Indice:
- Tierra
- Sol
- Luna
- Relación
Tierra
Es un planeta del sistema solar que gira alrededor de su estrella —el Sol— en la tercera órbita más interna. Es el más denso y el quinto mayor de los ocho planetas del sistema solar. También es el más grande de los cuatro planetas terrestres o rocosos.
La Tierra se formó hace aproximadamente 4550 millones de años y la vida surgió unos mil millones de años después. Es el hogar de millones de especies, incluidos los seres humanos y actualmente el único cuerpo astronómico donde se conoce la existencia de vida.
Historia de la Tierra
La historia de la Tierra abarca alrededor de 4500 millones de años, aproximadamente un tercio de la edad del universo, desde su formación hasta la época actual. Está dividida en cuatro eones, siendo los tres primeros los que definen el Precámbrico. La Tierra se formó hace más de 4.600 millones de años a partir de una nebulosa inicial, al tiempo que lo hacía el resto de planetas de nuestro Sistema Solar.
Durante su historia, la Tierra ha experimentado cambios significativos, desde un pasado violento, sofocante y tóxico, hasta la aparición de la vida. La aparición en África del Homo erectus se produjo hace 1.8 millones de años, lo que equivale a unos 17 segundos antes del mediodía. En comparación con la historia de la Tierra, la presencia humana es apenas unas décimas de segundo.
La Tierra es el único cuerpo celeste en el que se sabe fehacientemente que existe vida. La vida surgió unos mil millones de años después de la formación de la Tierra. La atmósfera y otras condiciones abióticas han sido alteradas significativamente por la biosfera del planeta, favoreciendo la proliferación de organismos aerobios, así como la formación de una capa de ozono que junto con el campo magnético terrestre bloquean la radiación solar dañina, permitiendo así la vida en la Tierra .
En cuanto a la formación de la Tierra, aunque los avances científicos avanzan a pasos agigantados, la discusión sobre cómo se formó la Tierra aún no tiene un consenso claro. Aunque se sabe que la Tierra se formó hace aproximadamente 4.6 mil millones de años como resultado de una supernova, los científicos aún no han llegado a un consenso preciso sobre este tema.
La historia de la Tierra está marcada por momentos de gran actividad
durante los cuales las rocas de la corteza terrestre han sufrido fuertes
presiones y han dado lugar a las grandes montañas. Fueron nueve revoluciones
orogénicas y entre ellas grandes periodos de calma relativa en los que la
erosión siguió actuando y depositando grandes masas de sedimentos
procedentes de las montañas formadas anteriormente.
Evolución de la Vida
La evolución de la vida se refiere a los cambios en los organismos a lo largo del tiempo. Estos cambios ocurren a nivel genético y pueden ser el resultado de la selección natural, la deriva genética y otros procesos. La evolución explica cómo los seres vivos se adaptan a su entorno y cómo las especies modernas descienden de formas de vida antiguas que ya no existen en la Tierra
La Tierra proporciona el único ejemplo conocido de un entorno que ha dado lugar a la evolución de la vida. Se presume que procesos químicos altamente energéticos produjeron una molécula auto-replicante hace alrededor de 4000 millones de años, y hace entre 3500 y 3800 millones de años existió el último antepasado común universal. El desarrollo de la fotosíntesis permitió que los seres vivos recogiesen de forma directa la energía del Sol; el oxígeno resultante acumulado en la atmósfera formó una capa de ozono (una forma de oxígeno molecular [O3]) en la atmósfera superior. La incorporación de células más pequeñas dentro de las más grandes dio como resultado el desarrollo de las células complejas llamadas eucariotas. Los verdaderos organismos multicelulares se formaron cuando las células dentro de colonias se hicieron cada vez más especializadas. La vida colonizó la superficie de la Tierra en parte gracias a la absorción de la radiación ultravioleta por parte de la capa de ozono.
