domingo, 15 de marzo de 2009
Marea

Para el grupo musical español, véase Marea (banda).
Para el modelo de automóvil de turismo, véase Fiat Marea.
Vistas a pleamar y a bajamar del puerto de la Flotte en la isla Ré (Francia) en el golfo de Vizcaya.

Marea es el cambio periódico del nivel del mar, producido principalmente por las fuerzas gravitacionales que ejercen la Luna y el Sol. Otros fenómenos pueden producir variaciones del nivel del mar. Uno de los más importantes es la variación de la presión atmosférica. La presión atmosférica varía corrientemente entre 990 y 1040 hectopascales y aún más en algunas ocasiones. Una variación de la presión de 1 hectopascal provoca una variación de 1 cm del nivel del océano, así que la variación del nivel del mar debida a la presión atmosférica es del orden de 50 cm. Algunos llaman a estas variaciones mareas barométricas.

Otros fenómenos ocasionales, como los vientos, las lluvias, el desborde de ríos y los tsunamis provocan variaciones del nivel del mar, pero no pueden ser calificados de mareas.

Contenido

 

[editar] Historia

El fenómeno de mareas es conocido desde la antigüedad. Parece ser que Piteas (siglo IV a. C.) fue el primero en señalar la relación entre la amplitud de la marea y las fases de la Luna así como su periodicidad. Plinio el Viejo (23-79) en su Naturalis Historia describe correctamente el fenómeno y piensa que la marea está relacionada con la Luna y el Sol. Mucho más tarde, Bacon, Kepler y otros trataron de explicar ese fenómeno, admitiendo la atracción de la Luna y del Sol. Pero fue Isaac Newton en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica ('Principios matemáticos de la Filosofía Natural', 1687) quien dio la explicación de las mareas aceptada actualmente. Más tarde, Pierre-Simon Laplace (1749-1827) y otros científicos ampliaron el estudio de las mareas desde un punto de vista dinámico. Issac Newton realizó varios estudios científicos del comportamiento de las mareas y calculó la altura de éstas según la fecha del mes,la estación del año y la latitud.Más tarde , Simon Laplace complementó los estudio de Newton.

[editar] Términos

Marea viva en Wimereux (Francia).
Marea baja en Combarro (Pontevedra, España).

A continuación se recogen los principales términos empleados en la descripción de las mareas:

  • Marea alta o pleamar: Momento en que el agua del mar alcanza su máxima altura dentro del ciclo de las mareas.
  • Marea baja o bajamar: Momento opuesto, en que el mar alcanza su menor altura.

El tiempo aproximado entre una pleamar y la bajamar es de 6 horas 12 minutos, completando un ciclo de 24 horas 50 minutos.

  • Flujo: El flujo es el proceso de ascenso lento y continuo de las aguas marinas, debido al incremento progresivo de la atracción lunar o solar.
  • Reflujo: El reflujo es el proceso de descenso de las aguas marinas, lento y progresivo, debido a la decadencia de la atracción lunar o solar.
  • Carrera de marea: Diferencia de altura entre pleamar y bajamar.
  • Semiperíodo de marea: Diferencia en el tiempo entre pleamar y bajamar.
  • Estoa de marea: Es el momento en el que el nivel permanece fijo en la pleamar o en la bajamar.
  • Estoa de corriente: Es el instante en que la corriente asociada a la marea se anula.
  • Establecimiento del puerto: Es el desfase existente, debido a la inercia de la hidrosfera, entre el paso de la Luna por el meridiano del lugar y la aparición de la pleamar siguiente.
  • Edad de la marea: Es el desfase existente, por la misma razón, entre el paso de la Luna llena por el meridiano del lugar y la máxima pleamar mensual siguiente.
  • Unidad de altura: Promedio durante 19 años (un ciclo nodal ó ciclo de metón) de las dos máximas carreras de marea (equinoccios) de cada año del ciclo.
  • Marea viva, alta o sizigia: Son las mareas que se producen con la Luna Llena y la Luna Nueva, cuando el Sol, la Luna y la Tierra se encuentran alineados. La Marea Viva que se produce durante la fase de Luna Nueva se denomina "Marea Viva de Conjunción"; y la que se produce mientras tiene lugar la fase de Luna Llena se llama "Marea Viva de Oposición".
  • Marea muerta, baja o de cuadratura: Son las mareas que se producen durante las fases de Cuarto Creciente y Cuarto Menguante, cuando las posiciones de la Tierra, el Sol y la Luna forman un ángulo aparente de 90º.
  • Líneas cotidales: Las líneas cotidales (del inglés tide: marea), son las líneas que unen los puntos en los cuales la pleamar es simultánea.
  • Puntos anfidrómicos o puntos de anfidromia: Son zonas hacia las cuales convergen las líneas cotidales y en las que la amplitud de la marea es cero.
  • Puerto patrón: son los puntos geográficos para las cuales se calcula y publica la predición de fecha y altura de marea.
  • Puerto secundario: son puntos geográficos de interes para el navegante pero que no tienen publicado un cálculo de predicion de mareas, pero si una correción en cuanto a hora y altura que los refiere a un puerto patrón y mediante la cual se puede detrminar igualmente los datos de marea.
  • Tablas de marea: son la publicaciones anuales con la predicion diaria de las alturas de marea. Suministran entre otros datos, fecha, hora y altura de marea para diferentes puntos a lo largo del litoral marítimo.

