La Luna

La Luna, es el satélite natural de la Tierra, pero dado que reúne ciertas características –entre otras, la de ser el satélite más grande en relación con su planeta- que la diferencian del resto del sistema solar, bien se la puede considerar como un pequeño planeta. Algunos científicos consideran que la Luna y la Tierra forman un sistema un sistema planetario doble. Acerca del origen de la Luna se han formulado diversas teorías a lo largo del tiempo, sin que hasta la fecha se haya podido rechazar ninguna de una manera cierta, una estrella, por ejemplo, afirma que, tras su formación, fue capturado por la Tierra, lo que se encierra la dificultad de establecer cómo pudo suceder que un cuerpo del tamaño de la Luna fuera frenado durante su trayectoria de aproximación a la Tierra. También se baraja la posibilidad de que la Luna, la Tierra y Marte tuvieron su origen común, es decir, que surgieron a partir de un planeta primitivo dividido en dos fragmentos desiguales, siendo el mayor de ellos la Tierra y Marte el de menor tamaño. En este caso la Luna vendría ser una especie de más desprendida del protoplasma y que quedo en órbita alrededor del fragmento de mayor tamaño. No obstante, la teoría más aceptable es la que afirma que la Tierra capturó pequeñas partículas de la nube de polvo y gas que originó el sistema solar, partículas que, al condensarse, conformaron un cuerpo que continuó girando en torno a nuestro planeta.

Dimensiones, masa y gravedad de la luna.

la Luna como la Tierra, tienen una forma esférica o, mejor dicho, aproximadante esférica, ya que presentan una doble protuberancia causada por la atracción terrestre.

El diámetro lunar representa algo más de la cuarta parte del de la Tierra, es decir, 3.473 km. Conocido su radio, es posible calcular su volumen y superficie. Su masa es de 7,35 x 10²² kg, lo que equivale a 1/81,4 la de la Tierra. La superficie lunar mide casi 38 millones de km².

La densidad media de la Luna es de 3.34 g/cm³, bastante inferior a la de la tierra, hecho que advierte de que su composición interna debe ser diferente a la de la planta. Además, su gravedad es un sexto de la Tierra, alrededor de 1,62 cm/seg². Ello significa que los movimientos sobre la superficie lunar requieren menor esfuerzo; un hombre con un peso de 66 kg en la Tierra no sobrepasará los 11 kg en la Luna. Además, una gravedad ten débil no es capaz de mantener una atmósfera, dado que las moléculas o partículas que componen sus gases se mueven a una velocidad excesiva. Incluso la Tierra, con una masa mayor, no ha podido retener gases como el hidrógeno y el helio, que han superado nuestra velocidad de escape y ya casi no existe en la atmosfera terrestre.

La temperatura de la Luna oscila entre 101-130° C durante el día y -162 °C durante la noche. Esta temperatura tan extrema impide la existencia de agua en la superficie lunar, ya que durante el día se evaporaría y escaparía de la gravedad lunar.

Estructura y composición de el satélite natural la luna.

Los primeros estudios astronáuticos de la Luna se remontan a 1959, fecha en la que se lanzó la sonda automática soviética Luna-1. Durante la etapa inicial, las sondas soviéticas pusieron de manifiesto que la Luna carecía de un campo magnético potente y de cinturones de radiación; más adelante se estableció que, debido a su composición química, el material de la superficie lunar se asemejaba los basaltos terrestres (lo que ya se sabía por el estudio del albedo, que es la distinta capacidad para reflejar la luz solar que tienen las diferentes zonas lunares). Finalmente, las sondas Luna-16, Luna-20 y Luna-24 trajeron muestras del suelo lunar. En esencia, en esas muestras predominaban los basaltos, con una edad isotópica del orden de los 4.000-4.400 millones de años.

Estructura. Los sismógrafos que las naves Apolo dejaron en diferentes puntos de la superficie Lunar han aportado valiosos datos sobre la propagación de las ondas sísmicas en el interior de la Luna.

