Movimientos de la Tierra y Eclipse Solar

Introducción

El siguiente trabajo está hecho con la finalidad
de estudiar los movimientos del Planeta Tierra, el eclipse solar
y sus principales características.

Con el paso del tiempo y a medida que la ciencia y la
tecnología han avanzado, se han hecho más profundos
los estudios sobre el planeta Tierra, lo que ha sido muy
importante y trascendental porque es el planeta que habitamos y
el único que se conoce en el que exista vida y agua, la
que se puede presentar en cualquiera de sus estados y es vital
para la vida.

Quisimos estudiar los movimientos del planeta tierra
para de esa forma darles respuesta a nuestras interrogantes, por
ejemplo ¿Por qué existe el día y la noche?
¿Por qué 365 días son un año? Al
hablar sobre estos tema, pudimos conocer un poquito más de
todo aquello que comprende o trata sobre el eclipse solar. Un
tema muy amplio e importante, que para muchos le es indiferente,
pero ciertamente es muy importante saber sobre esto en el hogar
en el que habitamos todos y el cual debemos cuidar y
proteger.

Movimientos de la
Tierra

La Tierra no se encuentra inmóvil, sino que
está sometida a movimientos de diversa índole. Los
principales movimientos de la Tierra se definen con referencia al
Sol y son los siguientes: rotación, traslación,
precesión y nutación.

1. Movimiento de rotación

Es un movimiento que efectúa la Tierra girando
sobre sí misma a lo largo de un eje imaginario denominado
Eje terrestre que pasa por sus polos. Una vuelta completa,
tomando como referencia a las estrellas, dura 23 horas con 56
minutos y 4 segundos y se denomina día sidéreo. Si
tomamos como referencia al Sol, el mismo meridiano pasa frente a
nuestra estrella cada 24 horas, llamado día solar. Los 3
minutos y 56 segundos de diferencia se deben a que en ese plazo
de tiempo la Tierra ha avanzado en su órbita y debe de
girar algo más que un día sideral para completar un
día solar.

La primera referencia tomada por el hombre fue el Sol,
cuyo movimiento aparente, originado en la rotación de la
Tierra, determina el día y la noche, dando la
impresión que el cielo gira alrededor del planeta. En el
uso coloquial del lenguaje se utiliza la palabra día para
designar este fenómeno, que en astronomía se
refiere como día solar y se corresponde con el tiempo
solar.

Dirección: Oeste a este. Sentido: Antihorario.
Tiempo: 23h 56m 0,4s. Velocidad: 28.16 Km/m.

2. Movimiento de
traslación

Es un movimiento por el cual el planeta Tierra gira en
una órbita alrededor del Sol. En 365 días con 6
horas, esas 6 horas se acumulan cada año, transcurridos 4
años, se convierte en 24 horas (1 día). Cada cuatro
años hay un año que tiene 366 días, al que
se denomina año bisiesto. La causa de este movimiento es
la acción de la gravedad, y origina una serie de cambios
que, al igual que el día, permiten la medición del
tiempo. Tomando como referencia el Sol, resulta lo que se
denomina año tropical, lapso necesario para que se repitan
las estaciones del año. Dura 365 días, 5 horas y 47
minutos. El movimiento que describe es una trayectoria
elíptica de 930 millones de kilómetros, a una
distancia media del Sol de prácticamente 150 millones de
kilómetros ó 1 U.A. (Unidad Astronómica: 149
675 000 km). De esto se deduce que la Tierra se desplaza con una
rapidez media de 106 200 km/h (29,5 km/s).

La trayectoria u órbita terrestre es
elíptica. El Sol ocupa uno de los focos de la elipse y,
debido a la excentricidad de la órbita, la distancia entre
el Sol y la Tierra varía a lo largo del año. En los
primeros días de enero se alcanza la máxima
proximidad al Sol, produciéndose el perihelio, donde la
distancia es de 147,5 millones de km, mientras que en los
primeros días de julio se alcanza la máxima
lejanía, denominado afelio, donde la distancia es de 152,6
millones de km.

Como se observa en el gráfico de abajo, el eje
terrestre forma un ángulo de unos 23,5º respecto a la
normal de la eclíptica, fenómeno denominado
oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación,
combinada con la traslación, produce sendos largos
períodos de varios meses de luz y oscuridad continuadas en
los polos geográficos, además de ser la causa de
las estaciones del año, derivadas del cambio del
ángulo de incidencia de la radiación
solar.