[editar] Fenómeno físico de las mareas

La explicación completa del mecanismo de las mareas, con todas las periodicidades, es extremamente larga y complicada. Así que se comenzará empleando todas las simplificaciones posibles para luego acercarse a la realidad suprimiendo algunas de estas simplificaciones.

Se considerará que la Tierra es una esfera sin continentes rodeada por una hidrosfera y que gira alrededor del Sol en una trayectoria circular sin girar sobre su eje. Por ahora no se tendrá cuenta de la Luna.

Cuando un astro está en órbita alrededor de otro, la fuerza de atracción gravitacional entre los dos viene dada por la ley de gravitación de Newton:

F_g=G\textstyle{M_1M_2\over d^2}\,

donde:

Esta fuerza de atracción es la fuerza centrípeta que hace que el astro describa un círculo.

F_c=M_2\omega^2 R_1 = G\textstyle{M_1M_2\over d^2}\,

donde:

  • \scriptstyle{M_2} es la masa del astro.
  • \scriptstyle{\omega={2\pi\over T}} es la velocidad angular del astro y \scriptstyle{T} su período orbital.
  • \scriptstyle{R_1} es la distancia entre el centro de masas del astro y el centro de rotación, que coincide con el centro de masas de los dos astros. Si el otro astro es mucho más masivo (\scriptstyle{M_1 << M_2} ), el centro de rotación está muy cerca del centro de masas del astro masivo y \scriptstyle{R_1\simeq d} . Es el caso que ocurre con la Tierra y el Sol.
La fuerza de atracción asociada a la órbita y al período solamente se ejerce sobre puntos situados a la misma distancia que el centro de masas. Las zonas más lejanas están menos atraídas y las más cercanas lo están más.

El valor de la aceleración de gravedad debida al Sol es exactamente el que corresponde a una órbita con la velocidad angular \scriptstyle{\omega} y con el centro de masas terrestre a una distancia \scriptstyle{d} del Sol. Todas las partes de la Tierra tienen la misma velocidad angular alrededor del Sol, pero no están a la misma distancia. Las que están más lejos que el centro de masas sentirán una aceleración de gravedad menor que la necesaria y la que están a una distancia inferior sentirán una aceleración mayor que la necesaria.

Existe otra fuerza, del mismo orden de magnitud, debida al hecho que las fuerzas de atracción convergen hacia el centro del Sol, que se encuentra situado a una distancia finita. Se describirá más adelante.

