¿Cómo se producen las mareas?

Para concluir esta triada de entradas relacionadas con las mareas, hoy hablaré de la explicación física de las propias mareas. Las otras dos publicaciones son El Efecto Marea y los Corales y la duración del día.

La relación entre las aceleraciones de dos sistemas, uno inercial y el otro no inercial, se halla así:

Ahora esquematicemos el sistema Tierra-Luna:

Sea una masa m localizada en la superficie terrestre. Por simplicidad, consideremos que la Tierra no gira sobre su eje y que la hidrosfera recubre toda la superficie del planeta. La masa solo está afectada gravitacionalmente por la Tierra y la Luna, de momento. La segunda ley de Newton sobre esta masa desde el sistema centro de masas nos permite escribir:

 Donde E es el empuje hidrostático y el vector a se refiere al sistema centro de masas.

Como consideramos la masa estática desde el sistema Tierra (despreciamos efecto Coriolis), así como que exista vector rotación ni su primera derivada temporal, en la ecuación deducida de (1) solo nos queda:

Donde el vector radio estrella es el que va desde el CM del sistema Tierra-Luna al centro de la Tierra. Como decíamos, por Newton podíamos escribir:

Siendo el vector F el que compensa a E para que la masa m esté en reposo. Sabiendo que la distancia entre la Tierra y el centro de masas del sistema es:

 Y aplicando la Ley de la Gravitación de Newton podemos hallar la velocidad angular tal que:

Podemos decir, finalmente, que la fuerza F es:

Si nos fijamos, el primer término es simplemente la atracción terrestre. Teniendo solo en cuenta este primer término, no se producirían las mareas, por lo que el segundo y el tercer miembro de la ecuación son los generadores de mareas. De este modo llamamos f a la fuerza generadora de mareas de forma que:

Un esquema ilustrativo sobre nuestro planeta podría ser el siguiente:

Ahora procedamos a calcular cuál es el tiempo que transcurre entre dos mareas. Aparentemente puede parecer que son 12h, es decir, dos pleamares y dos bajamares diarias, pero mientras gira la Tierra sobre su eje, la Luna ha recorrido un pequeño ángulo de su órbita, variando la posición del centro de masas.

En la figura superior, las mareas altas se producen en la línea que une los centros de la Tierra y la Luna. En un instante inicial, nos encontramos en el punto A'. Queremos hallar el tiempo que transcurre hasta que nos encontremos en A. Como, desde la Tierra, el CM gira a la misma velocidad angular que la Luna, nuestra posición angular respecto al centro de la Tierra y la posición del punto A son, respectivamente,

Resolviendo el sistema obtenemos que el periodo T de las mareas es:

Podemos ver en la siguiente página una Tabla con las mareas de Gran Canaria. Como observamos, hay pequeás variaciones de minutos por las aproximaciones y simplificaciones hechas, además de por no tener en cuenta el liger efecto del Sol.

Para concluir la entrada, os dejo un vídeo ilustrativo que resume un poco todo.

Un saludo!

Deducción de la Segunda Ley de Kepler

Hará cosa de medio año, en este blog deducimos la Tercera Ley de Kepler, o mejor dicho, la justificamos a partir de la Ley de la Gravitación Universal.

Hoy justificaremos la 2ª Ley de Kepler, que dice así: "Las áreas barridas por un radio vector con origen el Sol y destino un planeta, barren áreas iguales en tiempos iguales". Se verá mejor con una imagen:

Si el tiempo que tarda un planeta en ir desde P1 hasta P2 es el mismo que en ir desde P3 hasta P4, el área A1 será igual al área A2. Pero, ¿por qué ocurre esto?

Johannes Kepler se basó en los datos astronómicos de su coetáneo Tycho Brahe antes de que Isaac Newton estableciese su Ley de la Gravitación Universal. Nosotros vamos a partir de ahí, pero primero definamos algunos términos:

Perigeo: punto de la órbita más cercano al Sol (o al astro en torno al cual se orbite). En el caso de la Tierra, se llama Perihelio.

Apogeo: punto de la órbita mas alejado del Sol. En el caso de la Tierra se llama Afelio.

Velocidad Areolar: el área barrida por el radio vector por unidad de tiempo.