Formación

Varios mecanismos han sido propuestos para explicar la formación de la Luna hace 4527±10 millones de años. Esta edad se ha calculado según la datación del isótopo de las rocas lunares, entre 30 y 50 millones de años luego del origen del sistema solar. Estos incluyen la fisión de la Luna desde la corteza terrestre debido a fuerzas centrífugas, que deberían haber requerido también un giro inicial de la Tierra; la atracción gravitacional de la Luna en estado de formación, que hubiera requerido una extensión inviable de la atmósfera para disipar la energía de la Luna, que se encontraba pasando; y la co-formación de la Luna y la Tierra juntas en el disco de acreción primordial, que no explica la depleción de hierro en estado metálico. Estas hipótesis tampoco pueden explicar el fuerte momento ángular en el sistema Tierra-Luna.

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, volando material en órbita alrededor de esta, que 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. Además, ciertos meteoritos demuestran que las composiciones isotópicas del oxígeno y el tungsteno de otros cuerpos del Sistema Solar interior tales como Marte y Vesta son muy distintas a las de la Tierra, mientras que la Tierra y la Luna tienen composiciones isotópicas prácticamente idénticas. La mezcla de materia evaporada tras el impacto entre la Tierra y la Luna pudo haber equiparado las composiciones, aunque esto es debatido.

La importante cantidad de energía liberada en el gran impacto y la subsecuente fusión del material en la órbita de la Tierra pudo haber derretido la capa superficial de la Tierra, formando un océano de magma. La recién formada Luna pudo también haber tenido su propio oceáno de magma lunar; las estimaciones de su profundidad varían entre 500 km y el radio entero de la Luna.

Teoría del gran impacto

Representación artística del impacto gigante que es la hipótesis de cómo se formó la Luna

La teoría del gran impacto (en ingles Giant impact hypothesis, Big Whack o Big Splash) es la teoria científica más aceptada para explicar la formación de la Luna, que postula que se originó como resultado de una colisión entre la joven Tierra y un protoplaneta del tamaño de Marte, que recibe el nombre de Tea (o Theia) u ocasionalmente Orpheus u Orfeo. El nombre de Theia proviene de la mitología griega, ya que Theia o Tea era la Titánide madre de la diosa lunar Selene. La hipotesis, se planteó por primera vez en una conferencia sobre satélites en 1974 y luego fue publicada en la revista científica Icarus por William K. Hartmann y Donald R. Davis en 1975.

Tea

El gran impacto visto desde el polo sur terrestre.

Una de las hipótesis plantea que Tea se formó en un punto de Lagrange respecto a la Tierra, es decir, aproximadamente en la misma órbita pero 60º por delante (L4) o por detrás (L5). Conforme a lo sugerido en 1777 por el matemático Joseph-Louis de Lagrange, existen cinco puntos en la órbita terrestre en donde los efectos de la gravedad del planeta se anulan en relación con los del Sol. Dos de los puntos de Lagrange (L4 y L5), situados a 150 millones de kilómetros de la Tierra, son considerados estables y por tanto son zonas con potencial para permitir la acreción planetaria en competición con la Tierra. Fue en el punto L4 donde se piensa que Tea comenzó a formarse en el eón Hadeíco.

Cuando el protoplaneta Tea creció hasta un tamaño comparable al de Marte, unos 20 ó 30 millones de años después de su formación, se volvió demasiado masivo para permanecer de forma estable en una órbita troyano. La fuerza gravitacional impulsaba a Tea fuera del punto de Lagrange que ocupaba, al mismo tiempo que la fuerza de Coriolis empujaba al protoplaneta de vuelta al mismo. Como consecuencia de ello, su distancia angular a la Tierra comenzó a fluctuar, hasta que Tea tuvo masa suficiente para escapar de L4.

Formación de la Luna

Mientras Tea se encontraba atrapada en la órbita cíclica, la Tierra tuvo tiempo para diferenciar su estructura en el núcleo y manto que actualmente presenta. Tea también podría haber desarrollado alguna estratificación durante su estadio en L4. Cuando Tea creció lo suficiente para escapar del punto de Lagrange, entró en una órbita caótica y la colisión de ambos planetas se hizo inevitable, dado que ambos planetas ocupaban la misma órbita. Se piensa que el impacto pudo haber acontecido unos cientos de años después del escape definitivo. Se ha calculado que esto ocurrió hace 4 533 millones de años; se cree que Tea impactó la Tierra con un ángulo oblicuo a una velocidad de 40 000 km/h, destruyendo Tea y expulsando la mayor parte del manto de Tea y una fracción significativa del manto terrestre hacia el espacio, mientras que el núcleo de Tea se hundió dentro del núcleo terrestre. Ciertos modelos muestran que la colisión entre ambos cuerpos fue rasante y que Tea quedó en una órbita baja, estando unida con la Tierra por un puente de materia; posteriormente se alejó hasta varios diámetros terrestres para volver a chocar con la Tierra y acabar destruido por completo. Las condiciones existentes en el entorno terrestre tras el impacto fueron muy extremas, con el planeta fundido en su totalidad y rodeado por una atmósfera de roca vaporizada a 4000 °C que se extendía hasta una distancia de ocho radios terrestres.