En algunas fuentes se comete el error de añadir las aceleraciones centrífugas. Si opta por utilizar un sistema de referencia inercial (inmóvil respecto a la estrellas), no se deben tener en cuenta las fuerzas centrífugas, que son fuerzas ficticias y que sólo aparecen en sistemas de referencia acelerados. Un observador en la Tierra ve fuerzas centrífugas porque la Tierra está en caída libre hacia el Sol. En cambio, para un observador exterior fijo, solo existen las fuerzas reales, como la fuerza de atracción que constituye la fuerza centrípeta.[1]

El resultado de este pequeño desequilibrio de fuerzas es que el agua de los océanos situada en el lado opuesto al Sol siente una fuerza que la empuja hacia el exterior de la órbita, mientras que el agua situada en el lado orientado hacia el Sol siente una fuerza que la empuja hacia dicho astro. La consecuencia es que la esfera de agua que recubre a la Tierra se alarga ligeramente y se transforma en un elipsoide de revolución cuyo eje mayor está dirigido hacia el Sol. Se verá que este alargamiento relativo es muy pequeño: del orden de uno entre diez millones.

[editar] Mareas solares

El agua del pozo vertical siente una aceleración hacia el centro porque la atracción del Sol está dirigida hacia el centro del Sol. Las escalas no se han respetado.

Para calcular la amplitud de las mareas solares, se construyen dos pozos imaginarios desde la superficie hasta el centro de la Tierra. Uno es paralelo a la recta que une la Tierra y el Sol y el otro es perpendicular.

La fuerza y la aceleración que siente el agua en el pozo perpendicular son casi paralelas al eje Tierra-Sol, pero no exactamente. La razón es que el Sol está a una distancia finita y las fuerzas están dirigidas hacia el centro del Sol y no son totalmente paralelas. Calculemos la componente de la aceleración de gravedad perpendicular al eje Tierra-Sol, \scriptstyle{\Delta a_s} , que experimenta el agua situada a una distancia \scriptstyle{r} del centro de la Tierra. Sin más que proyectar el vector de aceleración, se llega a que:

\textstyle{\Delta a_s \over a_s}= {r\over d}

Aquí, \scriptstyle{a_s} es la aceleración debida a la atracción del Sol:

a_s= G\textstyle {M_s\over d^2}

En esta última fórmula, \scriptstyle{M_s=1{,}987\,10^{30}kg} es la masa del Sol y \scriptstyle{d=150\,10^9m} es la distancia de la Tierra al Sol. Por su parte, la componente perpendicular al eje queda:

\Delta a_s=G\textstyle {M_s\over d^2}\textstyle {r\over d}

Esta aceleración varía linealmente entre el centro de la Tierra y la superficie. El valor medio se obtiene reemplazando \scriptstyle{r} por \scriptstyle{R\over 2} , donde \scriptstyle{R=6{,}366\,10^6m} es el radio de la Tierra. Esta aceleración añade un "peso" adicional a la columna de agua del pozo y hace que la presión en el fondo aumente una cantidad \scriptstyle{\rho \overline{\Delta a_s} R} , donde \scriptstyle{\rho} es la densidad del agua. Este aumento de la presión, transmitido a la superficie del océano, se corresponde con una variación \scriptstyle{h} del nivel del océano dada por la fórmula \scriptstyle{P = \rho g h} (donde \scriptstyle{g=9{,}81 m/s^2} es la aceleración de gravedad terrestre):

h= G\textstyle{{M_s\over d^3}{R^2\over 2g}}

El cálculo numérico da una variación de 8,14 cm.

Se pasará ahora a calcular la disminución \scriptstyle{\Delta a_g} de la aceleración de gravedad ocasionada por el Sol en un punto situado a una distancia \scriptstyle{r} del centro de la Tierra. Añadiendo esta distancia adicional en la fórmula de la aceleración gravitatoria:

a_g= G\textstyle {M_s\over (d+r)^2}= G\textstyle {M_s\over d^2 + 2rd + r^2}= G{M_s\over d^2\left(1 + 2{r\over d} + \left({r\over d}\right)^2\right)}\simeq G\textstyle {M_s\over d^2}\left(1-2\textstyle {r\over d}\right)

El primer sumando se corresponde con la aceleración para un cuerpo situado a una distancia \scriptstyle{d} . Por tanto, la disminución de la aceleración es:

\Delta a_g= G\textstyle {M_s\over d^2}2\textstyle {r\over d}

A su vez, la aceleración media es:

\overline{\Delta a_g}= G\textstyle {M_s\over d^3}R

La variación de presión es, como en el caso anterior, \scriptstyle{\rho \overline{\Delta a_g} R} , por lo que:

h= G\textstyle {M_s\over d^3}\textstyle {R^2\over g}

Esta aceleración da un aumento de la altura del océano de 16,28 cm. Con la suma de los dos efectos, el semieje mayor del elipsoide es 24,4 cm mayor que el semieje menor. Como la Tierra gira, un punto situado en el Ecuador ve la altura del mar llegar a un máximo (pleamar) dos veces por día: cada vez que dicho punto pasa por el semieje mayor. De la misma manera, cada vez que el punto pasa por un semieje menor, la altura del mar pasa por un mínimo (bajamar). La diferencia entre la pleamar y la bajamar es de 24,4 cm. Pero hay que olvidar que esto sólo es la parte debida al Sol, que no hay continentes y que no se ha tenido en cuenta la inclinación del eje de rotación de la Tierra. La variación de la altura del mar se puede aproximar por una sinusoide con un período de 12 horas.

[editar] Mareas lunares

La Luna gira alrededor de la Tierra, pero esta última no está inmóvil. En realidad, tanto la Luna como la Tierra giran alrededor del centro de masas de las dos. Este punto se sitúa a 4.670 km del centro de la Tierra. Como el radio de la Tierra es de 6.366 km, el centro de masas se encuentra a unos 1.700 km de profundidad bajo su superficie. La Luna tiene una masa \scriptstyle{M_\ell=7{,}349\,10^{22}} kg y está a una distancia media de la Tierra de \scriptstyle{d_\ell=3{,}84\,10^8} m. El cálculo de las mareas lunares es similar al cálculo de las mareas solares. Basta con reemplazar la masa y la distancia del Sol por las de la Luna. La diferencia de altura del océano debida al no paralelismo de las fuerzas es:

h= G\textstyle{{M_\ell\over d_\ell^3}{R^2\over 2g}}

El cálculo numérico nos da una variación de 17,9 cm.

La diferencia de altura del océano provocada por diferencia de atracción debida a las distancias diferentes respecto a la Luna es:

h= G\textstyle{{M_\ell\over d_\ell^3}{R^2\over 2g}}

El cálculo numérico nos da una variación de 35,6 cm.

La diferencia de longitud entre el semieje mayor y el semieje menor del elipsoide debido a las mareas lunares de 53,6 cm. Por tanto, la amplitud de las mareas lunares es, aproximadamente, dos veces mayor que las de las mareas solares. Como para las mareas solares, la variación de la altura del mar en un punto de la superficie terrestre se puede aproximar por una sinusoide. Esta vez, el período es 12 horas, 25 minutos y 10 segundos.

[editar] Mareas vivas y mareas muertas

Cuando la Luna y el Sol están alineados, los elipsoides (en punteado) se refuerzan y las mareas son más grandes. Cuando la Luna está en cuadratura con el Sol, los elipsoides se cancelan parcialmente y las mareas son pequeñas.

El elipsoide debido a las mareas solares tiene el eje mayor dirigido hacia el Sol. El debido a las mareas lunares tiene el eje mayor dirigido hacia la Luna. Como la Luna gira alrededor de la Tierra, los ejes mayores de los elipsoides no giran a la misma velocidad. Con respecto a la estrellas, el periodo de rotación del elipsoide solar es de un año. El del elipsoide de la Luna es de 27,32 días. El resultado es que los ejes de los dos elipsoides se acercan cada 14,7652944 días. Cuando los ejes mayores de los dos elipsoides están alineados, la amplitud de las mareas es máxima y se llaman mareas vivas o mareas sizigias. Esto sucede en las lunas nuevas y en las lunas llenas. En cambio, cuando el eje mayor de cada elipsoide está alineado con el eje menor del otro, la amplitud de las mareas es mínima. Esto sucede en los cuartos menguantes y los cuartos crecientes. Estas mareas se llaman mareas muertas o mareas de cuadratura.