Demostración:

Primero vamos a demostrar esta ley en los casos particulares del apogeo y perigeo. Si consideramos un diferencial de tiempo (dt), el área barrida por el planeta se asemeja a un triángulo de base ds y de altura la distancia al Sol:

Calculemos el área de las zonas rojas (dA) como si fuesen triángulos:

En el caso del perigeo procederemos del mismo modo:

Ahora vamos a calcular el momento de fuerza de la fuerza gravitatoria del Sol al planeta con respecto al propio Sol. Por definición:

Entonces el momento será (modularmente):

El momento también puede escribirse de la siguiente forma:

Deducimos que el momento angular es constante (en dirección, sentido y módulo) a lo largo de toda la trayectoria. El momento angular se define como:

Como hemos dicho que el momento angular es constante, el momento angular en el apogeo será igual al del perigeo:

Finalmente llegamos a que la velocidad areolar en el perigeo es igual a la velocidad areolar en el apogeo:

Para cualquier otro punto de la órbita procedemos igual:

El área (dA):

Y como tanto L como m son constantes, la velocidad areolar también será constante y queda demostrada la Segunda Ley de Kepler.

Puedes leer también la demostración de la Primera Ley de Kepler.

Nos vemos en la próxima entrada!

El Universo Elegante de Brian Greene

Todos hemos oído hablar de la Teoría de Supercuerdas (popularmente conocida como Teoría de Cuerdas). Básicamente es una teoría que abarcaría todo: con unas "simples" ecuaciones podríamos describir todos los procesos físicos del Universo. Es por eso que en inglés se conoce como TOE (Theory of Everything), ya que la palabra "toe" significa "punta del pie", que hace referencia al final o a la teoría final...juegos de palabras.

No hay una ni dos teorías de cuerdas, sino que hay hasta cinco. Lo que busca la física actual, entre otras cosas, es la llamada Teoría M, que englobaría todas. Es el Santo Grial de la ciencia. 

Desde Newton, quien juntó Cielo y Tierra con sus leyes del movimiento y su Teoría de la Gravitación Universal, los científicos han intentado reducir todo lo observable en el Universo a cuatro fuerzas fundamentales. En el siglo XX, la Relatividad de Einstein era capaz de comprender la gravedad, y la Teoría Cuántica podía entender el electromagnetismo, la fuerza nuclear débil y la fuerte. 

Puede parecer sencillo encontrar la teoría que lo explique todo, bastaría con unir la Relatividad y la Mecánica Cuántica...y ahí está el problema...no sabemos cómo hacerlo. Mejor dicho "no sabíamos cómo hacerlo hasta que surge la Teoría de Cuerdas", capaz de englobar la cuántica y la relatividad. El problema es la extrema complejidad de la teoría...

Otro problema es que se necesitarían entre 11 y 26 dimensiones para que la teoría funcionase. Además, la longitud de una cuerda es millones y millones de veces inferior a un átomo, por lo que aún no las podemos "ver". Algunos científicos consideran a la Teoría de Cuerdas como parte de la Filosofía, ya que trabaja con elementos abstractos no demostrables [aún].

Uno de los teóricos de cuerdas más conocidos por sus trabajos en la actualidad es el Profesor Brian Greene. Escribió, entre otros, un libro llamado "El Universo Elegante", que puedes encontrar en formato .pdf y .epub en la sección Archivos de este mismo blog.

Asimismo, Brian Greene participó en el episodio 20 de la 4ª Temporada de la serie The Big Bang Theory. Si quires echarte unas risas viendo como Sheldon menosprecia su trabajo, puedes verlo aquí. Greene sale desde el principio hasta el minuto 3 más o menos, dando una conferencia sobre su trabajo. 

De ese libro nació un documental donde el propio autor es protagonista. Dejo aquí abajo los vídeos, que lo explicarán todo mejor que yo.

Documental Teoría de Cuerdas Parte I

Documental Teoría de Cuerdas Parte II

Documental Teoría de Cuerdas Parte III

Documental Teoría de Cuerdas Parte IV

Espero que os haya resultado de interés este documental, y os recomiendo el libro de Greene.

Un saludo!

¿Cómo descubrieron Neptuno?

