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Física Universitaria Volumen 1

13.6 Fuerzas de marea

Física Universitaria Volumen 113.6 Fuerzas de marea
  1. Prefacio
  2. Mecánica
    1. 1 Unidades y medidas
      1. Introducción
      2. 1.1 El alcance y la escala de la Física
      3. 1.2 Unidades y estándares
      4. 1.3 Conversión de unidades
      5. 1.4 Análisis dimensional
      6. 1.5 Estimaciones y cálculos de Fermi
      7. 1.6 Cifras significativas
      8. 1.7 Resolver problemas de física
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    2. 2 Vectores
      1. Introducción
      2. 2.1 Escalares y vectores
      3. 2.2 Sistemas de coordenadas y componentes de un vector
      4. 2.3 Álgebra de vectores
      5. 2.4 Productos de los vectores
      6. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    3. 3 Movimiento rectilíneo
      1. Introducción
      2. 3.1 Posición, desplazamiento y velocidad media
      3. 3.2 Velocidad y rapidez instantáneas
      4. 3.3 Aceleración media e instantánea
      5. 3.4 Movimiento con aceleración constante
      6. 3.5 Caída libre
      7. 3.6 Calcular la velocidad y el desplazamiento a partir de la aceleración
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    4. 4 Movimiento en dos y tres dimensiones
      1. Introducción
      2. 4.1 Vectores de desplazamiento y velocidad
      3. 4.2 Vector de aceleración
      4. 4.3 Movimiento de proyectil
      5. 4.4 Movimiento circular uniforme
      6. 4.5 Movimiento relativo en una y dos dimensiones
      7. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    5. 5 Leyes del movimiento de Newton
      1. Introducción
      2. 5.1 Fuerzas
      3. 5.2 Primera ley de Newton
      4. 5.3 Segunda ley de Newton
      5. 5.4 Masa y peso
      6. 5.5 Tercera ley de Newton
      7. 5.6 Fuerzas comunes
      8. 5.7 Dibujar diagramas de cuerpo libre
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    6. 6 Aplicaciones de las leyes de Newton
      1. Introducción
      2. 6.1 Resolución de problemas con las leyes de Newton
      3. 6.2 Fricción
      4. 6.3 Fuerza centrípeta
      5. 6.4 Fuerza de arrastre y velocidad límite
      6. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    7. 7 Trabajo y energía cinética
      1. Introducción
      2. 7.1 Trabajo
      3. 7.2 Energía cinética
      4. 7.3 Teorema de trabajo-energía
      5. 7.4 Potencia
      6. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    8. 8 Energía potencial y conservación de la energía
      1. Introducción
      2. 8.1 Energía potencial de un sistema
      3. 8.2 Fuerzas conservativas y no conservativas
      4. 8.3 Conservación de la energía
      5. 8.4 Diagramas de energía potencial y estabilidad
      6. 8.5 Fuentes de energía
      7. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
    9. 9 Momento lineal y colisiones
      1. Introducción
      2. 9.1 Momento lineal
      3. 9.2 Impulso y colisiones
      4. 9.3 Conservación del momento lineal
      5. 9.4 Tipos de colisiones
      6. 9.5 Colisiones en varias dimensiones
      7. 9.6 Centro de masa
      8. 9.7 Propulsión de cohetes
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    10. 10 Rotación de un eje fijo
      1. Introducción
      2. 10.1 Variables rotacionales
      3. 10.2 Rotación con aceleración angular constante
      4. 10.3 Relacionar cantidades angulares y traslacionales
      5. 10.4 Momento de inercia y energía cinética rotacional
      6. 10.5 Calcular momentos de inercia
