones solares, esta excentricidad varía entre 0.0255 y 0.0775. Las dos variaciones principales tienen un plazo de 29,53 días y 205,9 días.
Variación a razón de 29,53 díasLa variación a razón de 29,53 días está directamente relacionada con la posición de la Luna en su órbita relativa al Sol, de ahí el hecho de que el período coincide con el período sinódico de la Luna.
Variación a un ritmo de 205,9 díasLa variación a razón de 205,9 días está relacionada con la orientación de la propia órbita lunar. De hecho, la excentricidad alcanza su máximo cuando el eje mayor de la órbita de la Luna se alinea con el eje Tierra-Sol. Por el contrario, la excentricidad es mínima cuando el eje principal de la órbita de la Luna está a 90 ° del eje Tierra-Sol. El período de esta variación es de poco más de medio año (182,6 días) debido a la precesión del perigeo.
La orientación de la órbita no es estable en el espacio, pero sufre un efecto de precesión a lo largo del tiempo. La línea de ábsides , que conecta el perigeo (punto de la órbita más cercano a la Tierra) y el apogeo (el punto más lejano) gira lentamente en la misma dirección que la propia Luna (movimiento directo). Esta precesión del perigeo lunar hace una revolución completa en 3232.605 4 días (aproximadamente 8.85 años).
Los nodos son los puntos de la órbita que cruzan el plano de la eclíptica . La Luna cruza el nodo ascendente cada 27,212 2 días, que es un mes draconiano . La línea de nodos, la intersección entre el plano orbital de la Luna y el de la eclíptica, sufre un movimiento retrógrado : para un observador terrestre, gira hacia el oeste, realizando una rotación completa en 18,60 años, es decir, 19,354 9 ° por año. Desde el punto de vista de un observador imaginario ubicado en el polo norte celeste , los nodos giran en dirección negativa alrededor de la Tierra, en dirección opuesta a su propia rotación y a su rotación alrededor del Sol.
Los eclipses de Sol y Luna solo ocurren cuando los nodos están alineados (o más cercanos a) con el eje Sol-Tierra, este período de alineación favorable a los eclipses se llama temporada de eclipses , ocurre aproximadamente cada 173.3 días.
La inclinación de la órbita de la Luna en el plano de la eclíptica es de 5,145 ° en promedio y varía entre 5 y 5,28 ° según un ciclo de 173 días (medio año draconita ). El eje de rotación de la Luna no es perpendicular a su plano orbital y el ecuador lunar está inclinado 1,543 ° sobre la eclíptica.
El eje de rotación de la Luna y su plano orbital sufren un efecto de precesión idéntico: así, aunque su eje de rotación no es fijo con respecto a las estrellas, el ángulo entre el plano del ecuador lunar y la eclíptica es siempre igual a 1,543. ° .
El eje de rotación de la Luna sufre una precesión de un período de 6.793,5 días (18.599 6 años). Esta precesión es causada por la gravitación del Sol y, en menor medida, por el cordón ecuatorial de la Tierra.
Dado que la Tierra misma está inclinada 23,45 grados en relación con la eclíptica, la inclinación del plano orbital lunar en relación con el ecuador de la Tierra varía entre 28,72 grados y 18,16 grados.
Durante el solsticio de junio, la eclíptica alcanza su declinación máxima en el hemisferio sur , -23 ° 29 ′. Al mismo tiempo, cuando el nodo ascendente de la luna forma un ángulo recto con el Sol, la declinación de la luna llena alcanza un mínimo de -28 ° 36 ′. Este efecto se llama lunisticio del sur.
Nueve años y medio después, con el nodo descendente de la Luna formando un ángulo recto con el Sol durante el solsticio de diciembre, la declinación de la Luna alcanza un máximo de 28 ° 36 ′, el lunisticio norte.
La masa de la Tierra es 81 veces la de la Luna, una proporción significativamente menor que la de la mayoría de los satélites del sistema solar; sin embargo, el baricentro de los dos cuerpos permanece ubicado dentro de la Tierra, a unos 1.750 km por debajo de su superficie. Además, la Luna no orbita en el plano del ecuador de la Tierra, nuevamente a diferencia de la mayoría de los satélites. Por estas razones, entre otras, la pareja Tierra-Luna a veces se considera un planeta doble en lugar de un sistema planeta-satélite .