Una vez que sir Isaac Newton encontró su famosa Ley de la Gravitación Universal, se pensaba que todo en el universo se comportaría de forma predecible y que tantos los planetas como todos los astros seguían trayectorias lógicas y que se deducían a partir de las leyes de Kepler y Newton.

El Universo se contemplaba como una enorme máquina de relojería, y tenían la visión de Dios como un implacable matemático diseñador de tal obra. Nacería así el determinismo científico, teoría filosófica que básicamente niega la existencia de la libertad. Se pensaba que todo en el Universo era entendible según esas leyes que ya se poseían, y por tanto la conducta humana era también predecible, pero mucho más compleja.

Pierre Simon Laplace postularía su tesis del Demonio de Laplace, un hipotético demonio capaz de conocer la posición y momento de todas las partículas del universo. Así, podría calcular sus posiciones y momentos en cualquier otro momento. 

Conociendo las distancias interplanetarias y las masas de cada planeta, podríamos calcular la velocidad de traslación de cada astro de nuestro Sistema Solar simplemente igualando la fuerza centrífuga (hacia fuera) de cada planeta debido al movimiento elíptico que describen con la atracción del Sol. Por ejemplo, si yo describo una rotonda en coche, para que el vehículo no vuelque en la curva, la fuerza de rozamiento del suelo debe ser igual a la fuerza centrífuga. Lo mismo ocurre con los planetas.

La fuerza centrífuga, para que la Tierra no salga despedida, es igual a la atracción gravitatoria del Sol

Efectivamente, la fuerza centrífuga tiene un valor muy parecido al de la atracción gravitatoria. Recordemos que la órbita es una elipse, no una circunferencia.

Aplicando esta definición planeta por planeta, comprobaron que la Ley de la Gravitación de Newton se ajustaba perfectamente a las predicciones, excepto en Urano. La órbita de Urano presentaba ciertas perturbaciones, y comenzó una desconfianza en la teoría de Newton, que parecía estar fallando.

En la década de 1840, John Couch Adams y Urbain le Verrier tuvieron la siguiente idea: puede que exista un cuerpo, más allá de la órbita de Urano, que por interacción gravitatoria desvíe la trayectoria de este último. De ser así, podríamos encontrarnos frente al octavo planeta del Sistema Solar.

Urbain le Verrier

Manos a la obra. De manera independiente trabajaron intentando hallar la masa, posición, tamaño y distancia de ese hipotético planeta. En 1846 concluyeron sus cálculos, prediciendo las coordenadas donde se encontraría la noche del 23 de septiembre de 1846. Efectivamente, ese día fue observado Neptuno, el primer planeta que anteriormente se había descubierto matemáticamente.

Neptuno

Pero aquí no acaba la cosa: Urano no era el único planeta que presentaba anomalías en su órbita. También era conocido el caso de la desviación del perihelio de Mercurio. Se atribuía a una mala medida, pero le Verrier volvió a plantear el mismo argumento que aplicó en el caso de Urano. Pensó que alomejor podría existir un planeta entre el Sol y Mercurio, al que bautizó como Vulcano, que desviase también su órbita. En este caso, se equivocó. La órbita de Mercurio, efectivamente, no encajaba dentro de la Teoría de Newton. Tuvo que ser en 1915 cuando Einstein encontrase la solución.

Debido a la enorme masa solar y el campo gravitatorio que genera, es necesario tener en cuenta los factores relativistas de la Teoría de la Relatividad General de Einstein, ya que la de Newton no es válida en esos casos. Uno de los hitos de la teoría de Einstein fue esa, explicar las anomalías de la órbita de Mercurio (entre multitud de fenómenos que predicen sus ecuaciones). También fue demostrada experimentalmente durante el famoso eclipse de 1919, donde se comprobó que la luz de estrellas situadas detrás del Sol se curvaba al pasar cerca suyo. La luz, aunque no tenga masa, posee un momento lineal asociado a su frecuencia, por lo que también deforma el espacio-tiempo y puede ser desviada.

Y así es como se descubrió un planeta gracias a la valiosísima herramienta que son las matemáticas. Hoy en día se descubren planetas de esta manera, al igual que los agujeros negros se encuentran observando cómo se comporta la materia a su alrededor. Otro método de detectar planetas es estudiar los cambios de brillo de estrellas cuando el planeta pasa por delante.

