LAS MAREAS Y LA LUNA

LAS MAREAS Y LA LUNA Las mareas oceánicas son verdaderamente el fenómeno natural observable más espectacular vinculado a las fuerzas gravitacionales de la Luna y el Sol Curso de Iniciación a la Astronomía en Eureka! Zientzia Museoa. 2013

Índice Índice... 1 Introducción... 2 Contenido... 2 Las Mareas y la Luna... 3 Descripción del fenómeno de la marea... 3 Causas de las mareas... 4 Noción de Fuerza... 4 Sistema de referencia inercial en mecánica newtoniana... 5 Fuerzas de inercia en mecánica newtoniana... 7 Expresión del principio fundamental de la dinámica... 8 Fuerza de Marea... 9 Naturaleza de la fuerza de marea... 11 Tipos de Marea... 12 De la marea estática a la marea dinámica... 13 Un poco de historia... 14 La marea a escala global... 15 La marea terrestre y la marea en la Luna... 15 Bibliografía... 16 1

Qué inapropiado llamar Tierra a este planeta, cuando es evidente que debería llamarse Océano. Arthur C. Clarke Introducción El propósito de esta jornada es presentar a los asistentes una descripción y una explicación del fenómeno astronómico de las mareas Contenido Las Mareas Descripción de la marea Establecimiento Medio de puerto Amplitud de la marea Mareas vivas y muertas Edad de la marea Marea lunisolar diurna Análisis de las causas de la marea Noción de fuerza en mecánica newtoniana Sistemas de referencia inercial en mecánica newtoniana Fuerzas de inercia en mecánica newtoniana Fuerzas inerciales y de marea Inercial de arrastre Fuerza axifuga Efecto Coriolis Naturaleza de la fuerza de marea Factores de marea Tipos de marea La marea semi-diurna La marea semi-diurna de desigualdad diurna La marea mixta Las mareas diurnas 2

Las Mareas y la Luna Las mareas oceánicas son verdaderamente el fenómeno natural observable más espectacular vinculado a las fuerzas gravitacionales de la luna y el sol. Si la marea ya fue bien descrita desde la antigüedad, especialmente por Plinio el Viejo en su Historia Natural, habría que esperar a Sir Isaac Newton (1643 1727) y su obra Philosaphiae Naturalis Principia Mathemática en julio de 1687 para tener la primera explicación física exacta del fenómeno. Descripción del fenómeno de la marea El fenómeno es complejo y explicarlo requiere nociones de mecánica y algunos conocimientos matemáticos. No hay que olvidar que las matemáticas son el lenguaje de las ciencias y tanto las fuerzas de marea como la gravitación universal se describen mejor con ellas. En un primer momento las mareas se han descrito como lo hacía Plinio el Viejo, a partir de la observación y registro durante muchos años de la altura de la marea; y en el caso concreto de la costa atlántica francesa se han constatado los fenómenos siguientes: 2 mareas al día separadas por un intervalo medio de 12h 25m 14s. Se dice que la marea es semidiurna La marea alta sigue el tránsito de la Luna por el meridiano superior y el meridiano inferior en un intervalo de tiempo casi constante; este intervalo se denomina Establecimiento Medio de Puerto (3h 19m en San Sebastián). Las dos mareas semidiurnas son de amplitudes ligeramente diferentes. Cuando la declinación de la luna es positiva, la amplitud de la marea que sigue al tránsito superior es mayor que la amplitud de la marea que sigue al tránsito inferior, y viceversa, cuando la declinación de la Luna es negativa, la amplitud de la marea que sigue al tránsito inferior de la Luna es mayor que la amplitud de la marea que sigue al tránsito superior. Las dos amplitudes son similares cuando la declinación de la Luna es nula (la Luna está en el ecuador) Durante una lunación, la amplitud de la marea no es constante y varía en función de la fase lunar, durante la luna llena y la luna nueva se observan mareas vivas; y mareas muertas durante el cuarto creciente y el menguante. La más fuerte de las mareas vivas y la más débil de las mareas muertas no coinciden exactamente con las fases lunares; ambas fluctúan con relación a las fases lunares alrededor de tres mareas, este fenómeno se llama Edad de la Marea 3