Estimaciones actuales basadas en simulaciones por ordenador de dicho suceso sugieren que el 2% de la masa original de Tea acabó formando un disco de escombros, la mitad del cual se fusionó para formar la Luna entre uno y cien años después del impacto. Independientemente de la rotación e inclinación que tuviera la Tierra antes del impacto, después de éste, el día habría tenido una duración aproximada de cinco horas y el ecuador terrestre se habría desplazado más cerca del plano de la órbita lunar.

día habría tenido una duración aproximada de cinco horas y el ecuador terrestre se habría desplazado más cerca del plano de la órbita lunar.

Es posible, de acuerdo con diversas simulaciones, que se hubieran formado dos satélites a una distancia de 20 000 kilómetros de la Tierra. Sin embargo, la luna interna acabaría colisionando de nuevo con nuestro planeta o chocando con la otra 1 000 años después de su formación. Esta última hipótesis explicaría la diferencia existente entre la cara visible de la Luna y su cara oculta, proponiendo que la segunda luna habría tenido un diámetro aproximado de 1 200 kilómetros —más grande que el planeta enano Ceres — y que se hallaría en uno de los puntos de Lagrange de la órbita lunar de entonces, en el cual permanecería durante millones de años hasta que su órbita se desestabilizó para acabar colisionando con la mayor de las lunas en lo que hoy es la cara oculta. Dicha colisión se habría producido a una velocidad relativamente baja (2-3 km/s), de modo que el objeto impactante no habría formado un cráter sino que, tras el impacto, su destrucción habría cubierto con materiales rocosos el hemisferio alcanzado.

Evidencias

Evidencias indirectas de este escenario de impacto provienen de las rocas recogidas durante las misiones Apolo, que muestran que la abundancia de los isótopos de oxígeno (¹⁶O, ¹⁷O y ¹⁸O) es prácticamente igual a la que existe en la Tierra. La composición de la corteza lunar, rica en anartosita, así como la existencia de muestras ricas en KREEP, apoyan la idea de que en un pasado una gran parte de la Luna estuvo fundida, y un gigantesco impacto pudo aportar la energía suficiente para formar un océno de magma de estas características. Distintas evidencias muestran que si la Luna tiene un núcleo rico en hierro, éste ha de ser pequeño, menor de un 25% del radio lunar, a diferencia de la mayor parte de los cuerpos terrestres en donde el núcleo supone en torno al 50% del radio total. Las condiciones de un impacto dan lugar a una Luna formada mayoritariamente por los mantos de la Tierra y del cuerpo impactante —con el núcleo de este último agregándose a la Tierra— y satisfacen las restricciones del momento angular del sistema Tierra-Luna.

Dificultades

Animación que muestra cómo la órbita de Tea dejó de ser estable para acabar impactando con la Tierra.

A pesar de ser la teoría dominante para explicar el origen de la Luna, existen varios interrogantes que no han sido resueltos. Entre éstos se incluyen:

Las relaciones entre los elementos volátiles en la Luna no son consistentes con la hipótesis del gran impacto. En concreto cabría esperar que la relación entre los elementos rubidio/cesio fuera mayor en la Luna que en la Tierra, ya que el cesio es más volátil que el rubidio, pero el resultado es justamente el contrario.
No existe evidencia de que en la Tierra haya existido un océano de magma global (una consecuencia derivada de la hipótesis del gran impacto), y se han encontrado materiales en el manto terrestre que parecen no haber estado nunca en un océano de magma.
El contenido del 13% de óxido de hierro (FeO) en la Luna (superior al 8% que tiene el manto terrestre) descarta que el material proto-lunar pueda provenir, excepto en una parte pequeña, del manto de la Tierra.
Si la mayor parte del material proto-lunar proviene del cuerpo impactante, la Luna debería estar enriquecida en elementos siderófilos, cuando en realidad es deficiente en ellos.
Ciertas simulaciones de la formación de la Luna requieren que la cantidad de momento angular del sistema Tierra-Luna sea aproximadamente el doble que en la actualidad. Sin embargo, estas simulaciones no tienen en cuenta la rotación de la Tierra antes del impacto, por lo que algunos investigadores consideran que esto no es evidencia suficiente para descartar la hipótesis del gran impacto.

Estructura.

Los sismógrafos que las naves Apolo dejaron en diferentes puntos de la superficie Lunar han aportado valiosos datos sobre la propagación de las ondas sísmicas en el interior de la Luna.

Aspecto de la superficie lunar.

Se podido saber que, a unos 60 km de profundidad, existe una discontinuidad que delimita la corteza lunar.

La corteza está compuesta por enortosita, una roca, cuyo principal componente es el feldespato plagioclasas y que ha sido recogida en la superficie, aún que parece claro que los impactos de los meteoritos la arrancaron del interior de la Luna. Más allá de los 60 km de profundidad, las ondas sísmicas se propagan a mayor velocidad, lo que indica que el manto lunar está constituido por rocas más densas.

A 1.000 km de profundidad existe una transición entre la litosfera y la astenosfera lunar. A diferencia de la Terra, la litosfera Lunar tiene un enorme grosor. La Luna carece de actividad geológica, ya que el grosor de su litosfera impide que las corrientes del manto fluido alcance la superficie, lo que evita que la litósfera se fragmente en placas.

La historia geológica de la Luna comenzó con la condensación de partículas en una órbita próxima a la Tierra. Este periodo tuvo una duración de unos 1.000 años, espacio de tiempo cortísimo a escala geológica.

Estas partículas condensadas provocaron una gran elevación de la temperatura en el material primitivo y una fusión global que convirtió a la superficie lunar en un mar de magma. Más adelante, la temperatura descendió y el magma comenzó a enfriarse. Se produjo entonces la separación de la corteza lunar: las rocas anartosíticas, menos densas, ocuparon las partes superiores, mientras que las rocas del manto, al tener mayor densidad, quedaron bajo la corteza.

En una fase posterior se formaron las kreepnoritas, rocas que surgieron por la fusión parcial de las enortosita. Las kreepnoritas se sitúan en una zona muy concreta –el océano de las Tempestades-, y no se sabe a ciencia cierta cuál fue la fuente calorífica que hizo que la corteza se fundiera precisamente en esa zona, ya que un gran impacto meteórico habría provocado una fusión de la corteza mucho más generalizada.

Durante la tercera etapa de su evolución geológica, la Luna sufrió un intenso bombardeo de meteoritos. Hace alrededor de 4.000 millones de años, tras la consolidación de los planetas del sistema solar, quedaron algunos materiales residuales (meteoritos) que fueron capturados por los campos gravitatorios de los planetas. Ello provocó una autentica tormenta de meteoritos sobre los mismos, y en la Luna se formaron las grandes depresiones circulares, llamadas cráteres y circos, que son los que le otorgan ese aspecto tan particular. La avalancha de meteoritos pulverizó y fusionó parcialmente las rocas superficiales. Los mares lunares se formaron tras la lluvia de meteoritos. En la época de Galileo se pensaba que la Luna era un cuerpo liso, sin impurezas ni imperfecciones, pero el telescopio permitió observar manchas oscuras que el astrónomo alemán Johannes Hevelius bautizó en 1647 con el nombre de mares. La realidad es que no se trata de mares, sino grandes llanuras producidas por un flujo de lava procedente del interior y que escapo a través de las grietas que causaron los meteoritos en las depresiones lunares.

Todo ello sucedió hace 3.800 millones de años y fue la consecuencia del progresivo enfriamiento de las capas más superficiales, y del calentamiento simultaneo de las capas internas.