Visita la entrada Deducción de la Tercera Ley de Kepler.

Espero que os haya gustado esta entrada. Compartidla y comentar.
Un saludo,
Gabriel.

Datación radiactiva

¡Buenas amigos!

Hoy intentaré relacionar lo aprendido en las entradas de Radiación Beta y Radiación Alfa con el estudio de la antigüedad de rocas, fósiles...

Lo primero de todo es recordar que en la Naturaleza existen 4 fuerzas fundamentales: Gravitación, Electromagnetismo, Nuclear Fuerte y Nuclear Débil. En esta tabla se recogen los datos más relevantes de estas fuerzas:

Los estudios sobre Gravitación se los debemos en primera instancia a Newton (Ley de la Gravitación Universal), y dos siglos después a Einstein (Teoría General de la Relatividad). Es una fuerza universal, que disminuye con la distancia, presente entre todas las partículas con masa, de carácter atractivo. Su partícula correspondiente, aún no confirmada experimentalmente, es el Gravitón. Es la fuerza más "débil", ya que un simple imán atrayendo un clip de metal supera la fuerza que la Tierra ejerce sobre ese clip, por ejemplo.

La unificación entre electricidad y magnetismo se lo debemos en gran medida al físico inglés Maxwell. Es una fuerza asociada a la carga, cuya partícula es el fotón (sin masa en reposo y por tanto su velocidad es la de la luz). Tiene un alcance universal, disminuye con la distancia, y puede ser tanto atractiva como repulsiva. Es la segunda fuerza más intensa después de la Nuclear Fuerte.

Ya en el siglo XX, gracias al estudio del núcleo atómico, consiguió estudiarse la interacción fuerte y la débil. La fuerte es la encargada de mantener a los protones y neutrones fijos en el núcleo atómico, aunque su alcance es ínfimo. La partícula correspondiente es el gluón (en inglés glue es pegamento), y es la más intensa de las 4.

Finalmente, la Fuerza Débil (sigue siendo muy intensa, que su nombre no nos engañe...) llamada así porque es menos intensa que la Fuerte, es la encargada del decaimiento beta tan imprescindible en la fusión nuclear de las estrellas. Cambia el sabor de los quarks constituyentes de los nucleones, y su partícula asociada son los bosones W y Z. Tiene un alcance aún menor que la anterior, debido a que los bosones W y Z tienen una vida muy corta, menor que la de los gluones.

La perfecta armonía de estas cuatro fuerzas hace posible la existencia del universo tal y como lo conocemos. 

¿Alguna vez os habéis preguntado por qué no se repelen los protones de los núcleos atómicos?

La respuesta es que la fuerza nuclear fuerte actúa de enlace entre ellos, superando a la fuerza electrostática de repulsión. A medida que un átomo es más y más grande, y dado que la fuerza electromagnética tiene alcance infinito mientras que la nuclear fuerte es de corto alcance, el núcleo tiende a ser más y más inestable. Llega un momento en que la fuerza de repulsión supera con creces a la nuclear fuerte, y entonces el átomo se divide en otros dos más ligeros liberándose gran cantidad de energía y partículas alfa. Es el proceso de fisión nuclear.

Por otra parte, la interacción débil es la responsable de la radiación beta (tanto positiva como negativa). Tal y como vimos en la entrada correspondiente, que puedes visitar aquí, los neutrones y los protones están transformándose continuamente (los protones se transforman en neutrones y los neutrones en protones, quedando el átomo tal cual). El problema está en los isótopos con demasiados neutrones, donde este proceso no ocurre del mismo modo. En estos casos, hay una cierta probabilidad de que un neutrón decaiga en un protón, aumentando en uno el número atómico del elemento, sin que otro protón decaiga en neutrón. Cuanto más pesado sea el isótopo, más probable es este proceso.

Cuando ocurre esto, el bosón W-, encargado de cambiar el sabor del quark correspondiente para la transformación del protón en neutrón, se desintegra. En su desintegración se produce un electrón (conservando la carga) y un antineutrino (para conservar parte de la energía en energía cinética). Puede ocurrir que halla demasiados pocos neutrones y que un protón decaiga en un neutrón. En este caso se liberaría un bosón W+, que decae en un positrón (antipartícula correspondiente al electrón) y un neutrino.