Se observan mareas de amplitud muy fuerte durante los equinoccios, aunque la marea viva más próxima al instante de equinoccio no es siempre la más viva Causas de las mareas El análisis de estas observaciones permite los siguientes supuestos: La correlación entre los tránsitos de la luna por los meridianos y los instantes de marea alta permite atribuir el fenómeno de las mareas a la Luna. El hecho de que las mareas sean sensibles a las fases lunares implica una interacción con el sol también, de modo que hay una componente lunar y otra solar que se solapan cuando los dos cuerpos están en conjunción o en oposición (sicigia), y se diluyen cuando están en cuadratura. El que las mareas altas sucedan tras los tránsitos de la luna por los meridianos en mayor medida que tras los tránsitos del sol, implica que la fuerza de marea lunar debe ser superior a la del sol. La presencia de mareas fuertes durante los equinoccios implica que la marea solar es más fuerte cuando el sol está próximo al plano del ecuador terrestre, y del mismo modo, para la componente lunar, la marea lunar es más fuerte cuando la Luna está próxima al ecuador terrestre. Como se supone que las fuerzas de marea son de naturaleza gravitacional, se puede esperar que sean proporcionales a la masa de los cuerpos perturbadores y que varíen en función de la distancia. Hasta aquí no hemos hecho más que describir la marea lunisolar semidiurna observable en nuestras costas. Para explicar esta fuerza de marea debemos de recurrir a las nociones de mecánica newtoniana. Noción de Fuerza En mecánica, una fuerza, una aceleración y una velocidad son representadas por vectores. Un vector es un segmento orientado. Para una fuerza, el origen del vector corresponde al punto donde se aplica la fuerza, la longitud del vector es proporcional a la intensidad de la fuerza y la dirección del vector señala la dirección de la fuerza. Por ejemplo la aceleración por peso de un objeto está representada por un vector g vertical dirigido hacia abajo y cuya longitud es proporcional a la intensidad del peso. 4

Centro de masas de la manzana F = m g Vector g de aceleración por peso Los vectores pueden sumarse o sustraerse, y su resultado es un vector trazado a partir de la diagonal del paralelogramo trazado cuyos lados son los dos vectores iniciales F 1 F 2 F La fuerza F es la suma de las fuerzas F 1 y F 2 Sistema de referencia inercial en mecánica newtoniana Se llama sistema de referencia inercial al referente que está animado de un movimiento de traslación uniforme (a veces se utiliza la expresión referente galileano); todos los referentes inerciales se mueven a una velocidad constante los unos con relación a los otros. En el Sistema Solar, si no se tiene en cuenta la atracción gravitacional de las estrellas próximas, se puede considerar que un referente que tiene por centro el baricentro del Sistema Solar, es un sistema de referencia inercial (este referente es llamado también referente copernicano). Un referente que está sometido a una aceleración no nula no es inercial, así que todos los referentes centrados en los centros de los distintos cuerpos del Sistema Solar no son inerciales. 5

