M2 Rotación y Ciclos de los Cuerpos Celestes

Tópico

El protagonista de este modelo es la rotación propia de un cuerpo celeste sobre su propio eje. Esa rotación fija, ante todo, el ciclo de día y de noche de ese cuerpo, y su ritmo —quince segundos de arco por segundo en el ecuador terrestre— es precisamente la velocidad exacta que un telescopio en tierra debe igualar para mantener fijo un objeto celeste dentro de su campo de visión, pese a la propia rotación del planeta bajo ese telescopio.

El eje sobre el que gira ese cuerpo celeste no permanece, sin embargo, fijo en el espacio: ese eje describe un lento cono de precesión a lo largo de miles de años, un ciclo muchísimo más largo que el propio día que ese mismo eje define.

Cuando el par de fuerzas de marea, ya descrito como parte del acoplamiento de mareas, actúa sobre esta rotación, ese par de fuerzas la va frenando progresivamente hasta acoplarla por completo al periodo orbital del cuerpo, tal como ya ocurrió entre la Luna y la Tierra.

En el extremo opuesto de todas las velocidades de rotación posibles se encuentran los púlsares: estrellas de neutrones que giran sobre sí mismas en fracciones de segundo, con una estabilidad extraordinaria, lo que convierte a esos mismos púlsares en relojes naturales de una precisión comparable a la de los mejores relojes atómicos construidos por el ser humano. Así, desde el ciclo de día y noche con el que arranca este documento hasta esos púlsares con los que termina, pasando por la precesión del eje y por el acoplamiento de mareas que frena la rotación, la rotación de un cuerpo celeste hace que el simple giro sobre un eje pueda producir, según la escala de tiempo que se observe, desde un día cualquiera hasta el reloj más preciso que existe en la naturaleza.

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