En neutrón (n) decae en un protón (p), un electrón (e) y un antineutrino (v)

¿Qué tiene que ver todo esto con la datación en rocas y seres vivos?

En las rocas, como en los seres vivos, hay isótopos radiactivos que nos pueden ayudar a datar la edad de una roca o un fósil. Hay tres mecanismos dependiendo de los isótopos implicados en el proceso de datación:

1. Radiación Beta -

Ocurre cuando un elemento aumenta el número de protones de su núcleo. Un ejemplo es el Carbono 14, que decae en Nitrógeno 14 (con un protón más y un neutrón menos). En el proceso se liberan electrones del núcleo en forma de radiación y también antineutrinos. El tiempo que tarda la mitad de una muestra en desintegrarse son 5570 años, tiempo que se llama vida media. Estudiando la relación entre átomos de carbono y de nitrógeno podemos saber la edad del fósil. Es útil en restos de seres vivos. Los seres vivos intercambian Carbono 14 con el medio ambiente hasta que mueren. A partir de ese momento éste se va desintegrando en Nitrógeno 14, proceso que utilizamos para datarlo.

2. Radiación Beta +

Un elemento disminuye su número atómico. El Potasio 40 decae en Argón 40, ya que uno de sus protones decae en un neutrón. Se libera en el proceso un positrón y un neutrino. Es el método más usado, y la desintegración de la mitad de una muestra tarda 1.300 millones de años.

3. Radiación Alfa (+)

Es usada en átomos más grandes, como el Uranio, y es el método más preciso. Debido al corto alcance de la fuerza Fuerte, el átomo de Uranio 235 se rompe y se forma el átomo de Plomo 207, liberándose en el proceso partículas alfa (núcleos de helio) y energía, mucha energía. Por esta razón son frecuentes los depósitos de helio cerca de las minas de uranio.

Fósil datado por las técnicas antes mencionadas

Y hasta aquí la entrada de hoy. Si os ha gustado, dejad un comentario y compartid a quienes creáis que les pueda gustar. Un saludo y hasta la próxima.

Radiación alfa

Hará cosa de mes y medio, en la entrada "Radiación beta", definíamos esta como aquella en forma de radiación donde un núcleo atómico emitía electrones y antineutrinos, o también positrones y neutrinos. Esto se debía a la interacción débil, que hacía decaer generalmente un neutrón en un protón. Recomiendo visitar la entrada sobre datación radioactiva, donde hablo de radiación beta y alfa.

Hoy hablaremos de la Radiación Alfa. Sabemos que en los núcleos de los átomos hay protones y neutrones. ¿Cómo es posible que estos no se repelan aunque sean de la misma carga? La respuesta la encontramos en la fuerza nuclear fuerte, que mantiene unidos a esos nucleones en el núcleo. Gracias a que es más fuerte que la electromagnética, los núcleos están fuertemente cohesionados. Sin la existencia de dicha interacción, el Universo sería una sopa de protones, neutrones, electrones, radiación y demás partículas.

Un dato importante es que esta fuerza tiene un alcance muy corto. Debido a esto, llega un momento en el que el valor de la fuerza se hace 0. Su rango de acción es algo mayor a una trillonésima de metro. Para imaginar esto, os diré que si un metro fuese la distancia entre la Tierra y el Sol, el rango de acción de esta fuerza tendría la longitud de una bacteria...casi nada.

Imaginemos por un momento un átomo de Uranio-238. Su núcleo está constituído por 92 protones y 146 neutrones. Cuanto más grande y pesado es un núcleo, menos estable será, porque las fuerzas electrostáticas de repulsión entre los protones crecerá. Debido a esto, el Uranio-238 tenderá a perder cargas nucleares en forma de partículas alfa. Las partículas alfa son agrupaciones de dos neutrones y dos protones, como si de un núcleo de helio se tratase. 

