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Cómo desviar un asteroide usando el empuje de la luz del Sol

by Jordi Pereyra

Hace unos meses publiqué una entrada en la que hablaba sobre la estabilidad de nuestro sistema solar a largo plazo y comenté que los planetas experimentan constantemente pequeñas perturbaciones que modifican ligeramente sus órbitas, como por ejemplo los tirones gravitatorios periódicos de otros planetas o cuerpos menores o incluso de las estrellas que pasan cerca del sistema solar de vez en cuando. Aunque estas perturbaciones son minúsculas y no tienen una influencia apreciable a corto plazo, su efecto sobre las órbitas de los planetas se acumula y amplifica a lo largo de millones de años y, como resultado, no se puede predecir con certeza cómo evolucionarán en el futuro lejano.

Pues, bien, otro tipo de cuerpos celestes que tienen órbitas aún más inestables (pero que no traté en ese artículo) son los asteroides que, al ser mucho más pequeños que los planetas, están expuestos a una variedad mayor de fenómenos que pueden perturbar su trayectoria a largo plazo. Y, entre esos fenómenos capaces de modificar la órbita de un asteroide, hay uno especialmente inesperado: el empuje de la luz.

Creo que has cometido algún tipo de falta de ortografía extraña, Ciencia de Sofá, porque me parece imposible que la luz mueva un asteroide.

Pues no, voz cursiva, no hay ningún fallo: la luz del sol altera la trayectoria de los asteroides. Veamos cómo es posible.

Si os gusta la astronomía, habréis oído alguna vez que la NASA ha planeado construir vehículos espaciales propulsados por el empuje de un láser apuntado sobre ellos desde la Tierra. Esta idea es posible porque, pese a que la luz no tiene masa, ejerce cierto empuje sobre las cosas gracias a que las partículas que la componen (los fotones) tienen momento, una propiedad que permite una cosa que está en movimiento pueda transferirlo a otros objetos al chocar contra ellos (comentaba el tema con más detalle en esta otra entrada).

Pero, como habréis deducido por el hecho de que el sol no nos aplasta contra la arena de la playa en verano, el empuje de la luz es minúsculo. Cuando nos estamos bronceando en una playa terrestre, a 150 millones de kilómetros del sol, la luz solar empuja la cara iluminada y sudorosa de nuestro cuerpo con una fuerza de unos 18 micronewtons, lo que equivale al peso de un objeto de unos 0,0018 gramos.

Si aplicamos este mismo principio a un asteroide imaginario de 200 metros de diámetro que se encontrara a la misma distancia del sol que la Tierra, la luz solar empujaría la cara iluminada del asteroide con una fuerza total de 1,14 Newtons. Suponiendo que su masa fuera de 21 millones de toneladas, este empuje se traduciría en una aceleración en dirección opuesta al sol de 540 mil millonésimas de metro por segundo cada segundo.

Hmmm… Y eso no es mucho, ¿no?

Bueno, en teoría, esta aceleración podría desplazar un objeto 1.000 kilómetros en «sólo» 6 años. Pero, claro, eso sólo ocurriría en un caso ideal en el que el objeto partiera del reposo, la luz incidiera de manera uniforme sobre la superficie de su cara iluminada, que siempre lo hiciera con la misma intensidad y que toda la energía de la luz incidente se transformara en movimiento… Escenarios que no son realistas, vaya. Por tanto, la fuerza que ejercería el empuje directo de la luz sobre este asteroide imaginario sería muchísimo menor.

En realidad, la luz tiene una mayor influencia sobre la órbita de los asteroides de manera indirecta, a través del llamado efecto Yarkorsky.

Este fenómeno ocurre porque la cara iluminada de un asteroide alcanza una temperatura mayor que la que no lo está y, por tanto, su superficie emite radiación infrarroja más energética que la cara oscura. Como resultado, la luz infrarroja producida por la cara caliente empuja el asteroide con más fuerza que la de la cara más fría y este desequilibrio de fuerzas provoca que la radiación infrarroja de la cara iluminada acelere el asteroide en la dirección opuesta, como si fuera el gas expulsado por un cohete.

