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Movimientos De La Tierra

Movimientos de la Tierra

La Tierra, como cualquier cuerpo celeste, no se encuentra en reposo, sino que está sometida a movimientos de diversa índole. Los principales son: movimiento de rotación, movimieto de traslación, movimiento de precesión y movimiento de nutación.

Movimiento de rotación

Tierra Artículo principal: Rotación Es un movimiento sobre sí misma a lo largo de un eje ideal denominado Eje terrestre. Una vuelta completa en dirección Oeste-Este y sentido directo (contrario a la agujas del reloj) dura exactamente 23 horas y 56 minutos. Este movimiento es responsable del día y la noche, dando la impresión de que el cielo gira alrededor de nuestro planeta. Como observamos en el gráfico el eje terrestre no es perpendicular a la normal de la eclíptica sino que está inclinado 23,5 grados. Esta inclinación produce los largos meses de luz y oscuridad en los polos geográficos, además de ser la causa de las estaciones del año debido al cambio del ángulo de los rayos solares.

Movimiento de traslación

Artículo principal: Traslación de la Tierra Es un movimiento por el cual la Tierra se mueve alrededor del Sol. El causante de este movimiento es la gravitación y dura 365 días, 5 horas y 57 minutos. El movimiento que describe es una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros a una distacia media de Sol de 150 millones de kilómetros ó 1 U.A. (Unidad Astronómica 149.675.000 km). De esto se deduce que el planeta se desplaza a una velocidad de 106.000 kilómetros por hora o, lo que es lo mismo, 29.5 kilómetros por segundo. El Sol ocupa unos de los focos de la elipse y debido a esta excentricidad la distacia entre el Sol y la Tierra varía a lo largo del año. A primeros de enero se alcanza la máxima proximidad al Sol, produciéndose el perihelio, donde la distancia es de 142.700.000 km; a primeros de julio se alcanza la máxima lejanía, denominado afelio, donde la distancia es de 151.800.000 km.

Movimiento de precesión

afelio Artículo principal: Precesión También denominado Precesión de los equinoccios. Este movimiento es debido a que la Tierra no es esférica sino un elipsoide achatada por los polos. Si la Tierra fuera totalmente esférica sólo realizaría los movimientos anteriormente descritos. Podemos considerar este movimiento como un lento balanceo durante el movimiento de traslación pero en sentido contrario a las agujas del reloj. Este balanceo produce que el eje terrestre dibuje un cono de 47º de abertura y cuyo vértice se encontraría en el centro de la Tierra. Para hacernos una idea se puede comparar al balanceo que se produce al lanzar una peonza. Una vuelta completa de precesión duraría 25.767 años.

Movimiento de nutación

Artículo principal: Nutación Este movimiento también es debido al achatamiento de los polos y a la atracción de la Luna sobre el eje ecuatorial. También en un movimiento de vaivén y se produce durante el movimiento de precesión, digamos que este recorre a su vez una pequeña elipse (como si fuese una pequeña vibración) . Una vuelta completa a la elipse suponen 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión la Tierra habrá realizado 1.385 bucles.

Véase también

- La Tierra
- Variaciones orbitales Categoría:Geografía Categoría:Geofísica Categoría:La Tierra

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes. Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo. Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm] Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ] Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ] Envisat
Artículos relacionados

- Tectónica de Placas
- Geología
- Geología histórica
- Geografía
- Climas de la Tierra
- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos

- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Rotación

] Rotación es el movimiento de un cuerpo extenso de forma que dado un punto cualquiera del mismo, éste permanece a una distancia constante de un punto fijo. En un espacio tridimensional, para un movimiento de rotación dado, existe una línea de puntos fijos denominada eje de rotación. La velocidad de rotación se expresa como el ángulo girado por unidad de tiempo y se mide en radianes por segundo. Otras unidades que se pueden utilizar son ciclos por segundo o revoluciones por minuto (rpm). Comúnmente se denomina por las letras:

\vec

\vec

. La rotación es una propiedad vectorial de un cuerpo. El vector representativo de la velocidad angular es paralelo a la dirección del eje de rotación y su sentido indica el sentido de la rotación siendo el sentido horario negativo y el sentido antihorario positivo. En ocasiones se utiliza también la frecuencia como medida escalar de la velocidad de rotación. El grado de variación temporal de la frecuencia angular es la aceleración angular (rad/s²) para la cual se utiliza frecuentemente el símbolo

\vec

. Período y frecuencia: Estos parámetros son de uso frecuente en sistemas rotantes a velocidad constante. El período es el inverso de la frecuencia y representa el tiempo que se tarda en dara una revolución completa. Período y frecuencia se representan respectivamente como: :Período:

T=\frac

:Frecuencia:

\nu =\frac

Rotación en sólidos rígidos

En general se utiliza un cuerpo sólido ideal no puntual e indeformable denominado sólido rígido como ejemplo básico para estudiar los movimientos de rotación de los cuerpos. La velocidad de rotación está relacionada con el momento angular. Para producir una variación en el momento angular es necesario actuar sobre el sistema con fuerzas que ejerzan un un momento de fuerza. La relación entre el momento de las fuerzas que actuan sobre el cuerpo y la aceleración angular se conoce como momento de inercia (I) y representa la inercia o resistencia del cuerpo a alterar su movimiento de rotación. La energía cinética de rotación se escribe: :

E_c=\fracI \omega^2

. La expresión del teorema del trabajo en movimientos de rotación se puede expresar como la variación de la energía cinética del sólido rígido es igual al producto escalar del momento de las fuerzas por el vector representativo del ángulo girado (

\Delta\phi

). :

\Delta E_c=\vec\cdot\Delta\vec

Transformaciones de rotación

En matemáticas las rotaciónes son transformaciones lineales que conservan las normas en espacios vectoriales en los que se ha definido una operación de producto interior. La matriz de transformación tiene la propiedad de ser una matriz unitaria, es decir, es ortogonal y su determinante es 1. Sea un vector A en el plano cartesiano definido por sus componentes x e y, descrito vectorialmente a través de sus componentes:

A=\begin A_x \\ A_y \end

La operación de rotación del punto señalado por este vector alrededor de un eje de giro puede siempre escribirse como la acción de un operador lineal (representado por una matriz) actuando sobre el vector (multiplicando al vector) . En dos dimensiones la matriz de rotación para el vector dado puede escribirse de la manera siguiente:

R=\begin \cos \theta & \sin \theta \\ -\sin \theta & \cos \theta\end

. Al hacer la aplicación del operador, es decir, al multiplicar la matriz por el vector, obtendremos un nuevo vector A que ha sido rotado en un ángulo $\theta$ : $R A=A'$ , es decir $\begin \cos \theta & \sin \theta \\ -\sin \theta & \cos \theta\end \begin A_x \\ A_y \end= \begin A'_x \\ A'_y \end$ donde $A'_x=A_x \cos\theta + A_y\sin\theta$ y $A'_y=-A_x \sin\theta + A_y\cos\theta$ son las componentes del nuevo vector después de ser rotado.
Teorema de rotación de Euler
En matemáticas, el teorema de rotación de Euler dice que cualquier rotación o conjunto de rotaciones sucesivas puede expresarse siempre como una rotación alrededor de una única dirección o eje de rotación principal. De este modo, toda rotación (o conjunto de rotaciones sucesivas)en el espacio tridimensional puede ser especificada a través del eje de rotación equivalente definido vectorialmente por tres parámetros y un cuarto parámetro representativo del ángulo rotado. Generalmente se denominan a estos cuatro parámetros grados de libertad de rotación.
Véase también

- Movimientos de la Tierra
- Nutación
- Precesión
- Traslación Categoría:Matemáticas Categoría:Cinemática ja:自転

Eclíptica

, el Sol asomando por detrás y a su izquierda, prácticamente alineados Saturno, Marte y Mercurio.]] La eclíptica (del latín ecliptĭca [linĕa], y este del griego ἐκλειπτική, relativo a los eclipses) es el plano que contiene la órbita de la Tierra alrededor del sol, y también, la línea aparentemente recorrida por el sol a lo largo de un año respecto del fondo inmóvil de las estrellas. Las órbitas de la mayor parte de los planetas del sistema solar están contenidas en la eclíptica o muy próximas a ella (excepto Plutón) ya que nuestro sistema solar se formó a partir de un gigantesco disco de materia, de modo que, tal como muestra la fotografía, en el cielo se aprecia que su desplazamiento ocurre próximo a la eclíptica por la que aparenta moverse el sol. La oblicuidad de la eclíptica respecto del ecuador celeste es aproximadamente 23,5º y fue medida por vez primera por el astrónomo griego Eratóstenes en el siglo III adC, que obtuvo un valor de 23º 51' 19", aunque algunos historiadores sugieren que el cálculo de éste fue de 24º, debiéndose el refinamiento posterior a Claudio Ptolomeo.