[editar] Inclinación del eje de la Tierra

Hasta ahora se ha ignorado el hecho de que el eje de rotación de la Tierra está inclinado unos 23,44° con respeto a la eclíptica (el plano que contiene la órbita de la Tierra y el Sol). Además, el plano de la órbita de la Luna está inclinado unos 5,145° con respecto a la eclíptica. Esto significa que el Sol ocupa posiciones que van desde 23,44° al norte del plano ecuatorial hasta 23,44° al sur del mismo plano. La Luna puede ocupar posiciones desde 28,6° hasta -28,6°. La consecuencia de esto es que los ejes mayores de los elipsoides que se han utilizado raramente coinciden con el plano del ecuador terrestre.

El Eje mayor del elipsoide de marea está dirigido hacia la Luna. Las dos pleamares diarias, vistas en una latitud de la Tierra, no presentan la misma amplitud.

En la imagen de derecha el punto A está en pleamar. Cuando se produzca la próxima pleamar, 12 horas, 25 minutos y 10 segundos más tarde, el mismo punto se encontrará en B. Esta pleamar será menor que la precedente y que la posterior.

Esta alternancia diurna entre pleamares grandes y pequeñas hace pensar en la suma de dos periodicidades: una diurna y otra semidiurna. Se habla entonces de ondas de marea diurna y semidiurna, tanto lunar como solar. Esto se corresponde con un modelo matemático y no con la realidad física.

Nótese que el punto u y las localizaciones situadas más al norte, solo ven una pleamar por día. Cuando deberían estar en la pequeña pleamar, están aún en el mismo lado del elipsoide. Una situación similar se produce en el Hemisferio Sur. Matemáticamente, la amplitud de la onda semidiurna es demasiado pequeña para que pueda crear máximos o mínimos adicionales.

Las mareas son máximas cuando las dos pleamares son iguales. Eso solo ocurre cuando el eje mayor de los elipsoides es paralelo al plano ecuatorial. Es decir, cuando el sol se encuentra en el plano ecuatorial. Esto ocurre durante los equinoccios. Las mareas de equinoccio son las mayores del año.

[editar] Otras causas de variación

Varios factores adicionales también contribuyen a la amplitud de la marea:

  • Tanto la trayectoria de la Tierra alrededor del Sol, como la de la Luna alrededor de la Tierra, no son círculos sino elipses. Cuando la Tierra está más cerca del Sol (perihelio), las mareas son más intensas. De la misma manera, cuando la Luna está a su perigeo, las mareas son también más grandes. La influencia del perigeo o apogeo de la Luna es de ±20% con respecto a la marea media.
  • Las mareas más grandes ocurren en sizigia, es decir cuando el Sol la Tierra y la Luna están alineados.
  • El mejor alineamiento del Sol, la Luna y la Tierra ocurre cuando la Luna atraviesa la eclíptica entre la Tierra y el Sol o, lo que es lo mismo, cuando el Sol está en el nudo lunar. En esa situación, las fuerzas de atracción del Sol y la Luna están perfectamente alineadas.
  • Cuando el Sol está en el plano ecuatorial, las dos mareas diarias son iguales y máximas. Eso ocurre en los equinoccios.

 Influencia de los continentes

En el cálculo simplificado que se ha realizado, en el cual la Tierra no tiene continentes y está recubierta de una hidrosfera continua, la distancia entre las dos posiciones de pleamar es de 20.000 km. La zona de océano cuyo nivel es más alto que el valor medio tiene un diámetro de 10.000 km. Esa distancia es mayor que la distancia entre América y Europa o África y se corresponde con el ancho del Océano Pacífico. Para que todo un océano como el Atlántico o el Pacífico aumentasen de nivel, su contenido total de agua tendría que aumentar. Como los continentes impiden ese movimiento lateral de todo el océano, el modelo de la onda semidiurna no corresponde con la realidad. En la imagen de derecha se puede ver que la altura de los océanos no sigue una onda que se desplaza de derecha a izquierda (hacia el Oeste). El desplazamiento del agua y de los máximos y mínimos es mucho más complicado.