Pero ahí no acaba la historia.

Hay que tener en cuenta que los asteroides rotan sobre su propio eje y que, además, su superficie tarda un tiempo en absorber la luz solar y volver a emitir parte de su energía en forma de radiación infrarroja. Esto significa que el punto más caliente de la superficie de un asteroide nunca estará perfectamente alineado con el sol, sino que quedará desviado en una dirección u otra en función del sentido en el que rote. Por tanto, dependiendo del sentido de rotación del asteroide, el empuje de la radiación infrarroja estará aplicado a favor o en contra de la dirección de su movimiento y, como resultado, la velocidad a la que da vueltas alrededor del sol aumentará o disminuirá, respectivamente.

Este detalle es importante porque, cuando un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del sol acelera, se aleja de nuestra estrella y el radio de su órbita aumenta. En cambio, cuando su velocidad disminuye, cae hacia el sol y su órbita se vuelve más cerrada. O sea, que el efecto Yarkorsky altera la órbita de los asteroides porque el empuje que la luz infrarroja produce en una dirección u otra incrementa o reduce su velocidad de traslación, lo que hace que se alejen del sol o se acerquen a él.

Eso sí, hay que tener en cuenta que la luz sólo tiene un efecto considerable sobre las órbitas de los objetos pequeños, de menos de 10 kilómetros de diámetro. Ese es el caso del asteroide Bennu, de 490 metros de diámetro, que recibe un empuje de 0,09 y 1,16 Newtons (N) cuando se encuentra más cerca del sol debido a la presión directa de la luz solar y al efecto Yarkovsky, respectivamente. De hecho, se ha calculado que estas dos fuerzas combinadas redujeron el semieje mayor de la órbita de Bennu (o sea, esto) en 172 kilómetros en un periodo de 12 años.

¡Ostras, qué barbaridad!

Bueno, hay que tener en cuenta que Bennu da vueltas alrededor del sol a una distancia de entre 133 y 202 millones de kilómetros, así que esos 172 kilómetros de diferencia a corto plazo no representan gran cosa. Para producir cambios significativos en la órbita de un asteroide, la luz tiene que incidir sobre él durante millones de años. En estas escalas de tiempo, estos efectos incluso pueden llegar a conseguir que los asteroides migren del cinturón de asteroides al sistema solar interior.

Aun así, predecir la influencia de la luz sobre las órbitas de los asteroides no es una tarea sencilla, porque depende en gran medida de las características de su superficie y de su forma. Por ejemplo, una superficie repleta de parches claros y oscuros y una forma irregular harán que el asteroide absorba una cantidad distinta de energía en diferentes momentos de su rotación, de modo que la «propulsión» que le proporciona la luz cambiará constantemente a lo largo de su órbita. Pero, claro, la mayor parte de los asteroides son demasiado pequeños y lejanos como para que se pueda observar con claridad su forma y su topografía, así que los astrónomos deben trabajar con modelos simplificados y suposiciones que pueden producir predicciones imprecisas.

Un ejemplo de esta incertidumbre se puede encontrar en este paper en el que se estima el empuje del efecto Yarkovsky sobre varios asteroides, entre los que se encuentra 6489 Golevka. Las observaciones de la trayectoria de este asteroide que se hicieron entre 1991 y 2003 sugieren que su semieje mayor ha variado 15,2 kilómetros durante esos 12 años, pero las estimaciones teóricas predicen que el efecto Yarkovsky lo debería estar modificando a un ritmo de 90.000 kilómetros por cada millón de años… Y, si así fuera, la variación variación observada en ese periodo hubiera sido de sólo 1 kilómetro, por lo que la predicción se quedó bastante corta.

En cualquier caso, independientemente de lo precisas que puedan ser las estimaciones, la moraleja de hoy es que, por raro que parezca, la luz puede empujar las cosas.