Claudio Ptolomeo Al transcurrir cerca de 365,25 días al año y tener 360º una circunferencia, el sol aparenta recorrer aproximadamente un grado cada día a lo largo de la eclíptica. Este movimiento es de oeste a este y opuesto al movimiento este oeste de la esfera celeste. esfera celeste En cualquier época del año se nos muestran durante la noche las estrellas situadas en el lado opuesto al sol, ya que cuando la Tierra gira y se hace de día, por efecto de la luz solar, las estrellas situadas en su misma dirección permanecen ocultas a nuestra vista. Al igual que en un parque infantil, montados en una platafora giratoria mirando siempre al exterior, las constelaciones, a medida que la Tierra orbita alrededor del sol, van desplazándose en el cielo nocturno a lo largo del año, desapareciendo de nuestra vista y volviendo a aparecer en la misma posición justo un año después. Tal cosa sucede, sin embargo, en las cercanías de la eclíptica, ya que a medida que alejamos nuestra mirada de dicho plano, sea al sur o al norte (según el hemisferio en el que nos encontremos), el movimiento de las estrellas con el paso de los días y meses es cada vez menor, llegando a permanecer virtualmente inmóviles a lo largo del año en las proximidades de los polos celestes como lo está la Osa Mayor visible en el hemisferio norte, referencia que ha permitido a los navegantes durante siglos alejarse de las peligrosas costas durante la noche manteniendo el rumbo hacia puerto seguro. La eclíptica está dividida convencionalmente en 12 tramos en la que están situadas otras tantas constelaciones (en realidad son 13) que constituyen el zodiaco, de forma que cada mes el sol recorre uno de los signos del zodiaco, precisamente aquél que no vemos durante la noche. La eclíptica interseca con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). El punto de la eclíptica más al norte respecto del ecuador celeste se denomina solsticio de verano en el hemisferio norte y solsticio de invierno en el hemisferio sur; y el punto más al sur recibe las denominaciones opuestas. Es precisamente la falta de perpendicularidad entre el eje de rotación propio de la Tierra y el plano de la eclíptica la responsable de las estaciones. La órbita de la Luna está inclinada aproximadamente 5º respecto de la eclíptica. Si durante la luna nueva o luna llena, ésta cruza la eclíptica, se produce un eclipse, de sol o de luna respectivamente. :Artículo Original: [http://enciclopedia.us.es Enciclopedia Libre Universal en Español] Categoría: Astronomía ja:黄道 ko:황도 th:สุริยวิถี

Traslación de la Tierra

Se denomina traslación al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, la cual describe a su alrededor una órbita elíptica. Si se toma como referencia la posición de una estrella, la Tierra cumple una vuelta en un año sidéreo cuya duración es de 365 días, 6 horas, 9 minutos y 10 segundos. El año sidéreo es de poca importancia práctica. Para las actividades terrestres tiene mayor importancia la medición del tiempo según las estaciones. Tomando como referencia el lapso transcurrido entre un inicio de la primavera y otro, cuando el Sol se encuentra en el punto vernal, el año trópico dura 365 días 4 horas 48 minutos y 46 segundos. Este es el año utilizado para realizar los calendarios. La órbita tiene un perímetro de 930 millones de kilómetros, con una distancia promedio al Sol de 150.000.000 km, distancia que se conoce como Unidad Astronómica (U.A.). De esto de deduce que la Tierra se desplaza en el espacio a una velocidad de 106.000 km por hora o 29.5 km por segundo. El hecho de que la órbita sea elíptica hace que la Tierra en algún momento esté en el lugar de la órbita más alejado del Sol, denominado afelio, hecho que se pruduce en Julio. En ese punto la distancia al Sol es de 151.800.000 km. De manera análoga, el punto de la órbita más cercano al Sol se denomina perihelio y ocurre en Enero, con una distancia de 142.700.000 km. La situación de la Tierra en el afelio y en el perihelio se corresponde con los solsticios de verano e invierno.

Véase también

Leyes de Kepler Período orbital Año Categoría:Astronomía

Gravedad

La gravedad es la fuerza de atracción mutua que experimentan dos objetos con masa. Se trata de una de las cuatro fuerzas fundamentales observadas hasta el momento y está presente de manera cotidiana, bajo el nombre de peso. La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el Universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que los objetos caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él se debe la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza de atracción mutua entre dos objetos con masa es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: :

F = G \frac

donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10^-11 Nm²/kg²

Aceleración de la gravedad

Según las leyes de Newton, toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente. El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma. Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior. Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente: :g_ec = 9,7303 m/s² :g_polo = 9,8322 m/s²

Teoría gravitacional de Einstein

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general. Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza.

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un bosón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón. La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

Véase también

- Teoría de supercuerdas
- Gravedad escalar -------------- Gravedad: en Medicina, es la escala de importancia de una enfermedad. categoría:Física Categoría:Mecánica celeste ja:重力

Perihelio

Perihelio:(De peri- y el griego ηελιo;ς, el Sol). Punto de la órbita de un planeta alrededor del Sol donde el planeta tiene la mínima distancia con el Sol. Se representa por q. Si a es la distancia media y e la excentricidad q=a (1-e)

Véase también

- afelio
- año anómalo Categoría:Astronomía

Afelio

Afelio.- Del griego απο = lejos de, y ηλιοσ = el Sol. Afelio.- Punto de la órbita de un planeta alrededor del Sol donde el planeta está más alejado del Sol. En los elementos orbitales, se representa por Q. Si a es la distancia media y e la excentricidad Q=a (1+e)