      7. 10.6 Torque
      8. 10.7 Segunda ley de Newton para la rotación
      9. 10.8 Trabajo y potencia en el movimiento rotacional
      10. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    11. 11 Momento angular
      1. Introducción
      2. 11.1 Movimiento rodadura
      3. 11.2 Momento angular
      4. 11.3 Conservación del momento angular
      5. 11.4 Precesión de un giroscopio
      6. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    12. 12 Equilibrio estático y elasticidad
      1. Introducción
      2. 12.1 Condiciones para el equilibrio estático
      3. 12.2 Ejemplos de equilibrio estático
      4. 12.3 Estrés, tensión y módulo elástico
      5. 12.4 Elasticidad y plasticidad
      6. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    13. 13 Gravitación
      1. Introducción
      2. 13.1 Ley de la gravitación universal de Newton
      3. 13.2 Gravitación cerca de la superficie terrestre
      4. 13.3 Energía potencial gravitacional y energía total
      5. 13.4 Órbita satelital y energía
      6. 13.5 Leyes del movimiento planetario de Kepler
      7. 13.6 Fuerzas de marea
      8. 13.7 La teoría de la gravedad de Einstein
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    14. 14 Mecánica de fluidos
      1. Introducción
      2. 14.1 Fluidos, densidad y presión
      3. 14.2 Medir la presión
      4. 14.3 Principio de Pascal y la hidráulica
      5. 14.4 Principio de Arquímedes y flotabilidad
      6. 14.5 Dinámicas de fluidos
      7. 14.6 Ecuación de Bernoulli
      8. 14.7 Viscosidad y turbulencia
      9. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
  3. Ondas y acústica
    1. 15 Oscilaciones
      1. Introducción
      2. 15.1 Movimiento armónico simple
      3. 15.2 Energía en el movimiento armónico simple
      4. 15.3 Comparación de movimiento armónico simple y movimiento circular
      5. 15.4 Péndulos
      6. 15.5 Oscilaciones amortiguadas
      7. 15.6 Oscilaciones forzadas
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    2. 16 Ondas
      1. Introducción
      2. 16.1 Ondas en desplazamiento
      3. 16.2 Matemáticas de las ondas
      4. 16.3 Rapidez de onda en una cuerda estirada
      5. 16.4 La energía y la potencia de una onda
      6. 16.5 Interferencia de ondas
      7. 16.6 Ondas estacionarias y resonancia
      8. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
    3. 17 Sonido
      1. Introducción
      2. 17.1 Ondas sonoras
      3. 17.2 Velocidad del sonido
      4. 17.3 Intensidad del sonido
      5. 17.4 Modos normales de una onda sonora estacionaria
      6. 17.5 Fuentes de sonido musical
      7. 17.6 Batimientos
      8. 17.7 El Efecto Doppler
      9. 17.8 Ondas expansivas
      10. Revisión Del Capítulo
        1. Términos Clave
        2. Ecuaciones Clave
        3. Resumen
        4. Preguntas Conceptuales
        5. Problemas
        6. Problemas Adicionales
        7. Problemas De Desafío
  4. A Unidades
  5. B Factores de conversión
  6. C Constantes fundamentales
  7. D Datos astronómicos
  8. E Fórmulas matemáticas
  9. F Química
  10. G El alfabeto griego
  11. Clave de Respuestas
    1. Capítulo 1
    2. Capítulo 2
    3. Capítulo 3
    4. Capítulo 4
    5. Capítulo 5
    6. Capítulo 6
    7. Capítulo 7
    8. Capítulo 8
    9. Capítulo 9
    10. Capítulo 10
    11. Capítulo 11
    12. Capítulo 12
    13. Capítulo 13
    14. Capítulo 14
    15. Capítulo 15
    16. Capítulo 16
    17. Capítulo 17
  12. Índice