3. Movimiento de
precesión

La precesión de los equinoccios (el cambio lento
y gradual en la orientación del eje de rotación de
la Tierra) se debe al movimiento de precesión de la Tierra
causado por el momento de fuerza ejercido por el sistema
Tierra-Sol en función de la inclinación del eje de
rotación terrestre con respecto al Sol (alrededor de
23,43°).

La inclinación del eje terrestre varía de
23º a 27º, ya que depende (entre otras causas) de los
movimientos telúricos. En febrero del 2010, se
registró una variación del eje terrestre de 8
centímetros aproximadamente, por causa del terremoto de
8,8° Richter que afectó a Chile. En tanto que el
maremoto y consecuente tsunami que azotó al sudeste
asiático en el año 2004, desplazó 17,8
centímetros al eje terrestre.2

Debido a lo anterior, la duración de una vuelta
completa de precesión nunca es exacta; no obstante, los
científicos la han estimado en un rango aproximado de
entre 25 700 y 25 900 años. A este ciclo se le denomina
año platónico.

4. Movimiento de nutación

Para el caso de la Tierra, la nutación es la
oscilación periódica del eje de rotación de
la Tierra alrededor de su posición media en la esfera
celeste, debido a las fuerzas externas de atracción
gravitatoria entre la Luna y el Sol con la Tierra. Esta
oscilación es similar al movimiento de una peonza (trompo)
cuando pierde fuerza y está a punto de caerse.

En el caso de la Tierra, la nutación se superpone
al movimiento de precesión y al balanceo de la oblicuidad
de la eclíptica de forma que no sean regulares, sino un
poco ondulados, los teóricos conos que dibujaría la
proyección en el espacio del desplazamiento del eje de la
Tierra debido al movimiento de precesión. La
nutación hace que cada 18,6 años el eje de
rotación de la Tierra oscile hasta unos nueve segundos de
arco a cada lado del valor medio de la oblicuidad de la
eclíptica y hasta unos 17 segundos a cada lado del valor
medio de desplazamiento del punto Aries sobre la eclíptica
debido a la precesión de los equinoccios.

El Sol produce otro efecto de nutación de mucha
menor relevancia, con un período medio de medio año
incrementando la oscilación del eje mencionada hasta 1.1"
de arco en oblicuidad y hasta alrededor de 2" de arco en longitud
(precesión)

Los demás planetas también producen
variaciones, denominadas perturbaciones, pero que carecen de
importancia por su pequeño valor.

Actualmente la oblicuidad media es de poco menos de
23°26'16", correspondiendo dicho ángulo y su
complemento (66°33'44") a la latitud media de los
trópicos y los círculos polares respectivamente. La
oblicuidad media está decreciendo 0.47" por año, lo
cual se refleja en un desplazamiento anual de 14.4 m de los
trópicos y círculos polares medios, sin embargo la
nutación modifica continuamente la oblicuidad hasta en
poco más de 3" de un año a otro en años de
máxima diferencia, mismos que cuando son del mismo signo
que la variación de la oblicuidad llegan a sumar 3.5", los
que en la tierra representan hasta 110 m de diferencia de un
año a otro entre la ubicación de los
trópicos y círculos polares verdaderos.

En cada ciclo de 18.6 años la diferencia de
ubicación entre trópicos y círculos polares
medios y verdaderos puede alcanzar hasta cerca de 300 m y la
ubicación de los trópicos y círculos polares
verdaderos puede superar los 700 m de distancia en 10
años, período máximo de alejamiento antes de
empezar el siguiente ciclo.

Al depender el movimiento de nutación de la
estructura interna de la Tierra, las discrepancias entre los
valores predichos y observados proporcionan información
sobre modelos para el núcleo terrestre.

El movimiento de nutación fue descubierto en 1728
por el astrónomo inglés James Bradley, y dado a
conocer en el año 1748. Hasta 20 años más
tarde no se supo que la causa de este movimiento extra del eje de
la Tierra era la atracción gravitatoria ejercida por la
Luna.

Los fenómenos de movimiento del polo e
inconstancia de la rotación terrestre aparecen como
consecuencia de pequeños cambios en el momento angular de
la Tierra. Este cambio es debido a muy diversos fenómenos,
entre los que se pueden citar el intercambio de momento angular
entre la Tierra y su atmósfera y, entre la Tierra y la
Luna, variación de la altura del nivel del mar y
corrientes oceánicas, producidas por el fenómeno de
las mareas, acoplamientos mecánicos entre los movimientos
de los fluidos del núcleo y manto, etc.

