El Sol brilla luminoso (16 page)

Se me ocurrió que si me montaba en una montaña rusa con la chica con la que estaba citado, la muchacha chillaría y se aferraría muy de cerca, y que esta sensación, estaba seguro de ello (aunque aún no la había experimentado), sería una de tipo placentero. Por lo tanto, sugerí las montañas rusas y mi acompañante femenina, con serena compostura, se mostró de acuerdo.

Mientras arrancábamos hacia la primera cumbre, recuerdo que especulé acerca de las posibilidades de besarla mientras se pegase a mí presa de impotente terror. Incluso traté de llevar a la práctica este vil plan mientras nos acercábamos al punto alto de la cuesta y comenzábamos a movemos hacia abajo.

Lo que me detuvo fue el agonizante descubrimiento de verme poseído por un virulento ataque (hasta entonces insospechado) de acrofobia, un miedo cerval a las alturas y a las caídas.

Fui yo el que me agarré a la joven dama (que no pareció afectada ni por una ni por otra sensaciones, ya fuese la de caer o la de verse agarrada), y yo tampoco disfruté en absoluto de ninguna de ambas cosas. Lo que quise, con todas las fibras de mi ser, es que la damita se convirtiese en el suelo firme.

Sobreviví al viaje, pero la impresión de frialdad de macho que había estado tratando de cultivar quedó irrecuperablemente arruinada y, no cabe necesidad de decirlo, no conseguí a la muchacha. (Y, probablemente, no la habría conseguido de todas las maneras.)

Naturalmente, no deben hacer de esto algo peor de lo que fue. Es sólo mi propia caída a la que soy contrario y a considerarla una mala idea. No pierdo el sueño por las cosas que caen. Por ejemplo, nunca me he preocupado acerca de la caída de la Luna.
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En realidad, no obstante, la Luna no se cae. El hecho es que, incluso, sucede todo lo contrario, lo cual me lleva al tema del presente capítulo.

En el capítulo anterior he expuesto la manera en la que las mareas socavan la energía rotacional de la Tierra, originando que se retarde la rotación de la Tierra, y que el día aumente en duración, en la proporción de 1 segundo cada 62.500 años.

Expliqué que la Luna, con una energía de rotación menor que la Tierra, y sujeta a una influencia más intensa de las mareas terrestres de lo que estamos sujetos a la Luna con su masa menor, ve cómo se aumenta su día con un índice más rápido. El período de rotación de la Luna es de 27,32 días en la actualidad, un período que resulta exactamente igual a su período de revolución respecto de la Tierra (y con relación a las estrellas).

Con el período de su rotación igual al período de su revolución, la Luna presenta siempre la misma cara hacia la Tierra. Un abultamiento de mareas en la Luna siempre se enfrenta, directamente, hacia nosotros, y el otro abultamiento, también directamente, se aparta de nosotros. La Luna no gira a través de los abultamientos y la acción de las mareas cesa. Por lo tanto, su día ya no aumenta de igual modo que en el pasado. La Luna se halla aún sujeta a una
pequeña
influencia de las mareas por parte de la Tierra.

La órbita de la Luna es ligeramente elíptica. Esto significa que se encuentra más cercana a la Tierra, durante una mitad de su órbita, que durante la otra. Mientras la Luna está más cerca de la Tierra, avanza un poco más de prisa que la media; cuando está más alejada, se mueve un poco más despacio.

Por otra parte, su índice de rotación es, absolutamente, firme, sin tener en cuenta la distancia respecto de la Tierra.

Mientras la Luna se halla en la mitad más próxima de su órbita, su mayor velocidad orbital sobrepasa a su velocidad rotacional, y la superficie de la Luna (tan y como se ve desde la Tierra) parece derivar muy lentamente del Este al Oeste. En la mitad más alejada de su órbita, la menor velocidad orbital se encuentra por detrás de la velocidad de rotación, y la superficie de la Luna (una vez más tal y como es vista desde la Tierra) parece moverse muy despacio del Oeste hacia el Este.

Esta lenta oscilación de la superficie lunar, en primer lugar en una dirección, durante dos semanas, y luego en otra dirección durante dos semanas más, se llama «libración», de la palabra latina que significa «balanza». (La Luna parece balancearse, levemente, de atrás hacia delante, en torno de un punto de equilibrio, como lo efectúa la balanza cuando se coloca encima de uno u otro de los platillos un peso pequeño.)

A causa de la libración, el abultamiento de las mareas se mueve levemente y consume energía de rotación. Esto tiende a amortiguar la libración con lentitud y aparece una tendencia a que la Luna se trabe con mayor fijeza en su sitio. La única forma de que esto suceda en cuando la órbita de la Luna se convierte en menos elíptica y más exactamente circular. Si la órbita de la Luna fuese perfectamente circular, el índice de rotación y el de revolución se ajustarían con mayor exactitud y la libración concluiría.