Véase también

- Perihelio Categoría: Astronomía Categoría: Astrodinámica ja:近地点・遠地点

Precesión

(verde).]] La precesión es el movimiento de la Tierra similar, aunque enormemente más lento, al que realiza la parte superior de una peonza, o trompo, al girar, cuando su eje de rotación no es vertical. Debido a este movimiento la posición que indica el eje de la Tierra en la esfera celeste se desplaza recorriendo una circunferencia completa cada 25800 años, ciclo que se denomina año platónico. El círculo de la precesión tiene su centro en el polo de la eclíptica. Como consecuencia del movimiento de precesión la posición de los polos celestes cambia continuamente. La precesión está causada por la fuerza gravitatoria de la Luna, el Sol y el resto de planetas sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. El cambio en la dirección del eje de rotación de la Tierra provoca una variación del plano del ecuador y, por tanto, de la línea de corte de dicho plano con la eclíptica. Esta línea señala en la esfera celeste la dirección del punto Aries, que retrograda sobre la eclíptica, fenómeno denominado precesión de los equinoccios.

Véase también

- Movimientos de la Tierra
- Nutación
- Rotación
- Traslación
- Precesión lunisolar
- Precesión planetaria Categoría:Astronomía

Nutación

(verde).]] La nutación es un ligero movimiento de cabeceo de un planeta en el espacio (se parece al movimiento de una peonza cuando pierde fuerza y está a punto de caerse). En el caso de la Tierra, la nutación se superpone al movimiento de precesión. La nutación hace que los polos de la Tierra se desplacen unos nueve segundos de arco cada 18,6 años. Fue descubierta en 1728 por el astrónomo inglés James Bradley. Hasta 20 años más tarde, no se supo que la causa del movimiento extra del eje de la Tierra era la Luna.

Véase también

- Movimientos de la Tierra
- Precesión
- Rotación
- Traslación Categoría:Astronomía ja:章動

Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Es el astro más cercano a nosotros y el mejor conocido. Su diámetro es de menos de un tercio del terrestre (3.476 km), su superficie, una catorceava parte (37.700.000 km²), y su volumen alrededor de una cincuentava parte (21.860.000 km³).

Revolución sideral y sinódica

La Luna tarda en girar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si consideramos el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si la consideramos respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol. (Ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares. Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, nos presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) fuimos incapaces de ver la cara oculta lunar que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna, que no tiene por qué coincidir con la cara que vemos, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km menos de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km. hacia la Tierra.

Movimiento de traslación lunar

¿Por qué la Luna sale aproximadamente una hora más tarde cada día? Esto se explica fácilmente conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo). Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día. Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

Sistema binario

La Luna por su tamaño es el sexto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganimedes es 1/12.500 de la masa de Júpiter, Titán es 1/4.700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De está manera se podría que considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que nos permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no veríamos. El plano de la órbita lunar esta inclinado respecto a la Eclíptica unos 5º por lo que se produce una Libración en latitud que nos permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva ) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar. La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significante. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5º y 5º 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Los eclipses solares y lunares

Se deben a una extraordinaria casualidad. El Sol es 400 veces más grande pero también está 400 veces más lejos de modo que ambos tienen aproximadamente el mismo tamaño angular. La Luna en un eclipse lunar pude contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Por el contrario en un eclipse solar la Luna apenas tapa al Sol (eclipse total) y en determinadas parte de su órbita, cuando está mas distante no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular). La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se tiene que tener presente en la periodicidad en que estos se producen (Periodo Saros).

Las mareas

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que Tierra y Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto mas próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en este que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dandole el aspecto de un huevo. Esta fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cuál produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformacion afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna). Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la friccíon de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose 3 cm. cada año, como han demostrado las mediciones laser de la distancia posibles gracias a los reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.

Atmósfera de la Luna

La Luna tiene una atmósfera casi insignificante, debido a la baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apollo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadideron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior. Existe el temor de que la masa de los gases de las naves que en la década del setenta han aterrizado en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna. La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de éstos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.

Origen de la Luna

- Más información en: Geología de la Luna Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que esta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar. Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto. La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra orbitaba más deprisa. Durante cientos de millones de años la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra a la vez que ha ralentizado la rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.

Relieve lunar

Cuando Galileo apuntó su telescopio hacia la Luna en 1610 pudo distinguir dos regiones superficiales distintas. A las regiones oscuras las denominó «mares», los cuales por supuesto no tienen agua y llevan nombres tales como Mar de la Serenidad y Mar de la Fecundidad; son planicies con pocos cráteres. El resto de la superficie lunar es más brillante, y representa regiones mas elevadas con una alta densidad de cráteres, tales como Tycho y Clavius. En la superficie lunar también existen cadenas de montañas que llevan nombres como Alpes y Apeninos, igual que en la Tierra. Para mas detalles del relieve lunar, su origen y composición lunar ver el artículo Geología de la Luna.

