La órbita de la Luna es la trayectoria que sigue ésta en su movimiento alrededor de la Tierra. Esta trayectoria se describe como una elipse de baja excentricidad que discurre a una distancia media de 384.402 km de la misma y que se recorre de oeste a este, es decir, en sentido antihorario. No se puede considerar una órbita fija pues diversas perturbaciones influyen en ella, haciendo que evolucione a lo largo del tiempo. En todo caso, la órbita Luna-Tierra está inclinada respecto al plano de la órbita Tierra-Sol, por lo que sólo en dos puntos de su trayectoria, llamados nodos, la Luna puede producir eclipses de Sol o sufrir eclipses propios.
La órbita de la Luna es, en una primera aproximación, una elipse de baja excentricidad (0,054), con una distancia a la Tierra que ronda los 356.000 km en el perigeo y los 406.000 km en el apogeo. La distancia media es de unos 384.402 km, o lo que es lo mismo, 1,3 segundos-luz. El periodo de revolución es de 27,32 días y el sentido del movimiento de oeste a este, es decir, en sentido antihorario visto desde el Norte del sistema solar. El plano de la órbita está ligeramente inclinado respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol (5° 9' en promedio), por lo que corta a ésta sólo en dos puntos, llamados nodos lunares. El nodo en el que la Luna pasa del sur al norte se denomina nodo ascendente y el contrario se llama nodo descendente.
Sin embargo, la órbita real es más compleja, no una elipse fija, sino que va cambiando debido a la influencia del Sol, que ejerce una fuerza gravitatoria sobre la Luna que es más del doble de la que ejerce la Tierra, pero también por la influencia de los otros planetas e incluso de la no esfericidad de la Tierra. Todo ello hace que el cálculo de la órbita de la Luna sea uno de los problemas más complejos de la mecánica celeste.[1]
Uno de los cambios es el alejamiento de la órbita, que se mide con precisión mediante pulsos láser enviados a la superficie de la Luna y devueltos por los retrorreflectores situados allí por las misiones lunares norteamericanas y soviéticas. Este alejamiento es de 3,8 cm al año y se explica por la transferencia de energía causada por las mareas que la Luna induce en la Tierra. Esta transferencia de energía depende de la distribución de los continentes en la Tierra, por lo que no ha sido constante a lo largo de la historia del sistema Tierra-Luna.
Otros efectos son el avance del perigeo, la retrogradación de la línea de nodos, la evección y la variación de la inclinación de la órbita. El avance del perigeo se refiere a que la posición del perigeo avanza, es decir, se mueve en dirección Este, dando una vuelta completa cada 8,5 años. Por otro lado, tenemos la retrogradación de la línea de nodos, llamada a veces regresión de los nodos, que significa que la línea que une los nodos gira en sentido contrario al de la órbita, con un período de 18,61 años. Es como si el plano de la órbita se bamboleara continuamente, como hace una moneda al caer, que gira antes de quedarse quieta. La evección de la órbita hace referencia a que su excentricidad no es fija, sino que oscila entre 0,044 y 0,067 en un período de casi 32 días. La inclinación de la órbita respecto a la eclíptica también varía, entre 4° 58' y 5° 19'.
El periodo de revolución de la Luna alrededor de la Tierra, llamado mes sidéreo es de 27,32 días, sin embargo el período entre una fase nueva y la siguiente, conocido como período sinódico, lunación, o mes sinódico es de 29,53 días. Esto se debe a que durante cada revolución de la Luna la Tierra avanza unos 27° en su propia órbita alrededor del Sol, por lo que las posiciones relativas de los tres cuerpos no vuelven a ser las mismas hasta entonces.
Como vemos, las fases lunares dependen de la posición del Sol y la Luna respecto a la Tierra, y es común hablar de la «edad de la Luna» como el número de días pasados desde la última fase nueva.
Sólo en esta fase y en la fase llena es posible que se produzcan eclipses, tanto de Sol como de Luna, y sólo si esos momentos coinciden además con el paso de la Luna por uno de sus nodos. Por ello los eclipses ocurren en intervalos irregulares, y sólo repiten su ciclo aproximadamente cada 18 años. El número combinado de eclipses totales o parciales de Sol y Luna no puede exceder de 7 o ser menor a 2 en un año dado.
La órbita de la Luna está inclinada 5° 9' respecto a la Eclíptica, a la que corta en dos puntos llamados Nodos ascendente y descendente. Si los nodos estuviesen fijos, el Sol los atravesaría cada medio año, y si coincidiese la proximidad del paso con una sicigia, se produciría un eclipse. Los eclipses ocurrirían siempre en las mismas constelaciones zodiacales. Pero esto no es así: los nodos retrogradan sobre la Eclíptica, dando una vuelta en 18,6 años.