El hecho de que la Luna no gire en el plano del ecuador de la Tierra, introduce un impulso descentrado del abultamiento del ecuador de la Tierra, el cual, de nuevo, de origen a una influencia de mareas que puede ser contrarrestada por el más lento movimiento de la Luna sobre el plano ecuatorial.

Esta influencia secundaria de las mareas ya la he descrito como más débil que la que, gradualmente, retarda la rotación del mundo, por lo que, aunque ha existido el tiempo suficiente para en lentecer la rotación de la Luna sobre su período de revolución, no ha existido, sin embargo, tiempo suficiente para variar su órbita a otra circular en el plano ecuatorial.

No obstante, consideremos ahora los dos satélites de Marte. Dichos satélites fueron capturados, posiblemente en unos años tardíos en la historia de Marte, Originariamente, debieron encontrarse girando en torno de Marte en unas órbitas más bien elípticas y agudamente inclinadas. De todos modos, son cuerpos pequeños, con escasa energía de rotación, y la influencia de las mareas de Marte ha ejercido su acción sobre ellos. No sólo presentan eternamente una cara hacia Marte, sino que se mueven en unas órbitas circulares en el plano ecuatorial del planeta.

Pero, ¿no debería la rotación de la Tierra convertirse en gravitacionalmente trabada, llegado el caso, bajo la influencia de las mareas de la Luna?

Sabemos que el período de rotación de la Tierra se está retardando. Dado que la Luna tiene un efecto menor de mareas sobre la Tierra que el de la Tierra sobre la Luna, y puesto que la Tierra posee considerablemente más energía rotacional de la que la Luna ha poseído jamás, el índice de rotación de la Tierra disminuye a un paso mucho más gradual que el de la Luna.

De todos modos, algún día, digo
algún día,
¿no se retardará el índice de rotación de la Tierra hasta el punto en que se iguale la revolución de la Luna respecto de la Tierra? ¿No se enfrentará siempre una cara de la Tierra hacia la Luna, del mismo modo que un lado de la Luna siempre se enfrenta hoya la Tierra? Cuando esto suceda, ¿el abultamiento de las mareas en la Tierra será también estacionario, y ni la Tierra ni la Luna se hallarán mutuamente sujetas a la influencia de las mareas, y no significará esto que ya no habrá más cambios?

Cuando ello ocurra, la Tierra podría (cabe esta suposición) tener un día que fuese de 27,3 días de duración, y la Tierra y la Luna girarían una respecto de otra al igual que unas pesas, unidas por una barra dotada de una influencia de mareas apenas perceptible.

Bien, no exactamente. Cuando la rotación de las pesas entre en acción, el período de rotación de la Tierra no será entonces de 27,32 días de duración.

Consideramos ahora por qué no será así.

Cuando la energía rotacional desaparece, no puede,
realmente,
desaparecer, gracias a la ley de conservación de la energía, pero puede (y lo hace así) cambiar su forma. Y se calienta. La pérdida de energía de rotación es tan lenta, que el calor formado no resulta significativo y sólo se añade, insensiblemente, al calor ganado al Sol (el cual debe de ser, y así ocurre, irradiado por la noche).

Mientras su rotación disminuye, la Tierra también pierde inercia angular rotacional, pero ésta no puede desaparecer, gracias a la ley de conservación de la inercia angular. La pérdida debe, en cierto modo, compensarse con una ganancia en otra parte.

La inercia angular, sin entrar en las matemáticas de la misma, depende de dos cosas: de la velocidad media de rotación en el eje de todas las partes del cuerpo que gira, y de la distancia media desde el eje hasta todas las partes del cuerpo rotacional. La inercia angular sube o baja a medida que la velocidad aumenta o disminuye, y también sube o baja a medida que la distancia se incrementa o disminuye.

En cuanto la inercia de rotación angular disminuye a causa de la pérdida de velocidad de rotación, merced a la acción de las mareas, esto llega a compensarse, y la ley de conservación de la inercia angular se mantiene, si aumenta la distancia media de todas las partes de la Tierra desde el eje de rotación. En otras palabras, todo marcharía bien si una Tierra retardada pudiese expansionarse de tamaño: Pero no puede… La Tierra no puede expansionarse contra la fuerza de su propia gravedad.

¿Dónde nos lleva todo esto?

Pues verán, la Tierra y la Luna giran una en torno de otra en una revolución mensual, por lo que existe una inercia angular de revolución, lo mismo que otra rotacional para cada cuerpo. Los dos cuerpos rodean el centro de gravedad del sistema Tierra-Luna.

La localización del centro de gravedad depende de algo que podemos denominar el principio del columpio. Si dos personas de igual masa se encuentran en los extremos opuestos de un columpio, dicho columpio se equilibraría si el fulcro estuviese debajo del centro exacto del tablón. Si una persona tuviese mayor masa que la otra, el fulcro estaría más cerca de la persona con una masa mayor. Para ser exactos, la masa de la persona
A
multiplicada por su distancia desde el fulcro, debe de ser igual a la masa de la persona
B
multiplicada por su distancia a partir del fulcro. Si la persona
A
posee diez veces más masa que la persona
B,
la persona
A
debería encontrarse alejada sólo una décima parte respecto del fulcro que la persona
B.