La exploración Lunar

Geología de la Luna (ver Misiones lunares) El Programa Lunik de la antigua Unión Soviética tuvo por objetivo llegar con naves no tripuladas a la Luna. El Lunik 3 logró fotografiar la cara oculta, Lunik 9 logró posarse suavemente, Lunik 10 orbitó por primera vez la Luna. Dos vehículos Lunahod lograron pasearse por su superficie y tras el aterrizaje del Apollo 11 tripulado, la nave Lunik 16 trajo unos pocos gramos de polvo lunar a la Tierra. El programa Ranger estadouniense estrellaba sus naves contra la Luna para lograr con sus cámaras fotos detalladas. Sólo Ranger 7, 8 y 9 lograron su objetivo. El programa Lunar Orbiter puso cinco naves no tripuladas en órbita lunar entre los años 1966-1967 para cartografiarla y ayudar al Programa Apollo para poner un hombre en la Luna, cosa que se logró con Apollo 11 el 21 de julio de 1969. Le sucedió el programa Surveyor que tras el Lunik 9 logró aterrizajes suaves de naves no tripuladas. Las naves estadounienses Clementine, Lunar Prospector y la europea Smart 1 han representado una vuelta a la Luna, abandonada desde 1973. Intentan detectar la presencia de vapor de agua mezclado con polvo lunar y procedente de cometas que se han estrellado cerca de los polos lunares en cráteres donde nunca son iluminados por el Sol. En septiembre de 2005 la NASA (Agencia Espacial Estadounidense) anuncia el proyecto de un nuevo viaje tripulado a nuestro satélite, programado para el año 2018.

Curiosidades lingüísticas

El término selenita, de origen griego, es el supuesto gentilicio de este satélite. La palabra inglesa para mes, month, proviene de moonth, una forma sajona primitiva para lunación (siendo moon, ‘Luna’). Asimismo, en español el primer día de la semana «lunes» tiene su raíz en el «día de la Luna» (lunedí). Esto se puede ver también en el idioma inglés, en que monday viene de moon day. (Ver semana.)

Variaciones orbitales

Las variaciones orbitales son las principales causantes de los periodos glaciales e interglaciales holocénicos. Si bien la luminosidad solar se mantiene prácticamente constante a lo largo de millones de años no ocurre lo mismo con la órbita terrestre. Ésta oscila periodicamente haciendo que la cantidad media de radiación que recibe cada hemisferio fluctue a lo largo del tiempo. Y son éstas variaciones las que provocan las pulsaciones glaciares a modo de veranos e inviernos de largo período. Son los llamados períodos glaciales e interglaciales. Hay que tener en cuenta varios factores que contribuyen a modificar las características orbitales haciendo que la insolación media en uno y otro hemisferio varíe aunque no lo haga el flujo de radiación global. La excentricidad , la inclinación axial, y la precesión de la órbita de la Tierra varía en el transcurso del tiempo produciendo las glaciaciones del Cuaternario cada 100.000 años. El eje de la Tierra completa su ciclo de precesión cada 25.800 años. Al mismo tiempo el eje mayor de la órbita de la Tierra gira, en unos 22.000 años. Además, la inclinación del eje de la Tierra cambia entre 21,5 grados a 24,5 grados en un ciclo de 41.000 años. El eje de la Tierra tiene ahora una inclinación de 23,5º respecto al plano de la eclíptica.

Precesión de los equinoccios

Más información en: Precesión de los equinoccios | Precesión La precesión de los equinoccios es el cambio en la dirección del eje de la Tierra que gira en 25.800 años alrededor del eje de la eclíptica. Este fue el primer factor que se tuvo en cuenta. En 1842 el matemático francés Joseph Adémar postuló que la precesión del eje terrestre llevaría a una precesión de los equinoccios y solsticios que los harían desplazarse a lo largo de la órbita coincidiendo unas veces cerca del afelio y otras del perihelio. Esto es debido a que el cambio en la dirección del eje de rotación causa una variación del punto Aries o corte del ecuador y la eclíptica y por tanto cambia el inicio de la primavera y por tanto el ángulo que forma con la línea de los ápsides o momento en que la Tierra en su traslación alrededor del Sol alcanza el perihelio y el afelio. Adémar pensó que esto explicaría la última glaciación que terminó hace 10.000 años. (La precesión terrestre tiene un período de 25.800 años). Cuando el punto Aries se alinea con la dirección de la línea de los ápsides de la órbita de la Tierra (perihelio), un hemisferio tendrá una diferencia mayor entre las estaciones mientras el otro hemisferio tendrá las estaciones más benignas. El hemisferio que está en verano en el perihelio recibirá un aumento en la radiación solar, pero ese mismo hemisferio estará en invierno en el afelio y tendrá un invierno más frío. El otro hemisferio tendrá un invierno relativamente más caluroso y el verano más fresco. Cuando el punto Aries es perpendicular a la línea de los ápsides los hemisferios norte y sur tendrán los contrastes similares en las estaciones. En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio Sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. Este efecto queda en parte compensado por el hecho de que el norte tiene mas Tierra y el sur mucho más océano y es conocido el efecto del mar en suavizar las máximas y elevar las mínimas.