En la década de 1960 surgió una hipótesis que afirmaba que durante el período Neoproterozoico, desde 750 hasta los 580 Ma, se produjo una intensa glaciación en la que gran parte del planeta fue cubierto por una capa de hielo. Esta hipótesis ha sido denominada la "Glaciación global", y es de particular interés, ya que este suceso precedió a la llamada explosión del Cámbrico, en la que las formas de vida multicelulares comenzaron a proliferar.
Forma
La Tierra proporciona el único ejemplo conocido de un entorno que ha dado lugar a la evolución de la vida Se presume que procesos químicos altamente energéticos produjeron una molécula auto-replicante hace alrededor de 4000 millones de años, y hace entre 3500 y 3800 millones de años existió el último antepasado común universal. El desarrollo de la fotosíntesis permitió que los seres vivos recogiesen de forma directa la energía del Sol; el oxígeno resultante acumulado en la atmósfera formó una capa de ozono (una forma de oxígeno molecular [O3]) en la atmósfera superior. La incorporación de células más pequeñas dentro de las más grandes dio como resultado el desarrollo de las células complejas llamadas eucariotas. Los verdaderos organismos multicelulares se formaron cuando las células dentro de colonias se hicieron cada vez más especializadas. La vida colonizó la superficie de la Tierra en parte gracias a la absorción de la radiación ultravioleta por parte de la capa de ozono.
En la década de 1960 surgió una hipótesis que afirmaba que durante el período Neoproterozoico, desde 750 hasta los 580 Ma, se produjo una intensa glaciación en la que gran parte del planeta fue cubierto por una capa de hielo. Esta hipótesis ha sido denominada la "Glaciación global", y es de particular interés, ya que este suceso precedió a la llamada explosión del Cámbrico, en la que las formas de vida multicelulares comenzaron a proliferar.
Tamaño
La circunferencia en el ecuador es de 40 091 km. El diámetro en el ecuador es de 12 756 km y en los polos de 12 730 km.
El diámetro medio de referencia para el esferoide es de unos 12 742 km, que es aproximadamente 40 000 km/π, ya que el metro se definió originalmente como la diezmillonésima parte de la distancia desde el ecuador hasta el Polo Norte por París, Francia.
Composición química
La masa de la Tierra es aproximadamente de 5,98×1024 kg. Se compone principalmente de hierro (32,1 %), oxígeno (30,1 %), silicio (15,1 %), magnesio (13,9 %), azufre (2,9 %), níquel (1,8 %), calcio (1,5 %) y aluminio (1,4 %), con el 1,2 % restante formado por pequeñas cantidades de otros elementos. Debido a la segregación de masa, se cree que la zona del núcleo está compuesta principalmente de hierro (88,8 %), con pequeñas cantidades de níquel (5,8 %), azufre (4,5 %), y menos del 1 % formado por trazas de otros elementos.
El geoquímico F. W. Clarke (1847-1931), llamado «el padre de la geoquímica por haber determinado la composición de la corteza de la Tierra», calculó que un poco más del 47 % de la corteza terrestre se compone de oxígeno. Los componentes de las rocas más comunes de la corteza de la Tierra son casi todos los óxidos. Cloro, azufre y flúor son las únicas excepciones significativas, y su presencia total en cualquier roca es generalmente mucho menor del 1 %. Los principales óxidos son sílice, alúmina, óxido de hierro, de calcio, de magnesio, potasio a y sodio. La sílice actúa principalmente como un ácido, formando silicatos, y los minerales más comunes de las rocas ígneas son de esta naturaleza. A partir de un cálculo sobre la base de 1672 análisis de todo tipo de rocas, Clarke dedujo que un 99,22 % de las rocas están compuestas por 11 óxidos (véase el cuadro a la derecha). Todos los demás compuestos aparecen solamente en cantidades muy pequeñas.