5. Bamboleo de Chandler

El bamboleo es una pequeña variación en el
eje de rotación de la Tierra, descubierta por el
astrónomo norteamericano Seth Carlo Chandler en 1891.
Supone una variación de 0,7 segundos de arco en un
período de 433 días. En otras palabras, los polos
de la Tierra se mueven en una circunferencia irregular de 3 a 15
metros de diámetro, en un movimiento oscilatorio. Esto
supone un añadido a la precesión de los
equinoccios, una mayor oscilación que necesita alrededor
de 25.000 años para completarse.

El diámetro del bamboleo ha variado desde su
descubrimiento, alcanzando la máxima amplitud registrada
en 1910. Su origen es desconocido: salvo por una fuerza externa,
el bamboleo debería ir remitiendo paulatinamente. En un
principio se creyó que estaba causado por fluctuaciones
climáticas causantes de cambios en la distribución
de la masa atmosférica, o a posibles movimientos
geofísicos bajo la corteza terrestre. El 18 de julio del
año 2000 el Jet Propulsion Laboratory (Laboratorio de
Propulsión a Chorro) anunció que "la causa
principal del bamboleo de Chandler es la presión
fluctuante del fondo oceánico, originada por los cambios
en la temperatura y la salinidad, y por los cambios en la
dirección de las corrientes oceánicas".

El bamboleo de Chandler es un factor tenido en cuenta
por los sistemas de navegación por satélite (sobre
todo los de uso militar). Ha sido propuesto como el causante de
la actividad tectónica mayor, incluyendo terremotos,
vulcanismo, el fenómeno del Niño y el calentamiento
global del planeta, aunque no hay datos en la actualidad que
apoyen estas teorías.

El 28 de enero de 2006 Lloyd Stewart Carpenter
informó, durante una emisión del programa Coast to
Coast AM, que el bamboleo de Chandler se había detenido
(su amplitud se había reducido a cero), y que eso
podría acarrear consecuencias catastróficas. De
hecho se produjo una pausa significativa de seis semanas, que fue
detectada por el Internacional Earth Rotation Service en enero de
2006. Este organismo informó de una variación de 90
grados en la trayectoria predicha del bamboleo (habitualmente una
espiral creciente o decreciente, dependiendo del momento del
ciclo). El cese del movimiento se mantuvo hasta el 11 de febrero
de ese año, en que comenzó de nuevo a desarrollar
su movimiento habitual. Esta anomalía desató gran
interés en la comunidad científica pero hasta la
fecha no se ha propuesto una teoría explicativa del
fenómeno, ni si ha causado o causará alteraciones
importantes en el eje de rotación de la Tierra.

Eclipse
solar

Un eclipse solar es el fenómeno que se produce
cuando la Luna oculta al Sol, desde la perspectiva de la Tierra.
Esto sólo puede pasar durante la luna nueva (Sol y Luna en
conjunción).

1. Tipos de eclipse solar

Existen cuatro tipos de eclipse
solar:

• Parcial: la Luna no cubre por completo el
  disco solar que aparece como un creciente.

• Semiparcial: la Luna casi cubre por completo
  el Sol, pero no lo consigue.

• Total: desde una franja (banda de totalidad)
  en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el
  Sol.2 Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial.
  Se verá un eclipse total para los observadores
  situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de
  sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la
  superficie de nuestro planeta no superará los 270 km,
  y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h.
  La duración de la fase de totalidad puede durar varios
  minutos, entre 2 y 7,5, alcanzando algo más de las 2 h
  todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la
  máxima duración alcanza los 12 minutos y llega
  a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de
  totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud
  máxima de 15.000 km.

• Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra
  cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el
  solar, de manera que en la fase máxima permanece
  visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda
  de anularidad; fuera de ella el eclipse es
  parcial.

Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de
estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma
longitud celeste que el Sol.

Cada año suceden sin falta dos eclipses de Sol,
cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden
suceder cuatro e incluso cinco eclipses. Suceden cinco eclipses
solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar
poco tiempo después del primero de enero. Entonces el
segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero
y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio
año, y el quinto tendrá lugar pasados 345
días después del primero, puesto que ese es el
número de días que contienen 12 meses
sinódicos.

Por término medio sucede un eclipse total de Sol
en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años.
Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna
esté en conjunción inferior (Luna nueva) y
además que el Sol se encuentre entre los 18º
31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la
órbita lunar.

La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a
determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en
la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo
lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio
Astronómico de Madrid, son los siguientes:

• Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350
  km

• Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712
  km

Considerando los valores extremos de los anteriores
resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en
nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad
importante que supone unos 4 minutos de arco para el
diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8%
del diámetro angular medio de nuestro
satélite.