Excentricidad orbital

Más información en: Excentricidad El segundo factor importante lo tuvo en cuenta el inglés James Croll basándose en los cálculos manuales de Urbain Leverrier. Se trata de la variación en la forma de la orbita debida a la atracción del resto de planetas del Sistema Solar. La forma de la órbita de la Tierra, varía de ser casi circular (excentricidad, baja de 0,005) a ser ligeramente elíptica (excentricidad alta de 0,058) y tiene una excentricidad media de 0,028. El componente mayor de estas variaciones ocurre en un período de 413.000 años. También hay ciclos de entre 95.000 y 136.000 años, siendo el ciclo mas conocido de unos 100.000 años. La excentricidad actual es 0,017 y por tanto la diferencia entre el mayor acercamiento al Sol (perihelio) y la mayor distancia (afelio) es sólo 3,4% (5,1 millones de km). Esta diferencia supone un aumento del 6,8% en la radiación solar entrante. El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, mientras el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita es muy elíptica, la cantidad de radiación solar al perihelio sería aproximadamente 23% mayor que en el afelio. Según Croll los periodos de gran excentrecidad serían eras glaciales mientras que los momentos de órbita casi circular como el actual serían epocas interglaciales. El hecho es que la insolación global una vez más permanecería constante pero no así la de cada hemisferio por separado. Según Croll el efecto albedo realimentaría los inviernos crudos y los hielos avanzarían pero esta hipótesis se reveló incompleta cuando se demostró por aquellos años que la última glaciación había tenido lugar hacía tan solo 10.000 años momento en el cual la excentricidad de la órbita terrestre era casi igual que la actual.

Inclinación del eje

Pero aun hay un tercer factor clave para explicar los ciclos glaciales. Fue Milutin Milankovic quien propuso por primera vez su influencia. El eje de giro de la Tierra cambia su inclinación lentamente con el tiempo. (oblicuidad de la eclíptica). La amplitud del movimiento es de 2.4°. Esta precesión del eje sigue un ciclo de aproximadamente 41.000 años. Cuando la inclinación aumenta a 24.5 grados, los inviernos son más frío y los veranos son más caluroso. Cuando la inclinación es menor (22.1 grados), los inviernos son más apacibles y veranos son más frescos. Actualmente el eje de rotación de la Tierra tiene una inclinación de 23,5 sobre el eje de la órbita. Para Milankovic no eran los inviernos rigurosos sino los veranos suaves los que desencadenan un período glacial. La teoría afirma que siempre nieva suficiente en las regiones polares como para hacer crecer los glaciares pero la diferencia determinante está en la cantidad de hielo que se funde en los veranos. Si la fusión es insuficiente crecerán si es excesiva, como en la actualidad, retrocederán. Se observó entonces que un efecto no era determinante sin la participación del otro. Es decir que ni las variaciones de excentricidad ni las de inclinación son, por si solas, suficientes para producir una glaciación.

La oscilación del plano de la Eclíptica

La variación en la inclinación de la órbita de Tierra tiene un período de aproximadamente 70.000 años y no fue estudiada por Milankovitch. Recientes investigaciones observaron que el plano de la órbita de la Tierra se mueve por la influencia de los demás planetas. El principal perturbador es el planeta Jupiter y la eclíptica oscila alrededor del plano de la órbita de Júpiter que es el plano que permanece aproximadamente invariante. La oscilación de la eclíptica es de unos 100.000 años respecto al plano invariable. Este ciclo de 100.000 años es el ciclo predominante en las edades de hielo. Se ha propuesto que un disco de polvo y otras desperdicios está en el plano invariable, y esto afecta el clima de la Tierra a través de varios medios. La Tierra se mueve actualmente a través de este plano alrededor del 9 de enero y el 9 de julio, y se ha observado por radar un aumento de meteoros.

La combinación de los cuatro factores

La conclusión final de todo esto es que cada cierto tiempo los cuatro factores se alían para producir un período glacial. Estos períodos son mucho más largos (unos 100.000 años) que los breves intervalos interglaciales. Ninguno de ellos por sí solo podría desencadenar quizá una glaciación pero cuando confluyen las condiciones favorables entonces se inicia el proceso. Pero aun así los cálculos no salen. Las variaciones orbitales son demasiado leves. Lo que ocurre es que hay que tener en cuenta dos retroalimentaciones positivas: el aumento del albedo terrestre y la disminución de CO2. La intuición nos diría que los inviernos rigurosos deberían regir los pulsos glaciales pero parece ser que son los veranos suaves los que lo hacen. La inclinacion es aun de 23,4º pero sigue disminuyendo. Cuanto menor sea ésta menor sera la insolación en los veranos. Aun con toda la complejidad con que se ha estudiado el problema sigue sin establecerse aun una explicación total para los ritmos glaciales y es que hay que tener en cuenta otros factores no explicados por las variaciones astronómicas. A pesar de todo sí se puede afirmar que, en gran medida, el ciclo climático vienen regido por las variaciones orbitales.