Dicho movimiento no es uniforme, en unas épocas su velocidad es doble de la media y en otras es nula, y los nodos son estacionarios. Esto ocurre cuando el Sol está en el Nodo y se anula la componente de la fuerza que causa este desplazamiento. Se produce durante los eclipses que la posición verdadera del nodo coincide con la longitud media y es más cómodo durante los eclipses hablar del nodo medio. El año de eclipses es el lapso entre dos pasos del Sol por el nodo ascendente lunar. Su valor es 346,6074 días. Como los eclipses se repiten con el paso del Sol por uno u otro nodo, la ocasión se repetirá cada 173,31 días, periodo denominado estación de eclipses.
De una lunación a la siguiente el nodo avanza 1,5º arco no despreciable y equivalente a 3 diámetros lunares.
Se puede usar los eclipses lunares totales para calcular la retrogradación de los nodos lunares. Se basa en que durante los eclipses el Nodo verdadero coincide con el medio. Además, si el eclipse total tiene fase grande, la Luna y el Sol estarán muy cerca del Nodo y calculando la longitud del Sol se tendrá la longitud de uno de los Nodos.
La órbita que describe la Luna alrededor de la Tierra equivale, aproximadamente, a una elipse en la que la Tierra ocupa uno de los focos. El movimiento es de Oeste a Este, en el mismo sentido de la rotación y la traslación terrestres.
El periodo de traslación lunar, es decir, el tiempo que tarda la Luna en volver a pasar por el mismo punto de la órbita, se denomina mes sidéreo y tiene una duración de 27,32 días solares medios. El plano de traslación lunar está inclinado respecto a la eclíptica en un ángulo que varía (según las interferencias gravitatorias del Sol) entre 4º 58′ y 5º 19′. La línea de los nodos, común a ambos planos, se cruza con las trayectorias orbitales en dos puntos llamados nodos. Estos se desplazan cada año a lo largo de la eclíptica 19º y para recorrerla al completo emplean 18,61 años solares medios.
La línea de los ábsides es la que une el perigeo y el apogeo, y también se desliza a lo largo de la eclíptica, pero en dirección opuesta respecto a la línea de los nodos, y para realizar el giro completo emplea 8,85 años solares medios.
La Tierra, el tercer planeta del Sistema Solar, tiene un sólo satélite: la Luna. Según la relación entre el tamaño de los planetas y sus satélites, la Luna es relativamente grande dentro del Sistema Solar, ya que su diámetro es de 3.470 kilómetros, un poco más de un cuarto del diámetro ecuatorial de la Tierra, que mide 12.756 kilómetros.
Los dos cuerpos interaccionan mediante los movimientos de rotación y traslación, de manera que se puede hablar de un sistema Tierra-Luna. El origen de la Luna no se conoce con exactitud, pero dada su densidad, similar a la de la corteza terrestre, es posible que, tras formarse nuestro planeta, un gran meteorito chocara contra él y una masa importante se desprendiera. Esta masa habría quedado gravitando alrededor del planeta madre. La densidad media de la Tierra es de 5,5 g/cm3, pero en su corteza es de 3,36 g/cm3, muy parecida a la densidad media de la Luna: 3,34 g/cm3.
La Luna gira sobre sí misma y también alrededor de la Tierra, en una órbita que es ligeramente elíptica. Este satélite tarda 27 días, 7 horas, 43 minutos y 12 segundos en completar una órbita en torno a nuestro planeta, tiempo que coincide con su periodo de rotación. Como resultado de esta coincidencia, la Luna presenta siempre la misma cara cuando es observada desde la Tierra.
El plano orbital de la Luna forma un ángulo de 5,1º con la eclíptica, nombre que recibe el plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Los puntos en que la órbita de la Luna corta la eclíptica se llaman nodos. Hay un nodo ascendente y un nodo descendente, y este hecho tiene una estrecha relación con los eclipses, tanto de Sol como de Luna. Para que se produzca un eclipse de Luna, es decir, que la sombra de la Tierra caiga sobre la Luna y la tape, ésta debe encontrarse situada sobre un nodo, alineada con el Sol.
Como hemos visto, al coincidir sus períodos de rotación y de traslación, la Luna nos muestra siempre la misma cara. Esta circunstancia no es exclusiva de la Tierra y la Luna. Todos los satélites del Sistema Solar muestran siempre la misma cara a sus respectivos planetas. La causa de ello se encuentra en el denominado gradiente gravitatorio, un efecto gravitacional que hace que los satélites frenen su movimiento de rotación hasta sincronizarlo con su movimiento de traslación alrededor del planeta.
La fuerza de marea debida a la Luna es poco importante sobre la parte sólida del planeta, aunque provoca las mareas en los océanos. Sin embargo, la fuerza de marea ejercida por la Tierra consiguió retener a la Luna tras la formación de este astro.
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