Así, ese isótopo de Uranio decaerá en un átomo de Thorio (90 protones y 90 electrones), en una partícula alfa (2 protones y dos neutrones) y en los dos electrones que quedan. Finalmente, estos dos electrones se asocian a la partícula alfa formando un átomo de helio. Esta es la razón por la que en los depósitos de minerales radiactivos es frecuente la presencia de bolsas de helio.

Otra forma de entender esta radiación se basa en el efecto túnel de la mecánica cuántica, donde esa partícula alfa supera esa barrera de potencial "escapándose" del núcleo.

Debido al enorme tamaño de estas partículas, su masa y su carga, pueden ser detenidas por una simple hoja de papel, y no son capaces de atravesar la piel humana aunque su velocidad media sea de 15.000 km/s.

Si te ha gustado, comparte y comenta. 

Un saludo, hasta otra!

Los puntos de Lagrange

Los puntos de Lagrange, descubiertos por Joseph-Louis Lagrange en el siglo XVIII, son lugares entre dos cuerpos masivos donde un tercer cuerpo de masa despreciable está en estabilidad gravitacional. En la práctica, son lugares del espacio donde podemos colocar satélites o sondas ya que las fuerzas gravitacionales en ese punto se anulan, lo que le otorga gran estabilidad a ese tercer cuerpo. En el sistema de rotación Tierra-Sol, como en general, existen 5. Veámoslos:

Puntos de Lagrange.

L1

En este punto, la atracción gravitatoria del Sol es compensada por la atracción terrestre. Se calcula facilmente igualando las dos fuerzas gravitatorias opuestas:

Atracción Gravitatoria del Sol = Atracción Gravitatoria de la Tierra

Distancia Tierra-Sol = 150.000.000 Km

A partir de esos datos y conociendo las masas de los dos cuerpos, halamos que L1 se encuentra a 1.500.000 km de la superficie terrestre. Orbita a la misma velocidad angular que la Tierra, conque aparentemente está fijo. La fuerza de la gravedad que lo atrae hacia el Sol se anula con la que lo atrae hacia nosotros.

Aquí encontramos los satélites SOHO y ACE, entre otros.

L2

Este punto se encuentra en dirección opuesta al anterior, detrás de la Tierra. Describe su órbita a la misma velocidad angular que la Tierra, pero con un radio mayor. Si no fuese por la atracción terrestre que contrarrestra a esa fuerza centrífuga, los satélites allí alojados saldrían disparados. Se encuentran aparentemente estáticos desde el punto de vista de un observador en la Tierra.

Aquí encontramos al famoso WMAP, satélite que estudia el fondo de microondas cósmico.

L3

L3 se encuentra a una distancia parecida a la Tierra del Sol, pero en sentido opuesto. Gira en torno al centro de gravedad entre la tierra el Sol (que no es exactamente el propio Sol, si no un punto cercano a la superficie solar que es el centro de masas entre la Tierra y el Sol), y por tanto está un poco más cerca del Sol que la Tierra.

En la práctica es un lugar muy inestable, porque Venus pasa relativamente cerca suyo cada 20 meses aproximadamente. No es práctico la colocación de sondas allí. 

L4 y L5

Estos dos últimos puntos, los más estables, se encuentran orbitando en torno al baricentro de las masas de los dos cuerpos grandes. Forman un triángulo equilátero con ángulos de 60º con respecto a ellos. En el caso del resto de los puntos, cualquier mínima desviación puede ser catastrófica. Sin embargo, L4 y L5 son matemáticamente y físicamente más estables. Si te interesa la demostración matemática donde se deducen estos puntos, clic aquí. Colocar un satélite en L1, L2 o L3 es como colocar una canica encima de una bola de billar, son necesarios continuos reajustes para perfeccionar su órbita. En cambio, en L4 y L5, es como colocar la canica en un cenicero: mucho más estable.

Puntos de Lagrange entre la Tierra y el Sol

Un saludo, espero que os haya gustado esta entrada. Compartidla y dejad en los comentarios de qué queréis que hable la semana que viene.

Nos vemos en la próxima, saludos!

Efecto Coriolis

Apuesto a que alguna vez has oído aquello de que los huracanes giran en un sentido en el Hemisferio Norte, y en sentido contrario en el Sur. ¿A qué se debe? La respuesta la hallaremos gracias a Gaspard Coriolis, ingeniero y matemático francés del siglo XIX, que describió el llamado EFECTO CORIOLIS.