Cuando se describe el movimiento de un cuerpo en un sistema de referencia no inercial, se deben de atender las aceleraciones de arrastre (γ E ) debidas a su traslación y a su rotación, y en mayor o menor medida, si el sistema de referencia está en rotación, a la aceleración complementaria (γ C ). La aceleración en un sistema de referencia inercial es una aceleración absoluta (γ AB ) la aceleración en un sistema de referencia no inercial es una aceleración relativa (γ R ). La aceleración relativa es igual a la aceleración absoluta menos las aceleraciones de arrastre y complementaria. El producto de una masa por la aceleración es una fuerza. Se denominan fuerzas inerciales de arrastre a las fuerzas vinculadas a las aceleraciones de arrastre, y fuerza inercial complementaria a la fuerza vinculada a la aceleración complementaria. Como la marea es un fenómeno terrestre, nuestra posición como observadores ha de colocarse en un sistema referencial vinculado al centro de masas de la tierra y girando con una velocidad de rotación sidérea de la Tierra de: ω = 7,2921150 10-5 rad/s Una partícula de masa m colocada en un punto M sobre la superficie terrestre estará sometida a fuerzas de inercia de arrastre debidas al desplazamiento del centro de masas de la Tierra por la órbita terrestre, y a la rotación sidérea del referente terrestre; y a una fuerza de inercia complementaria cuando la partícula se mueva de motu propio y su velocidad sobre la superficie terrestre no sea nula. La aceleración relativa de la partícula se escribe de la manera siguiente: γ R = γ A γ E1 γ E2 γ C donde γ E1 y γ E2 son las aceleraciones de arrastre Hay dos aceleraciones de arrastre, una debida a la traslación del centro de masas de la Tierra y la otra debida a la rotación sidérea de la Tierra sobre si misma. Si se multiplica la aceleración por la masa de una partícula tenemos una fuerza y en el caso de nuestra partícula tenemos las relaciones siguientes: m γ R = m γ A m γ E1 m γ E2 m γ C y de aquí m γ R = m γ A + F E1 + F E2 + F c (1) 6

Fuerzas de inercia en mecánica newtoniana La fuerza inercial de arrastre F E1 está vinculada a la traslación del centro de gravedad de la Tierra, y es la suma de las fuerzas inerciales de arrastre provocadas por cada cuerpo perturbador (el Sol, la Luna y los planetas). Para cada cuerpo perturbador la intensidad de esta fuerza es proporcional a la masa del cuerpo perturbador e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre el centro de masas de la Tierra y el centro de masas de dicho cuerpo. La constante de proporcionalidad es la constante gravitacional k. Esta fuerza es paralela a la línea que une el centro de la Tierra y el centro del cuerpo perturbador, su dirección es opuesta a la fuerza de atracción debida a dicho cuerpo. Por ejemplo la fuerza inercial de arrastre causada por la Luna sobre una partícula de masa m sea cual sea su posición tendrá por intensidad k m M L / 2 donde es la distancia entre el centro de la Tierra y el centro de la Luna, y M L la masa de la Luna (figura 3). La fuerza inercial axífuga F E2 es una fuerza perpendicular al eje de rotación, la aceleración axífuga es proporcional al cuadrado de la velocidad angular y a la distancia al eje de rotación. Si la descomponemos tenemos una componente vertical, normal a la superficie, que se opone a la atracción terrestre y una componente horizontal que es la causa del achatamiento terrestre. La figura media de equilibrio de una fuerza inercial axífuga es un elipsoide de revolución. De 7

hecho, como consecuencia de la distribución de masas en el interior y en la corteza y superficie terrestre la verdadera figura es el geoide. La fuerza de Coriolis F C es una fuerza que modifica las trayectorias de los objetos en movimiento, ella es responsable por ejemplo del desvío hacia el este de un cuerpo en caída libre. Es esta fuerza la que hace girar el plano de oscilación del péndulo de Foucault, una prueba experimental de la rotación terrestre. Esta fuerza es nula si el cuerpo no está en movimiento. Expresión del principio fundamental de la dinámica Conviene explicar ahora el principio fundamental de la mecánica: el producto de la masa m de la partícula por la aceleración absoluta γ A es igual a la suma de las fuerzas exteriores a la masa m. Para la partícula M estas fuerzas son: P: fuerzas de presión hidrostática F R : fuerzas de rozamiento G: fuerza de atracción gravitacional ejercida por la Tierra J A (M): fuerza de atracción gravitacional ejercida sobre la masa m por cada cuerpo S del sistema solar. La expresión sería: m γ A = P + F R + G + Σ S J S (M) (2) Si la partícula está fija en el referente terrestre, un sistema referencial en equilibrio (geoide), su velocidad relativa y su aceleración relativa son nulas, de manera que la fuerza de Coriolis y 8