 

 

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Respuestas (XCI): ¿Cómo sería el clima de la Tierra si un día durara tanto como un año?

by Jordi Pereyra

Antes de nada, creo que es mejor que aclare a qué viene el título del artículo. Resulta que existe un fenómeno llamado «acoplamiento de marea» que tiene lugar cuando un cuerpo celeste tarda el mismo tiempo en dar una vuelta alrededor de otro que en completar una rotación sobre sí mismo. Eso es precisamente lo que le ocurre a la Luna, que tarda 27,3 días tanto en dar una vuelta alrededor de la Tierra como en completar una rotación y, como resultado, siempre vemos la misma cara nuestro satélite (expliqué por qué la Luna sigue esta órbita en esta otra entada).

Por tanto, el tema que quiero abordar hoy es qué pasaría si la Tierra llegara a una situación de acoplamiento gravitatorio con el sol y, por tanto, tardara lo mismo en completar una órbita que en girar una vez sobre su propio eje… O, lo que es lo mismo, si un día durara tanto como un año. Y, a su vez, este planteamiento equivale a la pregunta que me envió Pol Amunategi: ¿cómo sería la Tierra si la misma cara de nuestro planeta apuntara siempre hacia el sol?

O sea, esto:

Así que al turrón.

El acoplamiento de marea es un fenómeno bastante común que afecta a varios satélites de nuestro sistema solar (como Europa, Ganímedes o Tritón) e incluso existe un caso de acoplamiento doble entre Plutón y Caronte en el que el planeta enano y su principal satélite siempre se muestran la misma cara mutuamente, como podéis ver en esta animación:

Pero el acoplamiento de marea es un fenómeno que no está limitado a los satélites, ya que es posible que una gran cantidad de exoplanetas estén acoplados a sus estrellas, en especial los que tienen órbitas más cerradas. En estos mundos acoplados, la mitad de la superficie está expuesta a la luz de su estrella de manera permanente y la otra mitad está sumida en una noche eterna.

Pues, nada, voy a llamar a Elon Musk, porque justo acabo de empezar una start-up de venta interestelar de persianas y creo que he encontrado el tipo de planeta idóneo al que vender el concepto. 

No tan rápido, voz cursiva, porque es posible que la atmósfera de muchos de estos planetas no sea demasiado compatible con la vida entrepreneur-friendly.

En primer lugar, la diferencia entre la temperatura de las dos caras de un planeta acoplado a su estrella puede ser tremenda. Para hacernos una idea del efecto que tiene la exposición prolongada a la luz o a la oscuridad en el espacio, basta con levantar la vista hacia la Luna: aunque nuestro satélite no está acoplado al sol, su superficie alcanza temperaturas de hasta 120ºC cuando está iluminada y se desploma hasta los -263ºC en el fondo de los cráteres polares, donde no llega la luz solar.

En un planeta sometido a los efectos del acoplamiento de marea que, como la Luna, no tuviera atmósfera, el escenario sería así de sencillo y hostil para la vida… Pero el panorama se complica un poco cuando el planeta en cuestión está rodeado de aire.

La atmósfera juega un papel clave en la regulación de la temperatura de un mundo acoplado a su estrella porque el aire caliente de la cara iluminada puede a moverse hacia la cara fría y viceversa, reduciendo la diferencia de temperatura entre las dos mitades del planeta. Un ejemplo extremo de este fenómeno se ha observado en HD 189733b, un gigante gaseoso acoplado a su estrella en el que la temperatura de la cara iluminada supera los 1.000ºC, lo que produce vientos que circulan a velocidades de hasta 8.700 km/h hacia la cara oscura.

Ufff, qué palo… ¿Y ahora cómo le digo a Elon que olvide lo del negocio de las persianas? Es una pena, porque parecía muy entusiasmado.

Bueno, no todos los planetas acoplados a sus estrellas son así, voz cursiva. HD 189733b es un caso muy extremo y los efectos del acoplamiento de marea sobre la atmósfera de un planeta rocoso son más complejos que en un gigante gaseoso, porque, además de su tamaño, su distancia a la estrella y su velocidad de rotación, hay otros factores que intervienen en su clima, como su topografía, la presencia de océanos o la composición de su superficie y su atmósfera.