Objetivos De Aprendizaje

Al final de esta sección, podrá:
  • Explicar el origen de las mareas oceánicas de la Tierra.
  • Describir en qué se diferencian las mareas muertas y las salteadas.
  • Describir cómo afectan las fuerzas de marea a los sistemas binarios.

El origen de las mareas oceánicas de la Tierra ha sido objeto de continua investigación durante más de 2000 años. Pero el trabajo de Newton se considera el inicio de la verdadera comprensión del fenómeno. Las mareas oceánicas son el resultado de las fuerzas gravitacionales de las mareas. Estas mismas fuerzas de marea están presentes en cualquier cuerpo astronómico. Son responsables del calor interno que crea la actividad volcánica en Io, una de las lunas de Júpiter, y de la ruptura de estrellas que se acercan demasiado a los agujeros negros.

Mareas lunares

Si usted vive en la orilla de un océano en casi todo el mundo, puede observar la subida y bajada del nivel del mar unas dos veces al día. Esto se debe a la combinación de la rotación de la Tierra sobre su eje y la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol.

Consideremos primero el efecto de la Luna. En la Figura 13.22, estamos mirando "hacia abajo" en el Polo Norte de la Tierra. Un lado de la Tierra está más cerca de la Luna que el otro, por una distancia igual al diámetro de la Tierra. Por lo tanto, la fuerza gravitatoria es mayor en el lado cercano que en el lejano. La magnitud en el centro de la Tierra está entre estos valores. Por eso aparece una protuberancia de marea a ambos lados de la Tierra.

La figura es una ilustración de la Tierra centrada en una elipse exagerada cuyo eje mayor es horizontal. La luna se muestra a la derecha de la tierra, moviéndose en sentido contrario a las agujas del reloj. El lado izquierdo de la elipse está etiquetado como “marea alta”, con una nota que dice: “En el lado lejano, la Luna ejerce una fuerza gravitacional sobre la Tierra más que el agua, lo que crea una marea alta”. El lado derecho de la elipse está etiquetado como “marea alta”, con una nota que dice: “En el lado cercano, la Luna ejerce una fuerza gravitacional sobre el agua más que la Tierra, lo que crea una marea alta”. La parte superior e inferior de la elipse están etiquetadas como "Marea baja"
Figura 13.22 La fuerza de marea estira la Tierra a lo largo de la línea entre la Tierra y la Luna. Es la diferencia entre la fuerza gravitatoria del lado lejano y del lado cercano la que crea el abultamiento de marea a ambos lados del planeta. Las variaciones de las mareas de los océanos son del orden de unos pocos metros, por lo que este diagrama está muy exagerado.

La fuerza neta sobre la Tierra hace que ésta orbite alrededor del centro de masa Tierra-Luna, situado a unos 1600 km por debajo de la superficie terrestre a lo largo de la línea entre la Tierra y la Luna. La fuerza de marea puede considerarse como la diferencia entre la fuerza en el centro de la Tierra y la de cualquier otro lugar. En la Figura 13.23, esta diferencia se muestra a nivel del mar, donde observamos las mareas oceánicas. (Nótese que el cambio en el nivel del mar causado por estas fuerzas de marea se mide a partir del nivel del mar de referencia. Ya hemos visto que la Tierra se abomba muchos kilómetros en el ecuador debido a su rotación. Esto define el nivel del mar de referencia y aquí sólo consideramos la protuberancia de la marea, mucho más pequeña, medida a partir de ese nivel del mar de referencia).

Una ilustración de la tierra y las fuerzas de marea mostradas como flechas en la superficie de la tierra. Cerca de los polos, las flechas son cortas y apuntan radialmente hacia adentro. A medida que nos alejamos de los polos, las flechas se alargan y apuntan cada vez más lejos del centro. A 45 grados, las flechas son tangentes a la superficie y apuntan hacia el ecuador. En el ecuador, las flechas son más largas y apuntan directamente hacia afuera.
Figura 13.23 La fuerza de marea es la diferencia entre la fuerza gravitatoria en el centro y la de otros lugares. En esta figura, las fuerzas de marea se muestran en la superficie del océano. Estas fuerzas disminuirían a cero al acercarse al centro de la Tierra.

¿Por qué la subida y la bajada de las mareas se producen dos veces al día? Mire de nuevo a la Figura 13.22. Si la Tierra no girara y la Luna estuviera fija, los bultos permanecerían en el mismo lugar de la Tierra. En relación con la Luna, las protuberancias permanecen fijas a lo largo de la línea que une la Tierra y la Luna. Pero la Tierra gira (en la dirección indicada por la flecha azul) aproximadamente cada 24 horas. En 6 horas, los lugares cercanos y lejanos de la Tierra se desplazan hacia donde se producen las mareas bajas, y 6 horas más tarde, esos lugares vuelven a la posición de las mareas altas. Dado que la Luna también orbita la Tierra aproximadamente cada 28 días, y en la misma dirección en que gira la Tierra, el tiempo entre las mareas altas (y bajas) es en realidad de unas 12,5 horas. El calendario real de las mareas se complica por numerosos factores, el más importante de los cuales es otro cuerpo astronómico: el Sol.