Líneas cotidales y amplitud de las mareas (en color)
Líneas cotidales más detalladas y con indicación del retardo en horas respecto de una línea de referencia

En el modelo sin continentes, las líneas cotidales coinciden con los meridianos. En la imagen de la derecha en color están representadas las líneas cotidales del planisferio y el color del fondo corresponde a la amplitud de mareas. En la imagen en blanco y negro, las líneas cotidales están más detalladas y el número se corresponde con el retardo en horas con respecto a una línea de referencia. Estas líneas cotidales se corresponden con una situación astronómica particular (Luna creciente, equinoccios, etc.) y cambian con el tiempo. En las dos imágenes se observa que hay líneas cotidales que convergen hacia puntos anfidrómicos, en los cuales la amplitud de la marea es cero.

La situación es aún más marcada en los mares interiores, cuyas dimensiones son aún menores que las de los océanos. Así, el Atlántico no puede llenar o vaciar el Mar Mediterráneo a través el estrecho de Gibraltar. Las aguas del Mediterráneo solo pueden desplazarse hacia el Este o hacia el Oeste, subiendo en un extremo y bajando en el otro. El resultado final se complica por la forma de las costas que limitan y desvían ese movimiento lateral.

 Las mareas en las costas

Grandes mareas
LocalidadAmplitud
(m)
Burntcoat Head, Minas Basin, Bahía de Fundy (Nueva Escocia, CanadáGuiño 11,7
Leaf Lake, Bahía de Ungava (Quebec, CanadáGuiño 9,8
Newport, Canal de Bristol (Inglaterra) 9,2
Sunrise, Turnagain Arm, Cook Inlet (Alaska, EE.UU.) 9,2
Río Gallegos (Reducción Beacon) (Argentina) 8,8
Entrada del Río Koksoak Bahía de Hudson (CanadáGuiño 8,7
Granville, Bahía del Monte Saint Michel (Francia) 8,6
Banco Dirección, Estrecho de Magallanes (Chile) 8,5

Como se ha visto, la amplitud de las mareas en alta mar es menor que 1 metro. En cambio, cerca de las costas la amplitud es generalmente mayor y en algunos casos alcanza o sobrepasa los 10 metros. En la tabla siguiente figuran algunos de los lugares donde se producen grandes mareas.[2] Se ha puesto un solo lugar por zona.

Se explica ahora cómo una marea de menos de un metro en alta mar puede crear una marea de varios metros en la costa. La razón es la resonancia de la capa de agua situada sobre la plataforma continental. Esta capa es poco profunda (menos de 200 m) y, en algunos casos, tiene una gran extensión hasta el talud continental. Por ejemplo, el Canal de la Mancha es una capa de agua de 500 km de largo (desde la entrada hasta el Paso de Calais), 150 km de ancho y solo 100 m de profundidad. A escala, eso se corresponde con una masa de agua de 50 metros de largo y de 1 cm de profundidad. Cuando el nivel del mar aumenta en la entrada, el agua entra en el canal de la Mancha. Como la extensión es grande y la profundidad pequeña, la velocidad del agua aumenta hasta unos 4 a 5 nudos (2 a 2,5 m/s). Alcanzar esa velocidad toma su tiempo (unas tres horas en el caso del Canal de la Mancha), pero detenerse también requiere un período similar. Una vez lanzada, el agua continúa avanzando, transcurriendo otras tres horas hasta que se para e invierte su dirección. El comportamiento oscilatorio se debe a la inercia y al retardo que tiene la capa de agua para responder a la excitación: la variación de altura del océano más allá del talud continental. La marea será más grande en función de que el período de oscilación propio de la zona sea más próximo al periodo de la excitación externa, que es de 12 horas y 25 minutos.

Líneas cotidales en el canal de la Mancha. Los números en rojo se corresponden con la altura de grandes mareas según otra referencia.

En la imagen de izquierda se pueden observar las líneas cotidales en el canal de la Mancha. Los números de cada línea corresponden al retardo de pleamar con respecto a una referencia. Obsérvese que hay 6 horas de diferencia entre las pleamares de la entrada del Canal de la Mancha y el Paso de Calais. También hay seis horas entre la entrada de la Mancha y el Mar de Irlanda (entre Irlanda e Inglaterra). Hay un punto anfidrómico (en anaranjado) en la entrada del Mar del Norte, frente a Holanda .