Principales características de la Luna

Distancia media a la Tierra	384.400 km
Apogeo	406.740 km
Perigeo	356.410 km
Inclinación media de la órbita lunar respecto al plano del ecuador terrestre	23,4°
Inclinación media de la órbita de la Luna respecto a la eclíptica	6,4
Período sidéreo	27 días, 7 h, 3 m, 15 s.
Período sinódico	29 días, 12 h, 44 m, 3 s.
Diámetro de la Luna	3.473 km.
Masa de la Luna	7,35 x 10²³ kg.
Volumen de la Luna	2,2 x 10¹⁹ m³
Densidad media de la Luna	3,34 g/cm³
Velocidad de escape	23 km por segundo
Gravedad en la superficie	0,165 la de la Tierra

Las erupciones se produjeron en forma sucesiva, de modo que las zonas más viejas de un mar presentan mayores números de cráteres que las más jóvenes, sin duda por haberse formado estas últimas cuando ya había decrecido la intensidad de la lluvia de meteoritos.

Por último, las capas más externas de la Luna se enfriaron cada vez más, aumentando el grosor de la litósfera y dando fin a las erupciones de magma.

Composición.

Las rocas lunares que han podido analizarse no difieren en absoluto de las terrestres, lo que confirma el hecho de que la Tierra y la Luna se formaron en la misma región del sistema sola.

Sin embargo, las rocas lunarespresentan mayor proporción de materiales procedentes de una condensación a elevadas temperaturas. Los basaltos lunares, por ejemplo, son deficitarios en componentes procedentes de una condensación a baja temperatura. Aún no se ha podido establecer porque la Luna ha capturado más materiales condensados a altas temperaturas que la Tierra.

Las edades calculadas para las rocas lunares traídas a la Tierra no superan los 4.000 millones de años y son de tres clases:

Basaltos lunares.
Rocas de los mares lunares cuya composición es afín a la de los basaltos terrestres
Kreepnoritas, rocas de alto contenido en potasio, tierras raras y fosforo
Rocas de tipo anartosíticas.

Los astrónomos opinan que los tres tipos de roca se originaron a través de procesos ígneos y a partir del material primitivo que formó la Luna.

Las anortositas tienen una composición muy distinta de las kreepnoritas. Están compuestas sobre todo de feldespato plagioclasas, que es un silicato aluminico cálcico, por lo que se sospecha que su formación se debió a un proceso distinto al que originó las kreepnoritas. Este proceso se denomina cristalización fraccionada y, en síntesis, se trata de la creación de cristales en el interior del magma. Los cristales menos densos flotaran en su superficie y los más pesados cayeron hacia el fondo, produciéndose así rocas ricas en determinados componentes cristalinos, por ejemplo, las plagioclasas.

La superficie lunar. Ya se ha indicado que la observación telescópica de la Luna permite apreciar en su superficie unas regiones de color más oscuras que el terreno que las rodea, manchas de aspecto plano a las que se denomina mares, no tanto por su naturaleza, ya que no contienen ni una sola gota de agua, cuanto por el aspecto presentan al observarse desde la Tierra. El resto de la superficie lunar, abrupta y elevado sobre la superficie de los mares, recibe el nombre de tierras altas lunares. Están constituidas por cordilleras (llamadas así a causa de su semejanza con las formaciones montañosas de la superficie terrestre) y por cráteres, recientes circulares de escarpadas paredes en cuyo interior se observa una depresión del terreno y, a veces, algún pequeño picacho central.

Los mares lunares presentan características físicas que han permitido clasificarlas en dos tipos completamente distintos y con orígenes también diferentes. En primer lugar, se encuentran los mares circulares o de contorno redondo, rodeados por cadenas montañosas y que carecen de cráteres en su interior. Surgieron supuestamente tras el impacto de algún cuerpo de grandes dimensiones, como un asteroide o el núcleo de un cometa, sobre la superficie Lunar. En segundo lugar, se encuentran los mares de contorno irregular, que no están rodeadas por ninguna formación montañosa y que cuentan en su interior con cráteres cuyos bordes se hallan parcialmente hundidos en el suelo del mar. El origen de estas formaciones tal vez había que buscarlo en la acumulación de lava desplazada desde el interior de la Luna.

