Luna

Astro satélite de la Tierra. La palabra luna se utiliza también como sinónimo de satélite y bajo este concepto se alude, por ejemplo, a los propios de otros planetas. La distancia media de la Tierra a la Luna es de 380000 Km. y varía entre 356000 Km. y 407000 Km., puesto que la luna no describe una circunferencia en torno a la Tierra, sino una elipse. Esta es la razón por la cual el tamaño aparente de la Luna en el espacio varía alrededor de un 10%. El periodo de revolución lunar es de 27 días 7 h. 43 min. 11,47 s. (mes sidéreo). De aquí que su movimiento diario medio hacia el E entre las estrellas sea de 13º,176358. Como el movimiento diario medio del Sol hacia el E es, por termino medio, de 0º985609, el de la Luna le supera en 12º1907749 por día. Esta diferencia implica un periodo de 29 días 12 h. 44 min. y 2,78 s. (mes sinódico), intervalo medio entre dos lunas nuevas o llenas sucesivas, en que el satélite pasa por un ciclo completo de fases.

Las fases lunares se producen por la interacción entre los movimientos del sol, la luna y la tierra. En un año la luna realiza trece recorridos en torno a la tierra, es decir trece lunaciones. Cada lunación tiene una duración de 28 días aproximadamente.
Normalmente, conocemos cuatro tipos de fase lunar, que son la Luna Nueva, Cuarto Creciente, Luna Llena y Cuarto Menguante. Pero como la Luna demora aproximadamente 28 días en repetir sus fases, ella pasa no sólo por las cuatro antes mencionadas, sino que por infinitas fases intermedias a las cuales la tradición no les ha puesto nombre. Este es el motivo de que los astrónomos, se refieran a las fases lunares en porcentaje de iluminación. De ese modo, la luna nueva es 0%, la llena es 100%, y tanto creciente como menguante son 50%.

Mareas

Como todos sabemos, las mareas son los movimientos de agua causados por las fuerzas que la Luna y el Sol ejercen sobre nuestros mares, y que provoca una fuerte atracción del océano hacia estos astros. El primero en dar una explicación satisfactoria al fenómeno de las mareas fue Isaac Newton.

Existen 3 fuerzas principales que producen el fenómeno de las mareas, dos gravitatorias que son las de la Luna y el Sol y una cetrífuga por el propio giro de la Tierra. La combinación de las 3 provoca los diferentes estados de las mareas. Por simplificar vamos a despreciar el efecto de la centrífuga.

Cuando la Luna está justamente encima de un punto dado de la Tierra, la combinación de estas fuerzas hace que el agua se eleve sobre su nivel normal. Esto se conoce como marea alta o pleamar. Lo mismo ocurre con las regiones situadas en el lado opuesto de la Tierra. A la primera se le conoce como marea directa, mientras que a la segunda se le conoce como marea opuesta.

Asímismo, a lo largo de la circunferencia formada por las zonas perpendiculares al eje de mareas directa y opuesta se producen fases de marea baja o bajamar.

El otro componente de las mareas es la atracción ejercida por el Sol. Su periodo es de 23 horas. Y su intensidad entre el 20% y el 30% de la lunar. Como esta fuerza es menor que la de la Luna 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. En la mayoría de las costas del mundo se producen dos mareas altas y dos mareas bajas cada día lunar (su duración media es de 24 hrs., 50 mins. y 28 segs.). Por tanto el ciclo se repetirá al día siguiente con un retraso de 50 minutos.

Cuando 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, 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). El intervalo de tiempo que separa dos perigeos sucesivos es de 27.5 días.

Sol

Hace 4500 millones de años se formaron el Sol y los planetas de una nube de gas interestelar. Esta nube de gas gradualmente se condensó para formar una "protoestrella," una esfera de gas que resulta más y más caliente a causa de la gravedad que la condensa, hasta que alcanza 10 millones de grados centígrados. Este calor intenso produce reacciones nucleares y causa que el Sol brille. Hay bastante hidrógeno en el núcleo del Sol para darle brillo por unos 5000 millones de años adicionales.

El Sol es una esfera gigante de gas, consistiendo principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más sencillos y más livianos. Estos gases son tan calientes que hacen que el Sol brille. Este brillo no es como un fuego que arde, sino que es una reacción de estos gases al calor y a la presión del Sol que hacen que los átomos se "fusionen." Esta fusión produce energía nuclear.

El Sol consta de una serie de capas. Se denominan como sigue desde el exterior hacia el interior:

La Corona:
La atmósfera externa del Sol. El gas es muy caliente y se dispersa en una capa muy fina, por lo cual, únicamente vemos la Corona durante un eclipse de Sol total, cuando la Luna oculta el perímetro del Sol completamente.

La Cromosfera:
Esta capa bordea la superficie del Sol. Frecuentemente inmensas llamaradas de gases candentes se lanzan a través de la cromosfera, extendiéndose más de 10 millones de millas más allá de la superficie del Sol. Estas llamaradas dispersan partículas eléctricas que pueden afectar las señales transmitidas por la radio y la televisión y pueden producir manifestaciones coloridas que se conocen como la aurora boreal o la aurora austral.

La Fotosfera:
La superficie visible del Sol. Aunque todavía hace mucho calor (cerca de 10,000 grados Fahrenheit) en la fotosfera, no es tan ardiente en comparación a las capas interiores del Sol. De vez en cuando, manchas obscuras y frías con campos magnéticos intensos llamadas manchas solares, aparecen sobre la fotosfera. La gran parte de estas tempestades magnéticas gigantes son mayor en tamaño que nuestra Tierra. El número de manchas solares aumenta y disminuye cada 11 años, aunque los astrónomos no están seguros de por qué esto sucede.

La Zona Convectiva:
El proceso de convección -- el mismo proceso que causa que hierva una olla de caldo -- transporta energía de la zona radiactiva del Sol hacia la fotosfera. Imágenes detalladas de la fotosfera muestran burbujas grandes de gas caliente elevándose desde lo más profundo del Sol.

La Zona Radiactiva:
El transporte de energía del núcleo "radía" hacia el exterior y se realiza a través de esta capa de gases de hidrógeno y de helio hacia la zona convectiva.

El núcleo:
El hidrógeno dentro del núcleo está tan compactamente compreso que los átomos individuales chocan entre sí, formando átomos de helio más pesados y liberando grandes cantidades de energía en el proceso. Sin embargo, esta energía toma miles de años en llegar de la fotosfera hacia el espacio.