2. Magnitud y oscurecimiento

La magnitud de un eclipse solar es la fracción
del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el
oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie
solar que queda oculta. Son cantidades completamente distintas.
La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje:
hablaremos indistintamente de una magnitud 0,2 o del 20%, por
ejemplo.

Si el eclipse es total se considera el cociente entre
los diámetros angulares lunar y solar. En el momento de la
totalidad este cociente valdrá 1,0 o más, en el
caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.

Por otra parte, no puede darse una correspondencia
única entre magnitud y oscurecimiento porque debido a la
variable distancia Tierra-Luna varía asimismo el
diámetro angular de ésta y a eclipses de igual
magnitud no les corresponde siempre un mismo oscurecimiento. Esto
se representa -de forma muy exagerada- en la figura 3: tanto en A
como en B la magnitud es de 0,5 -oculta la mitad del
diámetro solar-, pero el oscurecimiento -fracción
de superficie solar tras la Luna- es mayor en A que en
B.

3. Inclinación de la
órbita

En un eclipse los centros del Sol, la Tierra y la Luna
están totalmente alineados, estando la Luna siempre cerca
de la línea que une la Tierra y el Sol. Si la
órbita de la Luna estuviese sobre la eclíptica
(plano de la órbita de la Tierra), en cada
revolución lunar daría lugar a un eclipse de sol
durante el Novilunio y a un eclipse de luna durante el
Plenilunio, al cabo de unos 15 días. En realidad el plano
de la órbita lunar está inclinado respecto a la
eclíptica un ángulo de 5°08'13", lo que motiva,
las más de las veces, que la Luna pase por encima o por
debajo del Sol o por arriba o debajo del cono de sombra de la
Tierra sin que tenga lugar el eclipse. Solo habrá eclipses
en las sicigias (palabra que engloba las conjunciones y
oposiciones del Sol y la Luna) cuando el Sol esté cerca de
los Nodos de la Luna o puntos en que la órbita lunar corta
a la Eclíptica. Este nombre proviene porque los eclipses
siempre ocurren en la proximidad a dicho plano.

Si la alineación es bastante perfecta, la Luna
está muy cerca del nodo durante la sicigia, o su latitud
no excede de un determinado valor, ocurre un eclipse total. Si la
coincidencia no es completa por no estar la Luna sobre la
eclíptica, aunque sí cerca de ella, se produce un
eclipse parcial, quedando el Sol parcialmente oculto por la Luna
(eclipse parcial de Sol) o ésta parcialmente inmersa en el
cono de sombra de la Tierra (eclipse parcial de luna).

4. Período Saros

Esta serie de condiciones son motivo de que los eclipses
sean fenómenos raros que se reproducen al cabo de 223
lunaciones, o sea 18 años 11 días, y que se llama
período Saros y que es múltiplo común de dos
de las distintas revoluciones lunares.

En un año hay dos estaciones de eclipses cuando
el Sol pasa cerca de los Nodos. A lo largo de un año no
pueden ocurrir menos de dos eclipses, que serán
obligatoriamente de sol, ni más de 7: 5 de sol y 2 de
luna, 4 de sol y 3 de luna, 2 de sol y 5 de luna. Hay 8 eclipses
cada 6 lunaciones que se denominan series cortas. Tras un
período Saros hay un eclipse homólogo muy similar,
pero que va evolucionando a lo largo de los distintos saros,
formando una serie larga que puede durar unos 1.280
años.

5. Importancia histórica de los
eclipses

Existen numerosas referencias históricas de este
tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas;
así constan documentados eclipses en el año 709 a.
C. en China o en el 332 a. C. en Babilonia. El eclipse solar
más antiguo del que existe constancia sucedió en
China el 22 de octubre del año 2137 a. C., y al parecer
costó la vida a los astrónomos reales Hsi y Ho, los
cuales no supieron predecirlo a tiempo.

Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para
el desarrollo científico. Fueron los griegos los que
descubrieron el período Saros que les permitió
predecir eclipses. Por otra parte, Aristarco de Samos (310 a.
C.-230 a. C.) determinó por primera vez la distancia de la
Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna. Hiparco(194
a. C.-120 a. C.) descubrió la Precesión de los
equinoccios basándose en eclipses lunares totales cerca de
los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejoró la
determinación de la distancia de la Tierra a la Luna
realizada por Aristarco. Kepler propuso usar los eclipses de Luna
como una señal absoluta para medir la longitud
geográfica de un lugar sobre la Tierra.