El efecto del sol en las mareas

Además de las fuerzas de marea de la Luna sobre los océanos de la Tierra, el Sol también ejerce una fuerza de marea. La atracción gravitatoria del Sol sobre cualquier objeto de la Tierra es casi 200 veces superior a la de la Luna. Sin embargo, como mostraremos más adelante en un ejemplo, el efecto de las mareas del Sol es menor que el de la Luna, pero es un efecto importante. Dependiendo de las posiciones de la Luna y el Sol con respecto a la Tierra, el efecto neto de las mareas puede verse amplificado o atenuado.

La Figura 13.22 ilustra las posiciones relativas del Sol y de la Luna que crean las mayores mareas, llamadas mareas vivas (o mareas saltantes). Durante las mareas vivas, la Tierra, la Luna y el Sol están alineados y los efectos de las mareas se suman. (Recordemos que las fuerzas de marea causan abultamientos en ambos lados). La Figura 13.22(c) muestra las posiciones relativas para las mareas más pequeñas, llamadas mareas muertas. Los extremos de las mareas altas y bajas se ven afectados. Las mareas de primavera se producen durante la luna nueva o llena, y las mareas muertas se producen en la media luna.

Interactivo

Puede ver una o dos animaciones de las mareas en movimiento.

La figura a muestra la tierra centrada dentro de una elipse horizontal sombreada etiquetada como marea viva. El sol se sitúa a la derecha de la tierra y la luna está alineada, entre la tierra y el sol, y orbita en sentido contrario a las agujas del reloj. La figura b muestra la tierra centrada dentro de una elipse horizontal sombreada etiquetada como marea viva. El sol se sitúa a la derecha de la tierra y la luna está en línea con la tierra y el sol pero a la izquierda de la tierra, y orbita en sentido contrario a las agujas del reloj. La figura c muestra la tierra centrada dentro de una elipse vertical sombreada etiquetada como marea muerta. El sol se sitúa a la derecha de la tierra y la luna está por debajo de la tierra, y orbita en sentido contrario a las agujas del reloj. La elipse de la parte c tiene un eje mayor vertical notablemente menor que los ejes mayores horizontales de las elipses de las partes a y b.
Figura 13.24 (a y b) Las mareas vivas se producen cuando el Sol y la Luna están alineados, mientras que (c) las mareas muertas se producen cuando el Sol y la Luna forman un triángulo rectángulo con la Tierra. (La figura no está dibujada a escala)

La magnitud de las mareas

Con datos precisos de las posiciones de la Luna y el Sol, se puede predecir con exactitud la hora de las mareas máximas y mínimas en la mayoría de los lugares de nuestro planeta.

Interactivo

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Sin embargo, la magnitud de las mareas es mucho más complicada. Los ángulos relativos de la Tierra y la Luna determinan las mareas vivas y muertas, pero las magnitudes de estas mareas también se ven afectadas por las distancias a la Tierra. Las fuerzas de marea son mayores cuando las distancias son menores. Tanto la órbita de la Luna alrededor de la Tierra como la órbita de la Tierra alrededor del Sol son elípticas, por lo que una marea viva es excepcionalmente grande si se produce cuando la Luna está en el perigeo y la Tierra en el perihelio. Por el contrario, es relativamente pequeño si se produce cuando la Luna está en el apogeo y la Tierra en el afelio.

Las mayores causas de la variación de las mareas son la topografía de la costa local y la batimetría (el perfil de la profundidad) del fondo del océano. La gama de mareas debida a estos efectos es asombrosa. Aunque las mareas oceánicas son mucho más pequeñas que un metro en muchos lugares del mundo, las mareas de la bahía de Fundy (Figura 13.25), en la costa este de Canadá, pueden llegar a ser de 16,3 metros.

Dos fotos del mismo puerto deportivo en la bahía de Fundy y parecen estar tomadas desde el mismo lugar. La foto de la izquierda se tomó cuando el agua está alta, la línea de flotación está cerca y los barcos están todos flotando en el agua. La foto de la derecha se tomó cuando el agua está baja. La línea de flotación está bastante lejos y los barcos descansan sobre el barro.
Figura 13.25 Barcos en la bahía de Fundy con marea alta y baja. El cambio del nivel del mar, que se produce dos veces al día, supone un verdadero reto para el amarre seguro de las embarcaciones (créditos: modificación de trabajos de Dylan Kereluk).