Los problemas de la Teoría de Milankovitch

Milankovitch estudió los cambios en la excentricidad, oblicuidad, y precesión de la órbita de la Tierra. Dichos cambios hacen variar la cantidad de la radiación solar que alcanza la Tierra. Estos cambios son más importantes cerca del área polar norte o sur. La Teoría de Milankovitch para explicar el Cambio climático no funciona perfectamente y en particular no puede explicar el ciclo de los 100.000 años pero hay muchos mas argumentos a favor que en contra.
- Ver La edad de Hielo para una mayor discusión. Ahora vamos a ver las dificultades para reconciliar la teoría con las observaciones.

El problema del ciclo de los 100.000 años

El problema del ciclo de los 100.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un impacto mucho más pequeño en la radiación solar en la Tierra que la precesión o la oblicuidad por lo que podría esperarse que produzca efectos más débiles. Sin embargo, muestran las observaciones que durante el último millón de años, el periodo del clima más fuerte es el ciclo de 100.000 años. Además, a pesar del ciclo de 100.000 año relativamente fuerte, algunos han defendido la idea de que la longitud del registro del clima es insuficiente establecer una relación estadísticamente significativa entre el clima y las variaciones de excentricidad .

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años

El problema de la falta de un ciclo de 400.000 años reside en que las variaciones de la excentricidad tienen un ciclo de 400.000 años . Ese ciclo no se ha encontrado en el clima. Si las variaciones de 100.0000 años tienen un efecto fuerte, las variaciones de 400.0000 también deberían descubrirse.

El problema de la causalidad

El problema de la causalidad ' se refiere a que el penúltimo periodo interglacial parece haber empezado 10.000 años antes que la variación en la radiación que supuestamente parece haberlo causado. Esto se llama el 'problema de causalidad ya que el efecto no puede ser anterior a la causa que lo provoca.

El efecto excede la causa

Se cree principalmente que los efectos de estas variaciones son debidos a las variaciones en la intensidad de radiación solar en las diferentes partes del globo. Las observaciones muestran que el comportamiento del clima es mucho más intenso que las variaciones calculadas. Se cree que las características del clima son sensibles a los cambios de la insolación, causando su amplificación (retroalimentación positiva) y también en casos aislados (retroalimentación negativa).

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años

El problema de la falta de los ciclos de 95 y 125 mil años se refiere al hecho que la excentricidad tiene las variaciones claras en ciclos de 95.000 y 125.000 años. Un registro suficientemente largo, y bien datado de cambio del clima se deben poder detectar ambas frecuencias, pero el clima muestra sólo una frecuencia consistente con el ciclo de los 100.000 años. Es discutible si la calidad de datos existentes debe ser suficiente resolver ambas frecuencias.

El problema de la transición

El problema de la transición es un término que se refiere a un importante cambio en la frecuencia de variación del clima sucedido entre 1 a 3 millones de años atrás. En aquella época el clima tenía un periodo dominante de 41.000 años, similar al ciclo de variación de la oblicuidad. Después y durante el último millón de años, esto cambió a un ciclo de 100.000 años similar a las variaciones periódicas de excentricidad.

Las condiciones actuales

retroalimentación negativa La cantidad de radiación solar (insolación) en el Hemisferio Norte a los 65°N parece estar relacionadas con la ocurrencia de una edad de hielo. Los cálculos astronómicos muestran que la insolación en verano a 65°N debe aumentar gradualmente durante los próximos 25.000 años, y que ningún declive de la insolación en verano a 65°N es suficiente para causar una edad de hielo que se esperan en los próximos 50.000 a 100.000 años. En la actualidad el verano del hemisferio sur ocurre durante el perihelio y su invierno durante el afelio. Así las estaciones del Hemisferio del sur deben tender a ser algo más extremas que las estaciones del Hemisferio Norte. La excentricidad relativamente baja de de la órbita actual cifra en un 6.8% la diferencia en la cantidad de radiación solar durante verano en los dos hemisferios.