Pero hay un fenómeno en concreto que puede evitar que un mundo rocoso que esté acoplado a su estrella termine asolado por vientos huracanados: el efecto Coriolis.

Hablé con más detalle sobre este efecto en esta entrada extremadamente antigua, pero, en resumidas cuentas, es un fenómeno provocado por la propia rotación del planeta: los puntos cercanos al ecuador se mueven más deprisa alrededor del eje de rotación que las regiones polares y este movimiento diferencial arrastra la atmósfera a velocidades distintas según la latitud, haciendo que el viento sople en una dirección predominante en cada una de ellas. En el caso de la Tierra, las corrientes dominantes tienen esta pinta en cada latitud:

El efecto Coriolis tiene una gran influencia sobre nuestro clima y, de hecho, si la Tierra rotara lo bastante despacio como para que este fenómeno desapareciera, entonces los patrones climáticos serían mucho más simples porque el aire caliente de la franja ecuatorial se limitaría a fluir hacia las regiones polares frías y el aire frío se desplazaría hasta las regiones calientes, dando lugar a un planeta donde los vientos siempre soplarían de norte a sur (o al revés).

Por tanto, en el caso de un planeta acoplado a su estrella que rote muy despacio, el efecto Coriolis será casi inexistente y su clima estará dominado por un flujo de aire que se esparcirá de manera radial desde la cara iluminada y caliente hacia la cara oscura y fría. Algo así, vaya:

Pero, si el planeta acoplado en cuestión gira muy deprisa o es muy grande (dos factores que intensifican el efecto Coriolis), el arrastre lateral de la atmósfera que genera su rotación produce un patrón climático mucho más difícil de predecir, como el de la Tierra.

Por ejemplo, los autores de este artículo llevaron a cabo varias simulaciones con las que analizaron cómo se comportaba la atmósfera de planetas con diferentes tamaños (de 1 a 2 radios terrestres) y distintos periodos de rotación (de 1 a 100 días) que estaban acoplados a estrellas enanas rojas. Sus resultados sugieren que, en los planetas con un periodo de rotación de entre 12 y 100 días, en los que el efecto Coriolis es más débil, el calor fluye con facilidad de una cara a otra y la temperatura de la cara iluminada incluso puede llegar a bajar lo suficiente como para permitir la existencia de agua líquida.

Ahora bien, los planetas simulados que tenían un periodo de rotación inferior a 12 días podían adoptar una de las siguientes tres configuraciones climáticas:

  1. La parte alta de la atmósfera entra en estado de súper-rotación (o sea, que da vueltas alrededor del planeta más rápido de lo que este rota sobre sí mismo, como le ocurre a Venus) e impide que el aire de la parte baja ascienda y circule. En este caso, la superficie de la cara iluminada se calienta por encima del punto de evaporación del agua y el planeta deja de ser habitable.
  2. La parte alta de la atmósfera desarrolla corrientes lentas en latitudes más altas que posibilitan la circulación del aire entre las dos caras del planeta e igualan un poco sus temperaturas, llegando a permitir la existencia de agua líquida en la cara iluminada y volviéndola habitable.
  3. Los planetas con un diámetro 2 veces superior al de la Tierra y un periodo de rotación inferior a 5 días pueden llegar a desarrollar unas oscilaciones atmosféricas que terminan formando un estado climático intermedio, pero aún habitable.

Por otro lado, los planetas más grandes de estas simulaciones tienden a tener unas diferencias mayores de temperatura entre sus dos caras, pero su temperatura media es más baja que la de los pequeños, debido a que su cara oscura irradia calor al espacio más deprisa y enfría la atmósfera de manera más eficiente. El efecto de la velocidad de rotación y el tamaño de los planetas sobre su temperatura aparece representado en estos tres gráficos:

Pero aquí no acaba la cosa, porque la presencia de océanos en un mundo acoplado a su estrella puede ayudar aún a igualar más la temperatura de sus dos caras. Como se comenta en este otro estudio, el estado de estos océanos dependería de varios factores, como la intensidad de la radiación de la estrella, los patrones de circulación del calor en la atmósfera y la concentración de gases de efecto invernadero, pero un factor crítico sería la distribución de los continentes: si los océanos de dicho planeta estuvieran conectados entre ellos, como ocurre en la Tierra, entonces el agua caliente podría circular hacia la cara oscura del planeta con más facilidad y mantenerla libre de hielo, mejorando aún más las condiciones de habitabilidad del planeta. En cambio, en un planeta acoplado con una circulación atmosférica y oceánica deficiente, el agua de la cara oscura permanecería permanentemente congelada.