Estructura interna
El interior de la Tierra, al igual que el de los otros planetas terrestres, está dividido en capas según su composición química o sus propiedades físicas (reológicas), pero, a diferencia de los otros planetas terrestres, tiene un núcleo interno y externo distintos. Su capa externa es una corteza de silicato sólido, químicamente diferenciado, bajo la cual se encuentra un manto sólido de alta viscosidad. La corteza está separada del manto por la discontinuidad de Mohorovičić, variando el espesor de la misma desde un promedio de 6 km en los océanos a entre 30 y 50 km en los continentes. La corteza y la parte superior fría y rígida del manto superior se conocen comúnmente como la litosfera, y es de la litosfera de lo que están compuestas las placas tectónicas. Debajo de la litosfera se encuentra la astenosfera, una capa de relativamente baja viscosidad sobre la que flota la litosfera. Dentro del manto, entre los 410 y 660 km bajo la superficie, se producen importantes cambios en la estructura cristalina. Estos cambios generan una zona de transición que separa la parte superior e inferior del manto. Bajo el manto se encuentra un núcleo externo líquido de viscosidad extremadamente baja, descansando sobre un núcleo interno sólido. El núcleo interno puede girar con una velocidad angular ligeramente superior que el resto del planeta, avanzando de 0,1 a 0,5° por año.Luna
Es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro ecuatorial de 3474,8 km, es el quinto satélite más grande del sistema solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto a su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa. Es, además, después de Ío, el segundo satélite más denso.
A pesar de ser, en apariencia, el objeto más brillante en el cielo después del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la Luna un objeto con importante influencia cultural desde la antigüedad, tanto en el lenguaje como en el calendario, el arte o la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las mareas y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que se vea en el cielo con el mismo tamaño que el Sol y permite que la Luna cubra exactamente al Sol en los eclipses solares totales.
- Caras de la luna
-
90° Oeste -
Cara visible -
-
90° Este -
-
-
Rotación de la Luna
.jpg)
La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, expulsando material en órbita alrededor de esta, el cual se fusionó para formar la Luna. Se cree que en el Sistema Solar primitivo eran frecuentes impactos gigantescos como este. Los modelados de un gran impacto por simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la materia de la Luna proviene del objeto que impactó, no de la joven Tierra.
Origen
La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, expulsando material en órbita alrededor de esta, el cual se fusionó para formar la Luna.11 Se cree que en el Sistema Solar primitivo eran frecuentes impactos gigantescos como este. Los modelados de un gran impacto por simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la materia de la Luna proviene del objeto que impactó, no de la joven Tierra.
Distancia a la luna
En astronomía, una distancia lunar (LD) es la medida de la distancia desde la Tierra a la Luna. La distancia media entre la Tierra y la Luna es 384 400 kilómetros17 (1.26 segundos a velocidad de la luz). La distancia real varía a lo largo de la órbita de la Luna.
Se realizan mediciones de alta precisión de la distancia a la Luna midiendo el tiempo que tarda la luz en viajar entre las estaciones LIDAR en la Tierra y los retrorreflectores colocados en la Luna.
La Luna se aleja de la Tierra a una tasa promedio de 3,8 cm por año, como lo detectó el experimento de medición lunar láser.
Libraciones
Debido a la excentricidad de la órbita lunar, la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver, desde la Tierra, un 59 % de la superficie de la Luna —en vez del 50 %—, como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur. Estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones.
Libración en longitud
Se debe a que el movimiento de rotación de la Luna es uniforme mientras que su velocidad angular no lo es. Es máxima en el perigeo y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración el satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.
Libración en latitud
Es debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su órbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30′ con el plano de la eclíptica y como el de la órbita lunar es de 5° con respecto a la eclíptica, entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su órbita es de 6° 30′. Por lo tanto, no solo pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30′ más allá del polo sur. Esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27,2 días.
Libración diurna
Se debe al hecho de que el radio terrestre no es despreciable con respecto a la distancia a la Luna. El valor de esta libración es de casi un grado, valor aproximado a su grado de paralaje.
Sistema binario
La Luna por su tamaño es el quinto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12500 la masa de Júpiter, Titán es 1/4700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De esta manera se podría considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.
Planeta doble
Es la denominación que algunos científicos dan al sistema Tierra-Luna debido al desmesurado tamaño que presenta el satélite con relación al planeta, de solamente 81 veces menor masa y únicamente 3,6 veces menor de diámetro (si el planeta fuese del tamaño de una pelota de baloncesto, la Luna sería como una pelota de tenis).