El período de oscilación propio de la Bahía de Fundy en Canadá es de 13 horas. Como es muy próximo al período de excitación, las mareas son muy grandes. Por el contrario, cuando el período propio se aleja de las 12,4 horas, las amplitudes de las mareas son menores. El período de oscilación propio depende de la forma de la costa y de la profundidad y longitud de la plataforma continental.


 Corrientes de marea

Como se ha dicho, la variación de nivel del mar sobre la plataforma continental exige un movimiento alternativo del agua hacia la costa y hacia el mar. Como la profundidad del agua no es la misma cuando la marea sube que cuando baja, la forma de los obstáculos no es la misma, y la dirección y la velocidad de la corriente tampoco es la misma. El vector velocidad dibuja una especie de elipsoide cuyo eje mayor es más o menos paralelo a la costa.

En sitios donde las mareas tienen gran amplitud, las velocidades del mar también pueden ser muy grandes. Por ejemplo, en el Canal de la Mancha, en el Raz de Sein (en el extremo oeste de Bretaña, en Francia) y en el Raz Blanchard (al norte de la península del Cotentín, también en Francia), la corriente sobrepasa los 10 nudos (18 km/h) durante las grandes mareas. En el estrecho de Mesina, la corriente puede llegar a 5 nudos.

 Centrales mareomotrices

Antiguo molino de mareas en Isla Cristina (Huelva)
Artículo principal: Energía maremotriz

La energía de las mareas ha sido utilizada desde la edad media en Inglaterra, Francia, España y probablemente otros países. Los molinos de mareas de esa época solo funcionaban en reflujo. Estos, como muchos otros molinos hidráulicos, dejaron de utilizarse con la aparición de motores eléctricos.

La instalación de una central mareomotriz crea problemas medioambientales importantes como aterramiento del río, cambios de salinidad en el estuario y sus proximidades y cambio del ecosistema antes y después de las instalaciones.

 Mareas terrestres

Las fuerzas de gravedad que provocan las mareas de los océanos también deforman la corteza terrestre. La deformación es importante y la amplitud de la marea terrestre llega a unos 25 a 30 cm en sizigia y casi 50 cm durante los equinoccios.

 Frenado de la rotación de la Tierra

Tanto la deformación de la Tierra debida a las mareas terrestres como el movimiento del agua de las mareas acuáticas son procesos que disipan energía. El trabajo lo efectúa el torque que la Luna y Sol ejercen sobre la parte deformada de la Tierra y de los océanos. La disipación de energía exige que los ejes mayores de los elipsoides de la hidrosfera y de la Tierra no estén perfectamente alineados con la Luna y el Sol, sino que tengan un pequeño retardo de fase. En el modelo sin continentes, ese retardo correspondería a 3° (y a 12 minutos en tiempo). Ese torque frena la rotación de la Tierra y duración del día aumenta 17 microsegundos por año.

La Tierra ejerce el mismo torque sobre la Luna que el que la Luna ejerce sobre la Tierra. El torque que la Tierra ejerce sobre la Luna le comunica energía. Como la Luna está en orbita alrededor de la Tierra, ese aumento de energía se traduce en un aumento de la distancia entre los dos astros y una disminución de la duración del mes lunar. La distancia Tierra-Luna aumenta unos 38 mm por año.

De la misma manera que la Luna crea mareas en la Tierra, tanto acuáticas como terrestres, la Tierra también ejerce mareas sobre la Luna. La fricción debida a esas mareas frenó la rotación de la Luna, provocando que esta presente siempre la misma cara hacia la Tierra. Lo mismo ha sucedido con otros satélites del sistema solar. En otros satélites que aún giran, la energía disipada por las deformaciones debidas a la marea genera actividad volcánica.

 Notas

  1. ↑ Este artículo (en inglés) contiene un excelente análisis del problema
  2. ↑ National Oceanic & Atmospheric Administration, Departamento de Comercio de Estados Unidos

Referencias

 Enlaces externos

Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/Marea"

Tags: Marea, Luna, Sol, fuerzas, presión, pleamar, bajamar

Publicado por blasapisguncuevas @ 11:25  | + Artículos y Wikipedia
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