Ejemplo 13.14

Comparación de las fuerzas de marea

Comparar la fuerza gravitatoria de la Luna sobre una masa de 1,0 kg situada en el lado cercano y otra en el lado lejano de la Tierra. Repita la operación para el Sol y luego compare los resultados para confirmar que las fuerzas de marea de la Luna son aproximadamente el doble que las del Sol.

Estrategia

Usamos la ley de la gravitación de Newton dada por la Ecuación 13.1. Necesitamos las masas de la Luna y del Sol y sus distancias a la Tierra, así como el radio de la Tierra. Usamos los datos astronómicos del Apéndice D.

Solución

Al sustituir la masa de la Luna y la distancia media de la Tierra a la Luna, tenemos
F12=Gm1m2r2=(6,67×10−11N·m2/kg2)(1,0kg)(7,35×1022kg)(3,84×108±6,37×106m)2.F12=Gm1m2r2=(6,67×10−11N·m2/kg2)(1,0kg)(7,35×1022kg)(3,84×108±6,37×106m)2.

En el denominador, usamos el signo menos para el lado cercano y el signo más para el lado lejano. Los resultados son

Fcerca de=3,44×10−5NyFlejos=3,22×10−5N.Fcerca de=3,44×10−5NyFlejos=3,22×10−5N.

La fuerza gravitatoria de la Luna es casi un 7 % mayor en el lado cercano de la Tierra que en el lado lejano, pero ambas fuerzas son mucho menores que la de la propia Tierra sobre la masa de 1,0 kg. Sin embargo, esta pequeña diferencia crea las mareas. Ahora repetimos el problema, pero sustituyendo la masa del Sol y la distancia media entre la Tierra y el Sol. Los resultados son

Fcerca de=5,89975×10−3NyFlejos=5,89874×10−3N.Fcerca de=5,89975×10−3NyFlejos=5,89874×10−3N.

Tenemos que mantener seis dígitos significativos ya que queremos comparar la diferencia entre ellos con la diferencia para la Luna. (Aunque no podemos justificar el valor absoluto con esta exactitud, ya que todos los valores del cálculo son iguales excepto las distancias, la precisión en la diferencia sigue siendo válida con tres dígitos) La diferencia entre las fuerzas cercanas y lejanas sobre una masa de 1,0 kg debidas a la Luna es

Fcerca de=3,44×10−5N3,22×10−5N=0,22×10−5N,Fcerca de=3,44×10−5N3,22×10−5N=0,22×10−5N,

mientras que la diferencia para el Sol es

Fcerca deFlejos=5,89975×10−3N5,89874×10−3N=0,101×10−5N.Fcerca deFlejos=5,89975×10−3N5,89874×10−3N=0,101×10−5N.

Nótese que un enfoque más adecuado es escribir la diferencia de las dos fuerzas con la diferencia entre las distancias cercana y lejana expresada explícitamente. Con un poco de álgebra podemos demostrar que

Fmarea=GMmr12GMmr22=GMm((r2r1)(r2+r1)r12r22),Fmarea=GMmr12GMmr22=GMm((r2r1)(r2+r1)r12r22),

donde r1r1 y r2r2 son iguales hasta tres dígitos significativos, pero su diferencia (r2r1)(r2r1), igual al diámetro de la Tierra, también se conoce con tres dígitos significativos. Los resultados del cálculo son los mismos. Este enfoque sería necesario si el número de dígitos significativos necesarios supera el disponible en su calculadora u ordenador.

Importancia

Obsérvese que las fuerzas ejercidas por el Sol son casi 200 veces mayores que las ejercidas por la Luna. Pero la diferencia de esas fuerzas para el Sol es la mitad que para la Luna. Esta es la naturaleza de las fuerzas de marea. La Luna tiene un mayor efecto de marea porque el cambio fraccionario en la distancia del lado cercano al lado lejano es mucho mayor para la Luna que para el Sol.

Compruebe Lo Aprendido 13.10

La Tierra ejerce una fuerza de marea sobre la Luna. ¿Es mayor, igual o menor que la de la Luna en la Tierra? Tenga cuidado en su respuesta, ya que las fuerzas de marea surgen de la diferencia de fuerzas gravitatorias entre un lado y otro. Observe los cálculos que realizamos para la fuerza de marea en la Tierra y considere los valores que cambiarían significativamente para la Luna. El diámetro de la Luna es una cuarta parte del de la Tierra. Las fuerzas de marea en la Luna no son fáciles de detectar, ya que no hay líquido en la superficie.