Esta afirmación se apoya en las relaciones existentes entre los distintos planetas del Sistema Solar y sus satélites, variando estas entre las 3,6/1 veces menor de la Luna y las 8924/1 del satélite XIII Leda con relación a Júpiter.
Otras relaciones son: V Miranda 105/1 con relación a Urano, II Deimos 566/1 con relación a Marte o I Ío de 39/1 con relación a Júpiter.
También se apoya esta denominación en la inexistencia de más satélites naturales que orbiten a la Tierra, pues lo habitual es que no exista ninguno (caso de Mercurio o Venus) o que existan multitud de ellos como sucede en los planetas del tipo joviano.
Así, cuando se dice que la Tierra describe una elipse en torno al Sol, en realidad se debe decir que la órbita la describe el centro del sistema Tierra-Luna. Ambos astros, unidos por un eje invisible, forman algo así como una haltera disimétrica que gira en torno a su centro de gravedad.
Debido a que la masa de la Tierra es muy superior a la de la Luna, ese centro, denominado baricentro, que divide a la masa común en dos partes iguales, está situado en el interior del globo terrestre, a unos 4683 km de su centro. Así, 26 veces al año, la Luna pasa alternativamente de uno al otro lado de la órbita terrestre.
De esas consideraciones, se desprende que los movimientos de la Luna son mucho más complejos de lo que se supone, siendo necesario para determinar con exactitud los movimientos reales de la Luna tener en cuenta nada menos que 1.475 irregularidades en los movimientos lunares diferentes y que incluyen las perturbaciones de su órbita debidas a la atracción ejercida por los demás astros del sistema solar, especialmente Venus (el más cercano) y Júpiter (el de mayor masa), así como entre otros la aceleración secular del movimiento de la Luna.
Órbita de la Luna
La Luna describe alrededor de la Tierra una trayectoria elíptica de baja excentricidad, a una distancia media de 384 400 kilómetros y en el mismo sentido (antihorario) al movimiento de traslación terrestre alrededor del Sol. La distancia entre la Tierra y su satélite natural varía, así como también lo hace la velocidad en la órbita.26
Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que permite ver un poco más de la superficie lunar al Este y al oeste, que de no ser así no se vería. El plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la eclíptica unos 5° por lo que se produce una Libración en latitud que permite ver alternativamente un poco más allá del polo norte o del polo sur de la Luna. 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 está suficientemente lejos de la Tierra y la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significativa. 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 5° y 5° 19′. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos. Además, la órbita Luna-Tierra se encuentra inclinada respecto al plano de la órbita Tierra-Sol, de modo que únicamente en dos puntos de su trayectoria, llamados nodos, pueden producirse eclipses solares o lunares.
Asimismo, la Luna se aleja unos cuatro centímetros al año de la Tierra,27 a la vez que va frenando la rotación terrestre —lo que hará que en un futuro lejano los eclipses totales de Sol dejen de producirse al no tener la Luna suficiente tamaño como para tapar completamente el disco solar—. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar este proceso. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18 000 kilómetros de la Tierra —el límite de Roche—, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolución.28
Un estudio de la Agencia Espacial Europea realizado en 2019, con datos recopilados por el observatorio SOHO, establece que la Luna orbita dentro de la atmósfera terrestre pues la región más distante de esta se extiende más allá de la órbita de la Luna y tiene un radio de 630 000 km, 50 veces el diámetro de la Tierra.29
Eclipses
Un eclipse lunar es un evento astronómico que sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, generando un cono de sombra que oscurece a la Luna. El diámetro del Sol es 400 veces más grande que el de la Luna, pero también está 400 veces más lejos, de modo que ambos abarcan aproximadamente el mismo ángulo sólido para un observador situado en la Tierra. La Luna en un eclipse lunar puede contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Los eclipses lunares se clasifican en 3 tipos. Estos sonː
- Penumbralesː la luna llena pasa solamente por la zona de la penumbra del cono de sombra terrestre. Su luminosidad relativa muy poco, por lo tanto no se percibe una vista simple.