las fuerzas de rozamiento son nulas; y por otro lado las fuerzas de presión hidrostática que compensan el peso determinan que el sistema esté en equilibrio por lo que: P = -mg Si sustituimos la aceleración absoluta de la ecuación (1) por su valor obtenido mediante la ecuación (2) nos encontramos con la ecuación siguiente: m g = G + F E2 (M) + Σ S (J S (M) + F E1 (M)) La fuerza del peso es pues la suma de tres fuerzas: 1. la fuerza de atracción gravitacional ejercida por la Tierra 2. la fuerza inercial de arrastre axífuga 3. la suma de la fuerza de atracción gravitacional ejercida por cada cuerpo perturbador más la fuerza inercial de arrastre debida a la traslación del centro de referencia vinculado a la Tierra Es esta tercera fuerza la denominada fuerza de marea. Fuerza de Marea Si se descompone la fuerza inercial de arrastre en las fuerzas de inercia provocadas por cada cuerpo del Sistema solar, se puede considerar la fuerza general de marea como la suma de las 9

fuerzas de marea causadas por cada cuerpo del Sistema solar, de las cuales, las más fuertes son la de la Luna y la del Sol. Siguiendo con nuestra partícula M, si nos detenemos en la influencia sobre ella de un cuerpo en particular, por ejemplo la Luna, la fuerza de atracción generada por la Luna es proporcional a la masa de ésta e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre la partícula M y el centro L de la Luna. La fuerza de marea es la suma de esta fuerza de atracción generada por la Luna (fuerza que varía en dirección e intensidad a medida que M se desplaza con la rotación de la Tierra), y la fuerza inercial de arrastre debida a la Luna que es constante. Estas dos fuerzas no tienen la misma dirección, de modo que la fuerza resultante, la fuerza de marea, no está dirigida hacia la luna (figura 5), excepto para aquellos lugares que tienen a la Luna en el cenit. Para los puntos situados sobre la línea Tierra-Luna las dos fuerzas tienen dirección contraria: para el punto que tiene la Luna en el cenit, la fuerza de atracción es superior a la fuerza de inercia, el resultado es una fuerza dirigida hacia la Luna para el punto que tiene a la luna en el nadir, la fuerza de atracción es más débil que la fuerza de inercia, el resultado está dirigido en el sentido contrario Esto explica los dos abultamientos de la figura de equilibrio de la marea lunar estática. La marea es un efecto diferencial De nuevo esta fuerza de marea puede separarse en dos componentes,una componente vertical y otra horizontal (ver zoom de la figura 5). La componente horizontal es la fuerza generadora de la marea y la que provoca que el agua se mueva sobre la superficie terrestre horizontalmente en búsqueda de una posición de equilibrio que es el origen de las variaciones de nivel de los océanos y que constituye la marea. 10

En un supuesto equilibrio estático, la representación característica de la superficie de equilibrio de los océanos tiene forma de ovoide y presenta dos abultamientos alineados con el centro terrestre y el centro de la Luna (figura 6). Naturaleza de la fuerza de marea Para un astro perturbador dado (la Luna o el Sol), se puede demostrar que la intensidad de esta fuerza es proporcional a la masa del cuerpo perturbador e inversamente proporcional al cubo de su distancia, y que ella también depende de la altura del astro sobre el horizonte, es decir, de su declinación y de su ángulo horario. Esta fuerza nunca es nula; presenta máximos cuando el astro se encuentra sobre el meridiano local y es mínima cuando el astro está en el horizonte. Es una fuerza extremadamente débil comparada con la fuerza por gravedad de la Tierra. Debido a su débil intensidad la fuerza de marea es inapreciable directamente en la mayor parte de los fenómenos terrestres a excepción de las mareas oceánicas, los aspectos geodésicos y los fenómenos físicos observables en sistemas de experimentación que requieren una gran precisión como en los aceleradores de partículas. La aceleración media debida a la Luna es 5,62 10-8 g, y la aceleración media debida al Sol es 2,58 10-8 g, siendo g la aceleración media por gravedad superficial terrestre a una latitud de 45º de g = 9,8062 m s -2 (el valor de g varía con la latitud y con la altura; equivale a 981 Gal, símbolo utilizado en honor de Galileo, 1 Gal es una aceleración de 1 cm/s 2 ). La fuerza de marea de la Luna es entonces 2,18 veces más fuerte que la del Sol, lo que explica que la marea oceánica siga el movimiento de la Luna. Se puede demostrar también que esta fuerza deriva de un potencial gravitacional y que en su expresión, dada de la variación de la altura de la marea, se distinguen tres factores. 11

