La Luna, el cuerpo celeste más cercano a la Tierra, ha sido el más estudiado e investigado del todo el sistema solar en todos los campos del conocimiento. Aunque existen pocos tratados en lengua castellana, hay infinidad de artículos publicados en revistas especializadas de Astronomía y en boletines de las Asociaciones astronómicas. Muchos de ellos referentes a su geología, origen de su nacimiento, fotografía lunar, métodos observacionales, movimientos lunares, etc.

No me canso de repetir, que nuestro curso de iniciación, sólo pretende iniciaros en los conceptos básicos de la observación, sin abusar de los conceptos científicos, y en el caso que nos ocupa, porque está la Luna ahí, donde casi todos los días la vemos.

El astrónomo aficionado que se inicia, no profundiza en el conocimiento astronómico de golpe y en una sola noche de observación, o leyendo un artículo concreto, sino que, adquiere la experiencia a través de la lectura y observación continua. Esto quiere decir que, nuestra revista Galileo no es la tesis de un doctorando, ni la publicación de las investigaciones llevadas a cabo por una entidad científica, excepción hecha de algunos trabajos aparecidos. Pretendemos divulgar los conocimientos astronómicos a un nivel popular, para los que se inician en este campo tan basto.

En esta entrega sobre observación lunar, trato de forma somera sobre uno de los movimientos propios de la Luna, que nos permite a los astrónomos aficionados observar un poquito más que la mitad lunar, algo más de un 58% de su superficie.

La órbita de la Luna es ligeramente elíptica, respondiendo a las tres leyes de Kepler. Sujeta no sólo a la atracción gravitatoria de la Tierra, también a la solar y bajo esta compleja teoría de la atracción gravitacional llamada de los tres cuerpos, dificulta las predicciones en los valores exactos de su órbita.
Prescindiendo de esta teoría, paso a describir que causas provocan tan peculiar movimiento llamado de libración.

La Luna, en su movimiento orbital en torno a la Tierra atraviesa por dos puntos importantes llamados apogeo y perigeo. En el apogeo la Luna se encuentra a la mayor distancia de la Tierra y en el perigeo a la mínima distancia. La figura que dibuja en su recorrido es una elipse. La segunda ley de Kepler determina que, las áreas barridas por el radio vector que une la Tierra con la Luna en tiempos iguales, son iguales. De aquí se deduce que la Luna se moverá, más deprisa en el perigeo que en el apogeo como indica la Fig.1.

En tanto que orbita la Luna en torno a la Tierra, rota sobre su eje de forma constante. Estos dos movimientos lunares, el orbital y el rotacional son los causantes que dan lugar al balanceo del cuerpo lunar conocido como movimiento de libración lunar, tanto en longitud (E-W) como en latitud (N-S). Veamos como se producen.

Libración en longitud
Es debido a la 2ª ley de Kepler anteriormente mencionada (velocidad orbital irregular y movimiento constante de rotación), lo que permite al observador apreciar un máximo de 7º 50' de su superficie. Ver Fig.2, los astros no están representados a escala, para permitir resaltar la libración en longitud.

Libración en latitud
La causa que produce esta libración lunar, se debe a que, el eje de rotación de la Luna, está inclinado con respecto al plano de su órbita 6º 40' aproximadamente, que añadido a la constante dirección que mantiene el eje sobre el que rota, posibilita al observador apreciar en los Polos N y S lunares, unos 6º 50' más de sus latitudes extremas, alternativamente.

La órbita lunar a su vez está inclinada con respecto a la eclíptica (camino que recorre aparentemente el Solórbita de la Tierra con la Luna alrededor del Sol), aproximadamente 5,15º. Ver Fig. 3.

Imagen de la Luna compuesta a partir de las imagenes obtenidas por la sonda Clementine (U.S. Geological Survey)

Dada la cercanía de la Luna a la Tierra se produce el fenómeno llamado de libración diurna o paraláctica. Observada la Luna desde dos puntos opuestos en la superficie de la Tierra, desde uno de ellos la observará en su salida (orto), y desde el otro punto opuesto, observará su puesta (ocaso). Se origina el hecho, por la posición relativa de la Luna, siendo distinta para ambos observadores. Su magnitud es de casi 1º más hacia el Oeste y hacia el Este de los limbos iluminados de la constante cara visible de nuestro satélite natural. Ver Fig. 4.

Deseando que la primavera os anime en la observación del Cielo, y conociendo un poquito más los movimientos de nuestro satélite, vuestro amigo se despide hasta el proximo curso.

Que tengais buenas observaciones.