- Parcialesː la luna llena no entra completamente en el cono de sombra de la Tierra, es decir parte queda en la penumbra y parte en la umbra, será entonces parcial.
- Totalesː la luna llena entra completamente en el cono de sombra terrestre adquiriendo distintos colores desde un amarillento, anaranjado, cobrizo suave hasta uno oscuro.
Por el contrario, en un eclipse solar, la silueta oscura de la Luna oscurece por completo la brillante del Sol (eclipse total) y en determinada parte de su órbita, cuando está más distante, no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular) o no está exactamente en línea con la Tierra y la Luna solo oscurece parcialmente al Sol (eclipse parcial).
La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se debe tener presente la periodicidad con que estos se producen (Periodo Saros).
Sol
Luz solar
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie y que es directamente expuesta como luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente a 1361 W/m² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (ua) del Sol (es decir, en la Tierra o a la misma distancia del Sol que ella).
El color del Sol es blanco con un índice de color-espacio (CIE) cercano al (0,3; 0,3) cuando se ve desde el espacio o desde lo alto del cielo; en cambio, cuando se observa desde una zona baja del cielo la dispersión atmosférica del Sol tiene un color amarillo, rojo, naranja y magenta.
Composición
Compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio; que representan el 74,9 % y el 23,8 % de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, con el oxígeno (más o menos el 1 % de la masa del Sol), carbono (0,3 %), neón (0,2 %), y el hierro (0,2 %), que es el más abundante.
Estructura
ompuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio; que representan el 74,9 % y el 23,8 % de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, con el oxígeno (más o menos el 1 % de la masa del Sol), carbono (0,3 %), neón (0,2 %), y el hierro (0,2 %), que es el más abundante.
Núcleo
Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1⁄5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tarda un millón de años en alcanzar la superficie solar.17 En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y un 2 % que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares.
Zona radiante
En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiactiva. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino.Zona convectiva
Esta región se extiende por encima de la zona radiante y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad.19 Por lo cual se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes.
Actividad solar
La eyección de masa coronal (CME) es una onda formada por radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar.
Importancia de la energía solar en la Tierra
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condensó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol.
Relación Sol-Tierra-Luna
La Tierra, el lugar donde habitamos, sin lugar a dudas es un espacio dotado de infinitas bondades que ayudan a que se desarrolle vida dentro del planeta. El Sol y la Luna también influyen en este desarrollo, por su parte, el Sol es importante para la Tierra pues es la mayor fuente de energía y gracias a él existe la vida en nuestro planeta. En lo que respecta a la Luna, ésta es esencial para que las mareas sean posibles.
Influencia del Sol y la Luna en la Tierra
A lo largo de la historia y en la mayoría de las culturas, el Sol y la Luna fueron considerados como importantes deidades, se edificaron centros ceremoniales y ofrecieron sacrificios en su honor.
La energía del Sol llega a la Tierra como ondas electromagnéticas, las cuales influyen en diferentes fenómenos físicos, biológicos y humanos.
En lo que respecta a la Luna, ésta influye en varios fenómenos de la superficie terrestre. Un ejemplo de ello son las mareas, es decir, en las subidas y bajadas del nivel del mar, lo cual ocurre cada 12 horas a consecuencia de los movimientos lunares y de la atracción que la gravedad de la Luna causa sobre la Tierra.
Cuando la Luna está más cerca de la Tierra la gravedad aumenta, dado que la distancia con los objetos se acorta, y es también cuando se observa el incremento en el nivel del agua. Pero, conforme la Luna comienza a alejarse, el nivel del mar vuelve a disminuir. Por ello, es sabido que cuando la Luna está encima de un océano, este aumenta su nivel; mientras que si se encuentra en el lado opuesto de la Tierra, la marea baja. La Luna también determina los ciclos terrestres, ya que modera el movimiento del planeta sobre su eje, este hecho influye para que el clima sea relativamente estable.
Comentarios
Publicar un comentario