Un factor semi-diurno que depende del doble del ángulo horario del astro y presenta dos extremos por día (al paso por los meridianos superior e inferior), es responsable de la marea semi-diurna Un factor diurno que depende del ángulo horario del astro y presenta un extremo por día (al paso por el meridiano superior), es responsable de la marea diurna Un factor mixto que no depende del ángulo horario del astro pero que depende del doble de la declinación del astro, su periodo es pues la semi-revolución sidérea de la Luna para la marea lunar y la semi-anual sidérea para la marea solar La amplitud de la marea es la suma combinatoria de estos tres factores Tipos de Marea La observación de las mareas muestra que el factor semi-diurno es generalmente preponderante, sobre todo en nuestras costas y en general en las dos orillas de la costa atlántica. Pero no ocurre siempre así porque en la superficie de nuestro planeta se distinguen cuatro tipos de marea. 1. La marea semi-diurna 2. La marea semi-diurna de desigualdad diurna 3. La marea mixta 4. las mareas diurnas 1.- La marea semi-diurna Los factores diurnos son inapreciables ante los factores semi-diurnos, así que tienen lugar dos mareas de importancia parecida por día; estas mareas son características en nuestras costas. 2.- La marea semi-diurna de desigualdad diurna Los factores diurnos apenas son apreciables ante los semi-diurnos. Tienen lugar entonces dos pleamares y dos bajamares por día, pero las alturas de las mareas pueden ser muy diferentes tanto en bajamar como en pleamar; estas mareas son características en el Índico y en algunos lugares del Pacífico como por ejemplo en Seattle (EEUU). 3.- La marea mixta Los factores diurnos predominan pero los factores semi-diurnos aparecen relevantes en función de la declinación de la Luna. Tienen lugar entonces dos mareas por día cuando la Luna está próxima al ecuador con declinación δ = 0º, y una única marea por día cuando la Luna está próxima a su máxima declinación δ < - 28º, o >+28º. Estas mareas son características en Indonesia, Vietnam, Antillas, costas de Siberia y Alaska. 12

4.- Las mareas diurnas Los factores semi-diurnos son inapreciables frente a los factores diurnos. Tiene lugar entonces una única marea cada día. Estas mareas son características en el Pacífico, en Siberia oriental y en el golfo de Tonkin. Las amplitudes de las mareas son máximas cuando la declinación de la Luna es extrema, bajo los trópicos, de ahí su nombre mareas trópicas ; y son mínimas cuando la Luna está sobre el ecuador. Como la fuerza de marea está determinada por factores como la distancia de los astros perturbadores, sus declinaciones y las fases lunares, encontramos en las variaciones de la fuerza de marea diferentes ciclos resultado de la combinación de los intervalos que determinan estos factores: Factor distancia mes anomalístico de la Luna, intervalo entre dos perigeos 27,5545501 d intervalo entre dos perihelios 365,256363 d Factor declinación de la Luna mes draconítico, intervalo entre dos pasos consecutivos de la luna por el nodo ascendente de la eclíptica, 27,212220 d mes trópico, 27,3215823 d Factor declinación del Sol año eclíptico, paso del sol aparente por el nodo lunar, 346,62005 d año trópico, intervalo entre equinoccios, 365,242189 d Factor fases lunares mes sinódico, intervalo entre dos fases lunares, Luna llena o nueva, 29,5305884 d De la marea estática a la marea dinámica La marea de equilibrio hasta ahora descrita constituye la marea estática, que es puramente teórica. Ella no explica los desajustes horarios con relación a los tránsitos de la luna por los meridianos ni los desajustes entre las más fuertes de las mareas vivas ni las más débiles de las mareas muertas con relación a las fases lunares. Para explicar estos desajustes es necesario utilizar una formulación mucho más compleja que tenga en cuenta la dinámica de fluidos y que modele el desplazamiento de las partículas de agua. La marea está igualmente condicionada por la estructura de las cuencas oceánicas, como la profundidad y el relieve de los fondos marinos; los parámetros ambientales como la presión 13

