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Las Mareas

Particle Physics and Astronomy Research Council

Royal Greenwich Observatory

Cuaderno de Información No. 53: 'Las Mareas'.
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Las Mareas:

Las mareas se deben a la atracción gravitatoria de un cuerpo masivo sobre otro. Comúnmente pensamos en las mareas como un fenómeno que vemos en el mar. Hay otros ejemplos de los efectos de las fuerzas de mareas, como el efecto drástico que un Agujero Negro tiene sobre la materia en su vecindad cercana.

Los efectos de las fuerzas de mareas de una enana blanca sobre su compañera cercana son suficientes para arrastrar materia de la compañera hacia la superficie de la enana blanca, donde puede causar un repentino y drástico incremento en el brillo, visto como una explosión de Nova. Otras estrellas binarias también muestran los efectos de las fuerzas de mareas, así como los pares cercanos de galaxias, donde los efectos de la atracción gravitatoria son suficientes para distorsionar los aspectos de las galaxias en formas fantásticas y hermosas.


La Ley de la Gravedad:

Isaac Newton mostró que la atracción gravitatoria depende de tres cosas: las masas de los dos cuerpos y la distancia que los separa. Él mostró que la fuerza es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Eso significa que si consideramos la atracción gravitatoria de la Tierra sobre un satélite, la fuerza será sólo un cuarto si duplicamos la distancia al centro de la Tierra.
El Sol es mucho más masivo que la Luna pero, como está mucho más alejado, su atracción gravitatoria es menor que la mitad de la atracción de la Luna.


Mareas Oceánicas:

Las mareas que vemos en los Océanos son debidas a la atracción de la Luna y del Sol. La explicación más simple es que el agua en el lado de la Tierra más cercano a la Luna es atraída por la fuerza gravitatoria de la Luna más intensamente que el cuerpo de la Tierra, mientras que el agua del lado de la Tierra más alejado de la Luna es atraída menos intensamente que la Tierra. El efecto es hacer salientes en el agua en lados opuestos de la Tierra. El efecto de la atracción del Sol es similar, y las mareas que observamos son el efecto resultante de las dos atracciones.

Cuando la atracción del Sol se suma a la de la Luna las mareas son grandes y las llamamos Mareas Vivas, mientras que cuando las atracciones están a 90 grados las mareas son pequeñas y las llamamos Mareas Muertas. Las alturas de las mareas vivas están gobernadas por la distancia de la Luna a la Tierra, siendo más grandes en el Perigeo (cuando la Luna está más cerca de la Tierra) y más pequeñas en el Apogeo (cuando la Luna está más lejos).

Como la atracción del Sol está alineada con la de la Luna en Luna Nueva y Luna Llena, ésos son los días en que hay Mareas Vivas. La atracción del Sol es menos que la mitad de la de la Luna, así que la frecuencia de las mareas está determinada por el pasaje aparente de la Luna alrededor de la Tierra, lo que toma apenas un poco más de un día. Entonces, en la mayoría de los lugares de la Tierra tenemos dos mareas por día, con la hora de cada una retrasándose de un día al siguiente en poco menos que una hora. (El período verdadero, por supuesto, está determinado por la rotación de la Tierra y la órbita de la Luna).

La altura de la marea en cualquier lugar, está determinada por la forma de la línea de la costa y la plataforma continental cercana. La presencia de terrenos inclinados y bahías le da mucho más rango a las mareas que lo que se ve en altamar. Un fenómeno generalmente desapercibido es que el aire y las masas sólidas de la Tierra también se mueven hacia arriba y hacia abajo debido a las fuerzas de mareas. Aunque el movimiento es mucho menor en el terreno que en el mar, puede llegar a ser de un metro de desplazamiento vertical.

Sería esperable que el momento de marea alta sea cuando la Luna está en el meridiano. Esto no es así. La razón es que, por la rotación y fricción de la Tierra, las salientes de la marea se quedan un poco atrás. El efecto cerca de líneas costeras complejas como las de Gran Bretaña es muy difícil de calcular.