Vale, vale, ya me ha quedado más o menos claro el rollo que se gastan los planetas acoplados.. Entonces, ¿cómo sería la Tierra si entrara en una configuración de acoplamiento gravitatorio con el sol?

Es una pregunta muy difícil de responder, voz cursiva, pero podemos especular un poco en base a lo que hemos visto hasta ahora sobre planetas acoplados a estrellas enanas rojas. Pero, insisto, esto es pura especulación.

En este escenario, la Tierra tardaría el mismo tiempo en completar una rotación sobre su eje que en dar una vuelta alrededor del sol: el equivalente a 365 días. El efecto Coriolis producido por una rotación tan lenta sería casi inexistente y la atmósfera del planeta seguramente entraría en el régimen climático en el que el aire caliente fluiría de la cara iluminada a la oscura (y el aire frío seguiría el camino opuesto) de manera radial, sin desarrollar patrones muy complejos.

La velocidad de los vientos que producirían estas corrientes de aire es difícil de cuantificar, porque, al menos en parte, dependería de lo dispares que fueran las temperaturas de cada cara del planeta: cuanto más fría estuviera la cara oscura, más se comprimiría su atmósfera y menor sería su presión, así que «succionaría» el aire caliente de la cara iluminada con más fuerza y produciría vientos más intensos. Si nos remitimos al último gráfico, la circulación atmosférica de un mundo con un diámetro similar al de la Tierra y un periodo de rotación superior a 100 días rebajaría la diferencia de temperatura entre las dos caras del planeta a unos razonables 30ºC, aunque la temperatura media del planeta podría superar los 50ºC, lo que indica que la temperatura de la cara iluminada podría ser demasiado alta como para que fuera habitable… O al menos para que fuera cómodamente habitable.

Ahora bien, si tenemos en cuenta el efecto regulador de los océanos (algo que no se considera en el gráfico), el agua podría ayudar a transportar parte de ese calor excesivo de la cara iluminada a la oscura, reduciendo la diferencia entre la temperatura de las dos y refrescando un poco la mitad eternamente diurna del planeta. De hecho, si la temperatura de las dos caras se igualara lo suficiente y, por tanto, también su presión, incluso sería posible que la superficie de la Tierra no estuviera constantemente azotada por vientos huracanados.

Aun así, también es cierto que no se necesitan diferencias de presión muy altas para provocar vientos de cientos de kilómetros por hora. Para hacernos una idea del efecto de la presión sobre el viento, durante el huracán Wilma de 2005, la presión atmosférica de la zona bajó hasta los 882 milibares, lo que representa sólo un 10% menos que la presión normal, de 1.013 milibares. Pues bien, resulta que esta pequeña diferencia de presión produjo vientos que alcanzaron velocidades de casi 300 km/h.

O sea, que, pese a todo, es posible que una Tierra acoplada al sol fuera un lugar mucho más ventoso que el planeta al que estamos acostumbrados, particularmente en la frontera entre la cara oscura y la cara iluminada… Y eso es una pena, porque esa región posiblemente tendría una temperatura intermedia y, además, estaría atrapada en una puesta/salida de sol eterna.

Bueno, mira, no pinta tan mal el panorama. Entonces, ¿hay alguna posibilidad de que la Tierra se acople al sol en un futuro y no tenga que descartar la genial idea del negocio de las persianas?