atmosférica, temperatura del agua, grado de salinidad; y las características locales, como corrientes marinas, dimensiones y relieve de la plataforma continental, y orientación, altura, pendiente y dibujo de la línea de costa. Un poco de historia La primera teoría que permitió modelar el flujo de marea para un lugar dado fue elaborada por Pierre-Simon Laplace (1749 1827). En 1775 publicó en La Mécanique Céleste el desarrollo de la fuerza de marea estática en función del ángulo horario, de la declinación y de la distancia de los astros. Laplace demuestra que la marea real es proporcional a la marea estática con los desajustes horarios. Los coeficientes de proporcionalidad y los desfases para un lugar dado pueden deducirse y confirmarse mediante la observación de la marea en dicho lugar. Las fórmulas que permiten este cálculo están basadas sobre la hipótesis de linealidad que reposa sobre dos principios fundamentales, el principio de las oscilaciones de fuerzas y el principio de superposición de pequeños movimientos. En Francia el primer anuario sobre mareas será publicado en 1839 por el ingeniero hidrográfico Rémi Chazallon (1839 1872) gracias a las observaciones de las mareas realizadas en Brest. Rémi Chazallon introduce nuevas ondas de marea en el desarrollo del potencial de la fuerza de marea, destacando la onda cuarto-diurna. A Laplace se le debe la introducción del sistema de coeficientes que permiten calcular con sencillez la altura de la marea; sistema que es utilizado hoy en día. En 1869, Daniel Thomson (1824 1907) introduce el método de análisis armónico a partir de la división del potencial de la fuerza de marea en sus componentes fundamentales y en 1876 inventa un mecanismo, el Tide Preditor para calcular y predecir las mareas. En 1921, A.T. Doodson (1890-1968), utilizando la teoría de la Luna de E.W. Brown, calcula el primer desarrollo realmente armónico del potencial generador de la marea. Doodson determina aproximadamente 400 componentes del potencial y utiliza 5 ángulos fundamentales además del tiempo lunar medio. La nomenclatura de los diferentes armónicos de Doodson, así como sus fórmulas aún se usan hoy en día. Con la aparición de los ordenadores, nuevos métodos numéricos van a ver la luz; en 1971, con métodos de análisis numérico completamente diferentes (FFT, Fast Fourier Transform) y utilizando nuevos parámetros, Cartwrigth y Tayler calculan un nuevo desarrollo de potencial generador de mareas que confirma los resultados obtenidos 50 años antes por Doodson. En 1994/95, Hartmann y Wenzel calculan un desarrollo que contiene 12935 ondas de marea, de las que 1483 ondas son directamente debidas a efectos de los planetas. El desarrollo tiene en cuenta el potencial de las fuerzas de marea de objetos astronómicos como la Luna, el Sol, Venus, Júpiter, Marte, Mercurio y Saturno. Semejante precisión resulta superflua para el cálculo de las mareas oceánicas pero es imprescindible para modelar el campo gravitacional y disponer de sistemas y herramientas que midan la gravedad con la precisión de 1 Gal, lo que se vuelve útil para medir la aceleración de la marea con gran precisión. El estudio de las 14