Hacia 1695 Edmond Halley, comparando observaciones
contemporáneas con registros históricos de antiguos
eclipses, sugiere que la Luna se ha estado acelerando
gradualmente en su órbita. Unos años más
tarde Richard Dunthorne cuantificó el efecto en +10"
arcosegundos/siglo^2 en términos de la diferencia de
longitud lunar. Hoy es sabido que lo que realmente está
sucediendo es una ligerísima disminución en la
velocidad de rotación de la Tierra. Durante siglos, el
fenómeno de fricción de marea ha ido ralentizando
la velocidad de rotación de la Tierra tal que la
duración del día ha ido aumentando a un ritmo de
2,3 milisegundos cada siglo.

Durante el siglo XIX se produce un gran avance en
espectroscopia que permite descubrir el helio en el Sol y
Einstein resuelve el enigma del excesivo avance del perihelio de
Mercurio y la curvatura de la luz cerca del Sol. Los eclipses del
Sol son una brillante confirmación de la Teoría de
la Relatividad.

6. Recomendaciones para ver un
eclipse

Un eclipse es un fenómeno natural interesante;
sin embargo puede poner en riesgo la vista del observador, si no
toma las cuidados necesarios para apreciar el fenómeno,
ver por tiempo prolongado directamente el Sol puede provocar
quemaduras en la retina y ceguera permanente. Hay formas de
apreciarlo sin comprometer la vista del observador:

• Filtro solar o anteojos especiales, garantizados por
  el fabricante. De acuerdo con el Instituto de
  Astrofísica de Canarias, el cristal oscuro de soldador
  número 14, que puede adquirirse en ferreterías,
  puede proteger adecuadamente la vista durante unos segundos.
  Los filtros caseros o anteojos comunes no deben utilizarse
  nunca por el peligro que conllevan para los ojos
  humanos.

• Observación indirecta:

• Proyección a través de un agujero
  pequeño: se perfora un agujero diminuto, con la ayuda
  de un alfiler, en una hoja de cartón. Se hace pasar la
  luz solar a través del agujero y se proyecta sobre una
  de papel o una superficie lisa.

• Proyección con binoculares: se tapa uno de
  los lentes de los binoculares y se hace pasar la luz a
  través del lente abierto. Nunca ver el sol
  directamente a través de binoculares, ya que puede
  producir quemaduras graves e instantáneas en la
  retina.

• Proyección con telescopio: es una de las
  mejores técnicas para observar un eclipse. Se hace
  pasar la luz del Sol a través del telescopio y se
  proyecta sobre una superficie lisa. Se pueden observar
  algunos detalles de la superficie solar. Es recomendable
  utilizar los lentes de menor aumento, ya que producen
  imágenes más grandes y generan menos calor,
  protegiendo así el instrumento.

• El horizonte: durante el punto máximo de un
  eclipse total de sol puede apreciarse cómo todo el
  horizonte se ve iluminado alrededor del
  observador.

• Las reacciones de los animales: los animales son muy
  sensibles a este fenómeno. En la etapa de
  oscurecimiento los animales de hábitos diurnos se
  preparan para dormir, mientras que otros reaccionan con
  nerviosismo. Durante el punto máximo la mayor parte de
  los animales hace silencio.

• Sombras: durante el punto de máxima
  ocultación se alteran las sombras de forma
  perceptible.

Conclusión

Con la realización de este trabajo se ha
aprendido que la Tierra está en continuo movimiento. Se
desplaza, con el resto de planetas y cuerpos del Sistema Solar,
girando alrededor del centro de la galaxia, la Vía
Láctea. Sin embargo, este movimiento afecta poco la vida
cotidiana.

Lo más importante, es el movimiento que
efectúa describiendo su órbita alrededor del Sol,
ya que determina el año y el cambio de estaciones. Y,
aún más, la rotación de la Tierra alrededor
de su propio eje, que provoca el día y la noche, que
determina los horarios y biorritmos y que, en definitiva, forma
parte de la vida humana.

También se aprendió que los eclipses
solares son acontecimientos astronómicos que han asombrado
y en ocasiones aterrorizado al ser humano desde el principio de
los tiempos. Desde antiguo, su carácter de acontecimiento
inusual, ha hecho que se asocien con desgracias personales,
caída de imperios, revoluciones y enfermedades
infecciosas. Los animales también reaccionan ante los
eclipses totales de Sol, pues corren a refugiarse en sus nidos o
madrigueras para emerger de ellas unos pocos minutos
después, una vez que la breve noche del eclipse se ha
convertido de nuevo en día.

Autor:

Eriana Méndez

4to Grado Sección "B"

República Bolivariana de
Venezuela

Escuela Básica Nacional
Creación UD-4

Caricuao – Caracas

Mayo, 2013

Enviado por:

FranklinVera