Pues no, voz cursiva, puedes tirar esa idea a la basura, porque a lo máximo que puede aspirar nuestro planeta es a llegar a una situación de doble acoplamiento con la Luna (como el caso de Plutón y Caronte), pero nunca a acoplarse con el sol. Aún así, nuestra estrella agotará su combustible mucho antes de que eso ocurra y se hinchará cada vez más hasta que engulla nuestro planeta. Y entonces no habrá persianas que nos puedan proteger del sol, por mucho que las diseñe Elon Musk.

 

 

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¿Cuánto cambia nuestro peso durante el día debido a la gravedad de la Luna y el sol?

by Jordi Pereyra

Por extraño que pueda parecer, la gravedad no es uniforme por toda la superficie de nuestro planeta y, como resultado, nuestro peso varía ligeramente cuando viajamos de un lugar a otro. De hecho, como explicaba en este artículo, el concepto de nivel del mar es mucho más complejo de lo que parece precisamente porque el agua tiende a fluir hacia las zonas de la superficie donde la gravedad es más intensa y a «apilarse» sobre ellas.

Mapa de la gravedad del continente americano. En rojo los puntos con una mayor gravedad, en azul los puntos donde es menor. (Fuente)

Los dos lugares del planeta con una mayor y menor gravedad son la superficie del océano ártico y el macizo de Huascarán (Perú), respectivamente. La diferencia de la intensidad gravitatoria entre estos dos puntos ronda el 0,7%, así que una persona que pese 100 kg en el ártico pesará 99,3 kg (700 gramos menos) en estas montañas peruanas.

¡Eh, eh, eh, para el carro! Te recuerdo que los kilogramos son una medida de la masa de las cosas, no de su peso. 

Cierto, voz cursiva. Hago una pequeña aclaración antes de continuar.

Lo único que hace el campo gravitatorio de un planeta es acelerar las cosas hacia el suelo. La magnitud de esa aceleración es la famosa constante «g» que nos enseñaron en el instituto y, en la superficie de la Tierra Tierra, tiene un valor medio de 9,81 m/s², lo que significa que nuestro planeta nos acelera hacia el suelo a un ritmo medio de 9,81 metros por segundo cada segundo cuando estamos cerca de él (a medida que nos alejamos del planeta, esa aceleración disminuye cada vez más).

Por tanto, cuando se dice que «la gravedad es distinta a lo largo de la superficie del planeta», lo que se quiere decir en realidad es que el ritmo al que la gravedad nos atrae hacia el suelo varía ligeramente de un lugar a otro. Como el peso de un objeto se obtiene multiplicando su masa por que experimenta debido a la gravedad, esos pequeños cambios regionales de la aceleración gravitatoria terrestre son los que hacen que nuestro peso sea distinto en diferentes puntos de la superficie.

Vale, así me ha quedado más claro. En cualquier caso, si a alguien le molesta que su peso cambie mientras viaja, basta con que no vuelva a salir de su casa nunca más y así la gravedad que actúa sobre esa persona siempre será la misma. Jaque mate, campo gravitatorio terrestre.

Pues no creas, voz cursiva, porque la intensidad de la gravedad que actúa sobre cualquier punto de la Tierra también cambia ligeramente a lo largo del día.

Me explico.

La Tierra es una esfera (sorpresa) que mide unos 12.756 kilómetros de diámetro y da vueltas alrededor del sol. Como resultado, el punto de la cara iluminada del planeta que está más cerca del sol siempre estará 12.756 kilómetros más cerca de nuestra estrella que el punto más alejado de la cara nocturna y, como la intensidad con la que la fuerza gravitatoria de un objeto tira de otro depende de la distancia que los separa, la gravedad del sol tira con más fuerza de la gente que se encuentra en la cara iluminada del planeta que de la que está en el extremo contrario.

Por otro lado, por una cuestión geométrica, el sol tira «hacia arriba» de la gente que está en la cara iluminada de la Tierra, pero «hacia abajo» de quienes están en la cara opuesta.

Esta misma lógica también se puede aplicar a la Luna: la gente que se encuentra en la cara de la Tierra que apunta hacia nuestro satélite se ve estirada «hacia arriba», mientras que los que están en el extremo opuesto reciben un tirón más débil «hacia abajo».