ecuaciones que describen la marea ha permitido igualmente predecir la propagación de las ondas de marea en los océanos y descubrir la existencia de puntos donde la amplitud de la marea es nula, puntos de donde parten las líneas cotidales correspondientes a las líneas de las crestas de la onda de marea, es decir, los lugares donde la pleamar ha tenido lugar a la misma hora en la que ha tenido lugar el tránsito de la Luna por el meridiano de Greenwich. La marea a escala global Si la predicción de las horas y alturas de la marea es indispensable para la seguridad de la navegación costera, esta información tiene un carácter puramente local. Desde 1970, la altimetría mediante satélites (GEOS, TOPEX-POSEIDON, JASON) permite medir con una precisión cada vez mayor la altura de los océanos. Estas alturas son calculadas a partir de las distancias entre el satélite y la superficie oceánica obtenidas por sistemas de radar estableciendo la posición del satélite en un sistema de referencia geocéntrico; las posiciones del satélite, conocidas con precisión de centímetros, son obtenidas y continuamente actualizadas por métodos de posicionamiento como GPS, Telemetría Láser, Sistema DORIS. Esto permite representar la altura de los océanos a escala mundial. En un principio se representaba la altura de los océanos en alta mar; recientemente, combinando las observaciones con satélites y las observaciones mareográficas, resulta posible representar y predecir la altura de los océanos en las proximidades de las costas a escala global. Un ejemplo de esto es el modelo Mercator Océan (www.mercator-ocean.es/) que permite la descripción y la previsión del estado del océano hasta con 14 horas de antelación mostrando datos de temperatura, salinidad, corrientes y altura de las mareas. La marea terrestre y la marea en la Luna Las fuerzas de marea agitan de igual modo la corteza terrestre. La amplitud de la marea terrestre es del orden de 30 a 40 cm aproximadamente. El desajuste entre la marea terrestre y el tránsito de la Luna por el meridiano está en torno a los 30 segundos de tiempo. La marea luni-solar modifica la distribución de masas de la corteza terrestre añadiéndose a la de las fuerzas perturbadoras intrínsecas de la Tierra. Estas fuerzas perturbadoras se estudian y calculan en la teoría de la Luna. Las fuerzas de marea son universales, así pues también se dan fuerzas de marea sobre la Luna que son provocadas por la Tierra y el Sol. La fuerza de marea debida a la Tierra es la responsable de la sincronización entre la revolución sidérea de la Luna alrededor de la Tierra y la rotación sidérea de la Luna sobre ella misma, razón por lo que la Luna siempre nos muestra su misma cara. Patrick Rocher, Institut de Mécanique Céleste et de calcul des éphémerides, Observatoire de Paris Traducción de José Antonio Carrasco, Departamento de Astronomía de la Sociedad de Ciencias Aranzadi 15

Bibliografía La marée, Les guides du SHOM, éditión SHOM 1997 André Guillet. Une histoire des marées, éditions Belin, 1998 Odile Guérin. Toute savoir sur les marées, éditions Ouest-France, 2004 Encyclopédie scientifique de L'Univers "La Terre, Les eaux, l'atmosphère" du Bureau des Longitudes, édition Gauthier-Villars, 1986 Modelisation des marées océaniques à l'échelle globale, Thèse de Fabien Lefèvre, 2000, Université Toulouse III Rattachement géodésique des marégraphes dans un système de référence mondial par techniques de géodésie spatiale, thèse de Guy Wöppelman, 1997. Bernard Simon. La Marée, la marée océanique côtière, éditeur institut océanographique, 2007 - SHOM: http://www.shom.fr - LEGOS, (laboratorio de estudios de geofísica y oceanografía espacial), http://www.legos.obsmip.fr - AVISO, Altimetría, el relieve de los océanos desde el espacio: http://www.jason.oceanobs.com/html/mod_actu/public/welcome_fr.php3 NOAA (national oceanic & atmospheric administration): http://www.noaa.gov/ http://fabien..lefevre.free.fr/these_html/docframe.htm 16