El mar más extenso de la luna es el océano de las tempestades, que ocupa casi todo el hemisferio oriental de la cara visible del satélite. Al sur aparecen el mar de las Nubes y el mar de los Humores. En el hemisferio occidental destacan el mar de la Tranquilidad, el mar de la Serenidad y el mar de la fecundidad. Los mares de la cara oculta por ejemplo los mares de Moscú semejan grandes cráteres repletos de lava y su extensión es mucho menor que la de los mares de la cara visible. El hecho de que la cara oculta presente además un menor número de cráteres que la visible induce a pensar que la mayoría de los cuerpos que cayeron en su superficie tenían su órbita comprendida entre la Tierra y la Luna. Los cráteres son formaciones de tamaño y aspecto muy variado. Fueron bautizados con este nombre por su semejanza a los conos volcánicos terrestres y su tamaño y aspecto muy variado. Fueron bautizados con este nombre por su semejanza a los conos volcánicos terrestre y a su tamaño fluctúa entre los microscópicos que aparecen sobre las rocas lunares, hasta las grandes formaciones de más de 200 km de diámetros. La altura de sus paredes también varía, observándose cráteres semienterrados en la lava circundante y otros con paredes abruptas que descienden de forma escalonada hasta el fondo. Se ha establecido una clasificación de los cráteres en función de su origen.

Cráteres de impacto. Son los producidos por la caída de meteoritos sobre la superficie lunar y se diferencian porque existe a su alrededor una gran cantidad de materiales que se desprendieron en el momento del impacto. Los cráteres llamados de Copérnico, Kepler y Tycho son claros ejemplos de lo expuesto.
Cráteres volcánicos. Son los más parecidos a los volcanes terrestres. El astrofísico ruso Nicolai Kozyrev observó, en la noche del 3 de noviembre de 1958, que el cráter Alfonso tenía un brillo extraño en su pico central, brillo que se interpretó como un indicio de actividad volcánico residual.

Las montañas lunares aparecen como cadenas montañosas, de aspectos similar a las terrestres, pero con un relieve más abrupto. La más importante es la cadena de los Apeninos lunares, que se extienden desde el mar de la serenidad hasta el océano de las Tempestades. Sus picos superan los 5.000 m de altura.

Otros fenómenos que se observan en la superficie lunar son: las grietas, que alcanzan una longitud de hasta varios cientos de kilómetros, una anchura de un kilómetro y una profundidad de hasta 500 metros; los valles, terrenos que cruzan los sistemas montañosos, y las erosiones lunares causada por los bruscos cambios de temperatura, por el bombardea de partículas energéticas procedentes del Sol (rayos X γ y ultravioleta) y por los rayos cósmicos.

Los mares más importantes de la luna

Mar de las CrisisMar de los HumoresMar de la NubesMar de los VaporesBahía del Arco Iris

Mar de la FecundidadMar de las LluviasMar de la SerenidadOcéano de las TempestadesBahía del Roció

Mar del FrioMar del NéctarMar de la TranquilidadBahía Central

Movimientos lunares.

Al hablar de los movimientos de la Luna se alude fundamentalmente al de rotación en torno a su propio eje y a los de alrededor de la Tierra y del Sol.

Movimiento de rotación. Al igual que la Tierra, la Luna gira en torno a su propio eje, aunque siempre enseña la misma cara de su superficie. La causa reside en el hecho de que el periodo de rotación de la Luna es igual al de revolución sidérea. No obstante, cuando se formó la Luna, ambos periodos, el de rotación y el de revolución, eran diferentes y fue la atracción ejercida por la Tierra lo que provoco la contención de la velocidad de rotación de rotación de la Luna hasta llegar a la igualdad de periodos. El eje de rotación lunar esta algo inclinado con respecto al plano de su órbita, formando un pequeño ángulo (6.4°), lo que determina movimientos de balanceo, o libraciones, que permiten vislumbrar desde la Tierra el borde de su cara oculta. Existen tres clases de libración: de latitud y de longitud, que se deben a las características de los movimientos de la luna, y diurna, que es la que depende de la rotación de la Tierra, sometido a ciertos movimientos que lo afectan de diferente manera.
Movimiento de revolución. La Luna gira en torno de la Tierra sobre una órbita elíptica muy poco excéntrica (e =0,055), tan poco que casi se trata de una órbita circular. Con todo, la distancia entre la tierra y la Luna no permanece constante: va desde los 356.410 km en su perigeo, hasta los 406.740 km en el apogeo. El plano de la órbita lunar está más próximo a la eclíptica, con lo que forma un ángulo de 5° 9’, que al plano del ecuador terrestre. El movimiento de revolución de la Luna puede dividirse en dos periodos: el periodo de revolución sidérea, definido como el tiempo que tarda la Luna en recorrer su órbita con respecto a las estrellas fijas, y el periodo de revolución sinódica, que es el tiempo que tarde en completar una revolución con referencia a la línea imaginaria que une la Tierra con el Sol. El periodo de revolución sidérea equivale a 27 días, 7 horas, 3 minutos y 15 segundos, en tanto que el sinódico, que también recibe el nombre de mes lunar, es de 29 días, 12 horas, 44 minutos y 3 segundos.