Los siguientes parámetros resumen las principales características de la órbita de la Luna:
Se pueden utilizar varios métodos para describir el tiempo que tarda la Luna en dar la vuelta a la Tierra. El mes sideral es el período de revolución de la Luna en relación con las estrellas fijas, y aproximadamente 27,3 días. El mes sinódico es el período entre dos fases lunares idénticas, aproximadamente 29,5 días. El mes sinódico es más largo que el mes sideral, porque el sistema Tierra-Luna se mueve a lo largo de su órbita alrededor del Sol y, por lo tanto, tarda un poco más en lograr la misma configuración.
El mes anomalístico es el período entre dos perigeas , el mes draconit entre dos nodos ascendentes y el mes tropical entre dos pasajes en la misma longitud eclíptica . Debido a la precesión de la órbita lunar, estos períodos no tienen la misma duración que un mes sideral.
apellido | Valor (días) | Definición |
---|---|---|
Período sidéreo | 27,321,661 | Comparado con estrellas distantes |
Período sinódico | 29,530,588 | Relativo al Sol (fases de la Luna o lunación ) |
Período trópico | 27,321,582 | Relativo al punto vernal (precesión en ~ 26.000 a ) |
Periodo anómalo | 27.554 550 | Relativo al perigeo (precesión en 3232,6 días = 8,8504 a) |
Período draconítico | 27.212 220 | Relativo al nodo ascendente (precesión en 6.793,5 días = 18,5996 a) |
En resumen :
Debido a las fuerzas de las mareas , por deformación de la Tierra a lo largo del eje Tierra-Luna, parte de su momento angular se transfiere gradualmente al momento orbital de la pareja Tierra-Luna. Como resultado, la Luna se aleja de la Tierra unos 38 mm por año. La conservación del momento angular hace que la rotación de la Tierra se ralentice, con un día terrestre que se alarga en aproximadamente 23 µs por año.
Estos valores eran más bajos en el pasado: hace 620 millones de años, la Luna se alejaba unos 22 mm por año y el día de la Tierra se alargaba 12 µs por año.
Los cálculos actuales sugieren que se espera que la Luna continúe alejándose de la Tierra durante otros 50 mil millones de años. En este momento, la Tierra y la Luna deben estar en rotación sincrónica : la Luna debe girar alrededor de la Tierra en 47 días y los dos cuerpos deben girar sobre sí mismos al mismo tiempo, siempre oponiéndose a la misma cara (que ya es el caso de la luna). Esta situación ya se ha logrado para Plutón y su satélite Caronte con un período de 6.375 días.
Sin embargo, estos cálculos no tienen en cuenta la evolución del Sol durante este período, así como los efectos de las transformaciones de la atmósfera y los océanos de la Tierra que se producirán entre ahora y entonces.
La Luna está en rotación sincrónica y por lo tanto siempre mantiene la misma cara vuelta hacia la Tierra. Sin embargo, esta rotación sincrónica solo es cierta en promedio, debido a su excentricidad orbital . Por lo tanto, la velocidad angular de la Luna varía durante una revolución y no siempre es igual a su velocidad de rotación. Cuando la Luna está en perigeo , su rotación es más lenta que su movimiento orbital, lo que permite ver hasta 8 ° de longitud de la parte este de su lado lejano . Por el contrario, en el apogeo , la rotación es más rápida, revelando 8 ° de longitud de su parte occidental. Este efecto se conoce como libración longitudinal.
El eje de rotación de la luna está inclinado 1,5 ° sobre su plano orbital, inclinado él mismo 5,2 ° sobre la eclíptica, la parte visible para un observador terrestre puede exceder en 6,7 ° el Polo Norte o el Sur durante una revolución. Este efecto se conoce como libración latitudinal.
Con la Luna ubicada a unos 60 radios terrestres del baricentro del sistema Tierra-Luna, un observador en el ecuador de la Tierra percibe un 1 ° adicional de longitud lunar entre la salida y la puesta del satélite, un efecto conocido como libración diurna. Por la misma razón, los observadores en los polos perciben 1 ° adicional en latitud.
La inclinación de la Tierra varía de 0,002 a 56 grados a cada lado de su valor medio, que se llama nutación , destacado por primera vez por James Bradley en 1748 (ver también Libraciones en latitud ).
Vista desde el polo norte celeste , la Luna orbita la Tierra en sentido antihorario , la Tierra orbita al Sol también en sentido antihorario, y la Luna y la Tierra giran alrededor de sus ejes también en sentido antihorario.
A diferencia de muchos otros satélites del Sistema Solar, la trayectoria de la Luna es muy similar a la del planeta que orbita. En un marco de referencia heliocéntrico , la aceleración de la Luna siempre se dirige hacia el Sol; en consecuencia, su trayectoria aparece como convexa , nunca cóncava ni girando sobre sí misma.
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