Imaginemos a la Tierra y a la Luna en los bordes opuestos de un columpio, con el fulcro emplazado en el «centro de gravedad». La Tierra tiene 81,3 veces más masa que la Luna. Por lo tanto, la distancia desde el centro de la Tierra al centro de gravedad debe hallarse 1/81,3 veces tan separada como la distancia desde el centro de la Luna al centro de gravedad.

La distancia media del centro de la Tierra, desde el centro de la Luna, es de 484.404 Km. Si tomamos un 1/81,3 de esto, obtenemos 4.728 kilómetros.

Ello significa que el centro de la Tierra se halla a 4.728 Km del centro de gravedad, mientras que el centro de la Luna está, naturalmente, a 379.676 del mismo. Tanto la Luna como la Tierra giran alrededor de este centro de gravedad una vez cada 27,32 días, realizando la Luna un amplio círculo, y la Tierra otro mucho menor.

En realidad, el centro de gravedad, al ser sólo de 4.728 Km desde el centro de la Tierra, está más cerca del centro de la Tierra de lo que está la superficie de la Tierra. El centro de gravedad del sistema Tierra-Luna está localizado a 1.650 Km
por debajo
de la superficie de la Tierra.

Por lo tanto, cabe decir, sin mentir exageradamente, que la Luna gira en torno de la Tierra. Sin embargo, no gira en torno del centro de la Tierra.

Si la órbita de la Luna fuese un círculo exacto, el centro de la Tierra también describiría un círculo exacto, aunque fuese una con sólo 1/81,3 veces el diámetro. En la actualidad, la órbita de la Luna es levemente elíptica, lo cual significa que la distancia entre la Luna y la Tierra aumenta y disminuye levemente en el curso del mes. La posición del centro de gravedad se mueve, en consecuencia, ligeramente más lejos y más cerca del centro de la Tierra.

En su punto más alejado, el centro de gravedad del sistema Tierra-Luna está a 5.001 Km del centro de la Tierra, y en su punto más cercano a 4.383 Km del centro de la Tierra. Por ello, su posición varía desde 1.377 a 1.995 Km por debajo de la superficie terrestre.

Por consiguiente, es del todo posible equilibrar la pérdida de la inercia angular rotacional gracias a una ganancia igual en la inercia angular de revolución. Esto ocurrirá si la distancia de la Tierra y la Luna aumentase respecto del centro de gravedad.

Se trata de otro modo de decir que, mientras la influencia de las mareas de la Luna retarda muy gradualmente la rotación de la Tierra, aumenta también muy gradualmente la distancia de la Luna respecto de nosotros. Por ello, como he dicho al principio de este ensayo, la Luna no está cayendo, sino alzándose.

Mientras la Luna se aleja de nosotros, su diámetro angular aparente disminuye. En un pasado alejado, estaba claramente más cerca y, por lo tanto, era mayor en aspecto. En un lejano futuro, se hallará de modo claro más lejos y, por ello, será menor en aspecto.

Esto significa que, en el futuro, los eclipses totales del Sol cesarán de ser visibles desde la superficie de la Tierra. En el momento presente, la Luna ya es, en cierto modo, más pequeña en diámetro aparente que el Sol, por lo que, incluso cuando la Luna se halla directamente enfrente del Sol, tiende a no cubrirlo por completo. Un ligero borde del Sol queda más allá de la Luna a todo alrededor, y se forma un «eclipse anular». Esto es debido a que el diámetro angular medio del Sol es de 0,533° y el de la Luna de 0,518°.

Si la órbita de la Luna en torno de la Tierra fuese exactamente circular, y la órbita de la Tierra en torno de la Luna fuese también exactamente circular, ocurriría de este modo. Existirían sólo eclipses anulares, en le mejor de los casos, y nunca habría ningún eclipse total de Sol.

No obstante, la órbita de la Tierra es ligeramente elíptica, por lo que su distancia al Sol varía. Por ello, el Sol tiende a estar un poco más lejos que el promedio durante una mitad del año, y un poco más cerca que la media durante la otra mitad. Ya he mencionado que esto es cierto, respecto de la Luna, en su ciclo mensual.

El Sol es más pequeño en apariencia cuanto más lejos se encuentra, y su diámetro angular es entonces de 0,524°. La Luna es mayor en aspecto cuanto más cerca se halle, y su diámetro angular será entonces de 0,558°. Por ello, existe la posibilidad de un eclipse total de Sol, cuando el astro se halle más lejos (y sea más pequeño) que lo usual, y la Luna se encuentre más cerca (y sea más grande) que lo acostumbrado, o ambas cosas.