Por último, la Luna también se mueve alrededor del Sol. Este movimiento, sumado al de revolución alrededor de la Tierra, ocasiona una trayectoria cicloidal de la Luna en torno a la Tierra.

Fases de la Luna

El reflejo de la luz solar en la luna es la causa de que esta muestre diferentes fases. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna, del mismo modo que ilumina la mitad de la Tierra, de tal manera que en una mitad es de día y en la otra mitad es de noche. Las fases lunares consisten simplemente en que desde la Tierra se observa una mayor o menor fracción de la cara iluminada de la Luna. por tanto, las distintas fases dependen de las posiciones relativas entre los tres cuerpos: la Tierra, la Luna y el Sol.

Cuando la Luna se encuentra al mismo lado de la Tierra que el Sol, los rayos solares inciden sobre la cara oculta de la Luna, con lo que su cara visible permanece en la oscuridad y no puede verse desde la Tierra. Esta fase es la llamada Luna nueva. Días más tarde, los rayos solares inciden sobre el disco lunar, aunque una gran parte del mismo se mantendrán en la sombra dado que la Luna continuando estando casi alineada con el Sol. Se dice entonces que la Luna está creciendo y se observa que adopta la forma de la letra D.

Si las líneas Tierra-Luna y Tierra-Sol forman un ángulo de 90°, la mitad del disco Lunar iluminado y la otra mitad en la oscuridad. Es entonces cuando la Luna esta en cuarto creciente. En el momento en que la Luna llega a estar en el lado opuesto de la tierra a aquel en el que está el Sol, los rayos solares inciden en perpendicular sobre la cara visible de la Luna, iluminándola en su totalidad. Es la fase de luna llena. Siete días después la Luna alcanzará otra vez una posición orbital similar a la del cuarto creciente, pero ahora la mitad iluminada del disco lunar será la opuesta a la de este cuarto.

Durante esta fase, a la que se conoce como cuarto menguante, la porción iluminada semeja a la letra C. a continuación, el ciclo de las fases lunares vuelve a comenzar.

Los eclipses

Se produce un eclipse lunar cuando la sombra de la Tierra cae directamente sobre el disco lunar, hurtándola de la vista. Las condiciones que deben darse para que tal hecho suceda son dos: en primer lugar, que la Luna se encuentra en oposición con el Sol (fase de luna llena), y en el segundo lugar, que la Luna, la Tierra y el Sol se encuentran exactamente en line recta. La trayectoria de la Luna corta la eclíptica en dos puntos, los llamados lunares. Si el Sol se encuentra en uno de los nodos lunares y la Luna en el otro, se produce un eclipse total de la Luna. Por el contrario, si la alineación Tierra-Sol no es perfecta, la sombra de la Tierra no cubre todo el disco de la Luna, con lo que el eclipse lunar es parcial.

El eclipse solar se produce cuando el disco de la luna pasa por delante del Sol. Para ello, la luna debe estar en fase de Luna nueva, y en la misma línea que el Sol y la Tierra. Para que se pueda hablar de eclipse del Sol total, el diámetro aparente del disco lunar debe ser igual o mayor que el del Sol. Si esto no sucede, se producirá un eclipse anular de Sol, en el que seguirá viéndose un anillo de luz solar en torno al disco oscuro de la Luna. Por otra parte, cuando las condiciones de alineamiento no son perfectas, el disco solar tampoco puede ser cubierto totalmente, con la que el eclipse de Sol será parcial.