Como vemos en la imagen, dependiendo de en qué hemisferio te encuentres, los vientos girarán de una u otra manera. Vamos a intentar explicar esto:

Primero tenemos que saber que la Tierra gira sobre sí misma, con una velocidad de unos 1600 km/h en el ecuador y reduciéndose a medida que aumentamos la latitud. De este modo, al cabo de 24 horas, consigue dar una vuelta completa. La velocidad en el ecuador es mayor que cerca de los polos, porque recorre un ángulo igual en el mismo tiempo, pero con un radio mayor.

Si un avión quiere ir en línea recta desde un punto hacia otro, está claro que debido a la rotación, el suelo se estará moviendo debajo suyo, como vemos en esta imagen:

Debido a la rotación terrestre, el avión que intente ir en línea recta (línea negra), acaba curvándose hacia la derecha porque el suelo "se mueve bajo sus pies". La línea azul es el movimiento del avión para un obsrvador desde el espacio, y la línea roja es la curva que una persona desde la superficie terrestre observaría. En esta otra animación, podemos ver que realices el movimiento que realices en cualquier parte del Hemisferio Norte, la desviación siempre será "hacia la derecha" de tu destino:

Mientras tanto, en el Hemisferio Sur ocurre al contrario: todos los movimientos son desviados "hacia la izquierda", debido a que es lo mismo que mirar las animaciones anteriores boca abajo girando en sentido contrario. 

Hasta aquí ya tenemos que los cuerpos que no estén en la superficie terrestre y se desplacen, tales como corrientes marinas, aire, aviones...quedarán desviados hacia la derecha si están en el Norte y hacia la izquierda si están en el Sur. Este efecto se está frenando, ya que cada vez la Tierra gira más despacio (debido al efecto marea producido por la Luna). La inercia del avión ha de considerarse como una fuerza que frena al Efecto Coriolis, pero no lo anula. Observando esta trayectoria REAL de un avión, observamos el enorme efecto que la rotación terrestre ejerce sobre él, tanto que si no fuese por la precisión de los controladores aéreos, acabarían a cientos de kilómetros de su destino:

La línea negra en este caso no es la menor distancia entre Madrid y Nueva York, debido al Efecto Coriolis.

El efecto se intensifica a grandes distancias.

Esto mismo ocurre en los huracanes: se producen por una enorme diferencia de presión entre su centro, "el ojo del huracán", y su zona circundante. La zona central es menos densa, por lo que el aire intentará desplazarse hacia ella. En el Hemisferio Norte se curvan hacia la derecha, formando una espiral con giro antihorario; mientras que en el Sur se curvan hacia la izquierda, formando un giro horario:

La línea roja (Norte) se desvía hacia la derecha, mientras que la verde (Sur) lo hace hacia la izquierda.

Mucha gente piensa que el agua en los lavabos gira como los huracanes: en un sentido en cada Hemisferio. Esto no se puede explicar por el Efecto Coriolis, ya que este solo tiene efecto en largas trayectorias, porque es un efecto relativamente débil, y solo visible en movimientos lentos o de más de 5 kilómetros. En numerosas películas atribuyen el desvío de proyectiles militares, tales como balas, a este efecto. Tampoco es correcto por su poca distancia de acción.

Esta fuerza es usada, por ejemplo, a la hora de hacer despegar un trasbordador espacial. Se lanzan desde una latitud muy pequeña (cercanos al ecuador) para aprovechar al máximo esta fuerza debido a que allí la fuerza centrífuga en la superficie es mayor (ya que describen el mismo ángulo que en cualquier otro punto, pero con un radio mayor, lo que aumenta la velocidad lineal). Además salen dirigidos ligeramente hacia el este, para aprovechar el giro terrestre e impulsarse. ¿Por qué te crees que la zona de despegue de la NASA es Cabo Cañaveral, al sur de EEUU? Todo tiene su porqué...

Espero que os haya resultado de interés la entrada de hoy, dejadme comentarios con vuestras impresiones sobre este tema del que tan poco se sabe, al menos científicamente. Comentad sobre qué temas queréis que hable en adelante...

Un saludo!

Hasta la próxima!