El futuro

Desde que las variaciones orbitales son predecibles, si uno tiene un modelo que relaciona las variaciones orbitales al clima, es posible "predecir" el clima futuro. Dos advertencias son necesarias: primeramente, el efecto antropogenico causa el (calentamiento global) fundamentalmente con más influencia más grande, por lo menos a corto término, y en segundo lugar no desde el mecanismo hay ningún modelo bueno que relacione el clima y la variación orbital de la Tierra. Un estudio de Imbrie e Imbrie en 1980 determinó que ignorando efecto antropogenico y otras posibles fuentes de variación que actúa a frecuencias superiores a las que un ciclo de 19.000 años, hay una tendencia a largo plazo hacia el frío que empezó hace unos 6.000 años y continuará durante los próximos 23.000 años". Sin embargo el reciente trabajo de Berger y Loutre sugiere que el clima caluroso actual pueda durar otros 50.000 años.

Enlaces externos

- [http://www.homepage.montana.edu/~geol445/hyperglac/time1/milankov.htm Ciclos de Milankovitch y Glaciación]
- [http://www.agu.org/revgeophys/overpe00/node6.html Ciclos Milankovitch]
- [http://muller.lbl.gov/pages/IceAgeBook/IceAgeTheories.html Historia de la adopción de la hipótesis de Milankovitch y alternativas]
- [http://muller.lbl.gov/papers/sciencespectra.htm Más detalle sobre la oblicuidad orbital y los modelos del clima]
- [http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/insolation_graph.html El gráfico de variación en la insolación] Los ciclos de 20.000 año, 100.000 año, y 400.000 años son claramente visibles
- Movimientos de la Tierra
- Clima
- Cambio climático
- Milutin Milankovich categoría:Climatología categoría:Astronomía

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Categoría:Geofísica

Categoría:Ciencias de la Tierra categoría:Física ko:분류:지구물리학

Orange City, Iowa

Orange City esas urbo en Sioux Komtio, Iowa. Segun la 2000 kontado, la populo esas 5,582.

Geografio

2000 Orange City jacas a . Segun la Usana Kontado Ministerio, la urbo havas tota areo di 8.0 km² (3.1 mi²). 8.0 km² (3.1 mi²) di qua esas lando e nulo di qua esas aquo.

Demografio

Segun la kontado di 2000 esas 5,582 homi, 1,719 hemanari, e 1,285 familii qui rezidas en la urbo. La lojanto-denseso esas 697.5/km² (1,808.5/mi²). Esas 1,805 domi kun mezala denseso di 225.5/km² (584.8/mi²). La rasi en la urbo inkludas 97.51% Blanka, 0.50% Nigra o Afrika-usana, 0.05% Indijena amerikana, 0.97% Aziana, 0.00% Pacifika Insulana, 0.61% de altra rasi, e 0.36% de du o plu rasi. 1.13% de la populo esas Hispania o Latina de irga raso. Esas 1,719 heminari di qua 35.8% havas pueri sub la evo di 18 en la domo, 69.8% esas mariajita e habitas kune, 4.0% havas homina domo-maestro sen spozulo, e 25.2% esas ne-familii. 23.9% de omna hemanari facesas ek individui e 10.8% havas ulo qua habitas sole qua evas 65 yari o plu evoza. La mezala grandeso di hemanari esas 2.58 e la mezala grandeso di familii esas 3.07. La nombro di lojanti e lia evi esas: 22.7% sub la evo di 18, 24.9% de 18 til 24, 20.2% de 25 til 44, 16.3% de 45 til 64, e 15.9% qui evas 65 yari o plu evoza. La mezala evo esas 28 yari. Po 100 homini esas 85.7 homuli. Po singla 100 homini 18 yari o plus esas 80.6 homuli. La mezala revenuo di hemanaro en la urbo esas $39,721, e la mezala revenuo por familio esas $49,076. Homuli havas mezala revenuo di $33,965 kontre $21,130 por homini. La revenuo per capita por la urbo esas $17,413. 4.8% de la populo e 4.4% de familii esas sub la povreso-lineo. De la tota populo, 3.8% di qui sub la evo di 18 e 10.7% de ti 65 o plus habitas sub la povreso-lineo.

Edukado

- [http://www.nwciowa.edu Northwestern College of Iowa] - 1,285 studenti, 61% homini, 39% homuli.
- [http://www.nwicc.edu Northwest Iowa Community College] - plu kam 1,000 studenti, 58% homini, 42$ homuli.

Externa ligili

- [http://www.orangecityiowa.com/index.html Urbo di Orange City] Category:Sioux Komtio, Iowa Category:Urbi en Iowa

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Multinationellt företag
Ett multinationellt företag är en internationell koncern med verksamhet (dotterbolag) i flera länder. Dessa företag är ofta väldigt stora, med budgetar som överskrider flera staters. Det Holländska Östindiska Kompaniet, grundat 1602, brukar räknas som det första multinationella företaget.

Exempel

- Dare mo shiranai (誰も知らない) (Svenska: Barnen som inte fanns, Engelska Nobody Knows, vilket är en mer exakt översättning av originaltiteln.) är en japansk film regisserad av Hirokazu Koreeda. Filmen är inspirerad av en verklig händelse i Tokyo, 1988 då en ung mamma övergav sin fyra barn, men k