Otros efectos de la marea

Las fuerzas de marea existen entre dos cuerpos cualesquiera. El efecto estira los cuerpos a lo largo de la línea entre sus centros. Aunque el efecto de las mareas en los mares de la Tierra es observable a diario, las consecuencias a largo plazo no pueden observarse tan fácilmente. Una de las consecuencias es la disipación de la energía de rotación debido a la fricción durante la flexión de los propios cuerpos. La velocidad de rotación de la Tierra disminuye a medida que las fuerzas de marea transfieren la energía de rotación en calor. El otro efecto, relacionado con esta disipación y la conservación del momento angular, se denomina "bloqueo" o sincronización de mareas. Ya le ha ocurrido a la mayoría de las lunas de nuestro sistema solar, incluida la Luna de la Tierra. La Luna mantiene una cara hacia la Tierra: su velocidad de rotación se ha acoplado a la velocidad orbital alrededor de la Tierra. El mismo proceso le está ocurriendo a la Tierra, y finalmente mantendrá una cara hacia la Luna. Si eso ocurre, ya no veríamos las mareas, ya que la protuberancia de las mareas permanecería en el mismo lugar de la Tierra, y la mitad del planeta no vería nunca la Luna. Sin embargo, este cierre tardará muchos miles de millones de años, quizás no antes de que nuestro Sol expire.

Uno de los ejemplos más dramáticos de los efectos de las mareas se encuentra en Io, una de las lunas de Júpiter. En 1979, la nave espacial Voyager envió espectaculares imágenes de la actividad volcánica de Io. Es el único otro cuerpo astronómico de nuestro sistema solar en el que hemos encontrado tal actividad. La Figura 13.26 muestra una imagen más reciente de Io tomada por la nave New Horizons en su camino hacia Plutón, mientras usa una ayuda gravitatoria de Júpiter.

Una foto de una erupción en Io.
Figura 13.26 En Io se puede observar evidencia dramática de fuerzas de marea. La erupción que se ve en azul se debe al calor interno creado por las fuerzas de marea ejercidas sobre Io por Júpiter (créditos: modificación de trabajo de NASA, Jet Propulsion Laboratory [JPL] y la Universidad de Arizona).

Para algunas estrellas, el efecto de las fuerzas de marea puede ser catastrófico. Las fuerzas de marea en sistemas binarios muy cercanos pueden ser lo suficientemente fuertes como para arrancar la materia de una estrella a la otra, una vez que las fuerzas de marea superan las fuerzas de autogravedad cohesivas que mantienen a las estrellas unidas. Este efecto puede observarse en estrellas normales que orbitan alrededor de estrellas compactas cercanas, como las estrellas de neutrones o los agujeros negros. La Figura 13.27 muestra una representación artística de este proceso. A medida que la materia cae en la estrella compacta, forma un disco de acreción que se sobrecalienta e irradia en el espectro de rayos X.

Ilustración de la acreción de una estrella en órbita por un objeto compacto. Se muestra una gran estrella cerca de un pequeño objeto compacto. Se muestra la materia luminosa que se desprende de la estrella y entra en una espiral, etiquetada como disco de acreción, que rodea el objeto compacto. Una línea brillante perpendicular al disco se extiende desde el centro del objeto compacto, por encima y por debajo, y se denomina chorro relativista.
Figura 13.27 Las fuerzas de marea de un objeto compacto pueden arrancar la materia de una estrella en órbita. Además del disco de acreción que orbita alrededor del objeto compacto, a menudo se expulsa material a lo largo de chorros relativistas como se muestra (créditos: modificación de trabajo del Observatorio Europeo Austral [European Southern Observatory], L. Calçada y M. Kornmesser).

La producción de energía de estos sistemas binarios puede superar la producción típica de miles de estrellas. Otro ejemplo podría ser un cuásar. Los cuásares son objetos muy distantes e inmensamente brillantes, que a menudo superan la producción de energía de galaxias enteras. El consenso general entre los astrónomos es que se trata, de hecho, de agujeros negros masivos que producen energía radiante al caer en ellos la materia arrancada por las mareas de las estrellas cercanas.

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