En cualquier caso, el resultado es que, cuando la Luna o el sol se encuentran sobre nuestras cabezas, su gravedad tira de nosotros (nos «acelera») en dirección contraria a la gravedad terrestre y nuestro peso disminuye. En cambio, cuando estos cuerpos celestes se encuentran sobre la cara del planeta opuesta a la que nos encontramos, nuestro peso aumenta porque tiran de nosotros en la misma dirección que la gravedad la Tierra.

Total, que, en teoría, el tirón del sol y de la Luna debería modificar nuestro peso durante el día según va cambiando su posición en el espacio respecto a la nuestra… Peeeero, en la vida real, los efectos de este fenómenos son tan débiles que resultan imperceptibles: la aceleración de la gravedad local (y, por tanto, nuestro peso) sólo varía en una parte entre cien millones debido a la acción de la gravedad solar y una diezmillonésima parte a causa de la gravedad lunar. O sea, nada.

Aun así, aunque los campos gravitatorios del sol y la Luna no afectan a nuestro peso de manera directa, sí que tienen una influencia indirecta un poco mayor debido al efecto de las mareas.

Expliqué con más detalle cuál es la causa de las mareas en esta otra entrada, pero, en resumidas cuentas, la distribución del agua de los océanos está en constante cambio porque la gravedad de la Luna y el sol distorsiona la forma de nuestro planeta. Además, esta fuerza de marea también afecta a la Tierra firme sobre la que caminamos, haciendo que el suelo que tenemos bajo nuestros pies suba y baje unas decenas de centímetros cada día (como expliqué en este artículo sobre las mareas terrestres).

Y resulta que tanto el tirón gravitatorio cambiante de esas grandes masas de agua como los cambios en la distancia que nos separa del centro de la Tierra (ambos causados por las mareas) tienen un efecto mayor sobre la gravedad que se experimenta en un lugar concreto del planeta que el tirón directo de la Luna o el sol.

De hecho, estas variaciones sí que son detectables y se llevan midiendo desde hace casi un siglo.

En este paper de 1939 llamado «Variations of gravity at one place«, el autor explica que construyó un instrumento portátil que llevaba de un lado a otro para medir variaciones en la aceleración de la gravedad (intentaba encontrar yacimientos petrolíferos) y quedó fascinado al ver que las lecturas del aparato cambiaban a lo largo del día, incluso cuando lo dejaba quieto en un mismo sitio.

Después de registrar los cambios diarios de la gravedad en Houston (Texas) durante cuatro meses, el autor dedujo correctamente que sólo la redistribución diaria de la masa de la Tierra debido al efecto de las mareas podía explicar las variaciones de la aceleración gravitatoria que estaba observando. En esta tabla aparecen los cambios atribuidos a cada tipo de marea que, recordemos, dependen tanto de la posición de la Luna como de la del sol:

El cambio de gravedad está representado por la «Amplitud» y está medido en millonésimas de metro por segundo al cuadrado (m/s²). La aceleración media de la gravedad en la superficie terrestre es 9,81 m/s².

En este otro gráfico, G.L. Squires representó la variación de la gravedad que midió durante 48 horas debido al efecto de las mareas en Boulder (Colorado):

La magnitud de estas oscilaciones es 10 y 100 veces superior a las de la Luna y el sol, respectivamente, pero seguimos hablando de variaciones de unas cuantas millonésimas de metro por segundo cada segundo en la aceleración de la gravedad (y, por tanto, en el peso). Para hacernos una idea de lo débil que es este fenómeno, una persona de 100 kg experimentaría un cambio en su peso equivalente a unos 0,1 gramos a lo largo del día debido a los cambios que provoca sobre la gravedad la distribución de la masa del planeta debido a las mareas. O sea, que se trata de un efecto imperceptible (como ya habréis no notado).

Total, que la moraleja de la entrada de hoy es que, efectivamente, nuestro peso va cambiando ligeramente a lo largo del día, principalmente debido al efecto de las mareas… Pero se trata de un cambio tan minúsculo que no lo podemos percibir ni tiene ningún efecto sobre nuestras vidas.

 

 

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