El sistema Tierra-Luna:

El efecto de las mareas a largo plazo, es que la energía es disipada por la fricción en los océanos y en el terreno, y la distorsión de la Luna por las fuerzas de marea de la Tierra. Esto frena la rotación de la Tierra y aleja a la Luna de la Tierra. La Tierra pierde energía rotacional, la que es entregada a la Luna.
Eventualmente la rotación de la Tierra será frenada hasta que sea igual al período orbital de la Luna. La Tierra entonces tendrá siempre la misma cara hacia la Luna, de la misma forma en que la Luna ya muestra siempre la misma cara hacia la Tierra. Después de eso el sistema perderá energía lentamente de forma que la Luna se acercará a la Tierra nuevamente.

Este es, por supuesto, un efecto muy lento. La tasa de cambio actual es que la rotación de la Tierra se está frenando 16 segundos cada millón de años y la distancia a la Luna aumenta 120 cm. cada año.


Satélites de otros Planetas:

De la misma forma en que las fuerzas de mareas de la Tierra sobre la Luna han causado que ésta rote en sincronismo con su período orbital (mantiene la misma cara hacia la Tierra mientras se mueve alrededor), casi todos los satélites de los planetas hacen lo mismo. Las excepciones son satélites que se cree son ex-asteroides capturados por el planeta, en los que las fuerzas de marea aún no han tenido tiempo de igualar los dos períodos. Incluso el planeta Mercurio ha sufrido dichas fuerzas de marea y su período rotacional es dos tercios de su período orbital, debido a las fuerzas de marea del Sol.

Io, el satélite de Júpiter, tiene una órbita excéntrica. Las fuerzas de marea de Júpiter están tratando de disminuir esa excentricidad y forzar a la órbita a ser circular, pero la excentricidad es causada por las fuerzas de marea del satélite Europa. Eso significa que Io está sufriendo fuerzas distorsionantes considerables. Éstas generan calor dentro de Io, el que es suficiente para accionar los volcanes activos que fueron vistos por las naves del Voyager Mission.


Estrellas Binarias Cercanas:

Se cree que al menos la mitad de las estrellas, que nos parecen ser simples, son de hecho dos, o más, estrellas en sistemas binarios o múltiples. Es claro, por analogía con el sistema Tierra-Luna, que estos pares de estrellas ejercerán fuerzas de marea una sobre otra. Estas fuerzas de marea su vuelven muy importantes cuando consideramos pares de estrellas cercanos entre sí.

Si una estrella es mucho mayor que la otra, es posible pensar en situaciones donde la atracción gravitatoria de la estrella más pequeña sobre la parte más cercana de la estrella grande es mayor que la atracción de la grande. En estas circunstancias la estrella grande perderá materia hacia la estrella pequeña. Vemos esto ocurriendo en muchos sistemas binarios donde la estrella grande ha alcanzado el punto en su evolución en que aumenta considerablemente su tamaño. Esto lleva a muchos objetos interesantes, siendo el más notable cuando la estrella más pequeña es un objeto compacto.

Las Novas son estrellas que repentinamente aparecen donde antes aparentemente no había ninguna estrella, o sólo una estrella muy débil. Sabemos que lo que ha ocurrido es que las fuerzas de marea han arrancado material de la estrella mayor de un par, y éste se ha depositado sobre su compañera, una enana blanca más pequeña. Este material, cuando alcanza la superficie de la enana blanca, es 'quemado' en una reacción termonuclear muy rápida y explosiva. Esto aumenta el brillo de la enana blanca, llevándola a ser una de las estrellas más brillantes de toda la galaxia, mientras que antes de la explosión era una de las más débiles.

Otro ejemplo de este fenómeno, es cuando la compañera pequeña es una estrella de neutrones o un agujero negro. Entonces la materia transferida desde la estrella mayor entrega tanta energía que emite intensa radiación X, la que puede ser vista por satélites de rayos-X como una emisión transitoria de rayos-X. Estas fuentes son la mejor manera en que podemos 'ver' evidencia de agujeros negros.


Vea también; 'Agujeros Negros'


Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA, Miércoles, Mayo 8 12:34:28 GMT 1996.

webman@mail.ast.cam.ac.uk


Traducida por Nahuel Iglesias: nahuel@arrakis.fcaglp.unlp.edu.ar

Actualizada: Octubre 8 '97, Junio 27 '14

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