La rotación de la tierra
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El "período de rotación de la Tierra" vuelve a dirigir aquí. Para conocer la duración de la luz diurna y la noche, consulte Diurno .

Una animación de la rotación de la Tierra alrededor del eje del planeta.
Esta foto de larga exposición del cielo nocturno del norte sobre el Himalaya nepalí muestra las trayectorias aparentes de las estrellas a medida que la Tierra gira.
Imagen de la rotación de la Tierra obtenida por DSCOVR EPIC el 29 de mayo de 2016, unas semanas antes del solsticio .

La rotación de la Tierra o el giro de la Tierra es la rotación del planeta Tierra alrededor de su propio eje , así como los cambios en la orientación del eje de rotación en el espacio. La Tierra gira hacia el este , en movimiento progrado . Visto desde la estrella Polaris del polo norte , la Tierra gira en sentido antihorario .

El Polo Norte , también conocido como Polo Norte Geográfico o Polo Norte Terrestre, es el punto en el Hemisferio Norte donde el eje de rotación de la Tierra se encuentra con su superficie. Este punto es distinto del Polo Norte Magnético de la Tierra . El Polo Sur es el otro punto donde el eje de rotación de la Tierra se cruza con su superficie, en la Antártida .

La Tierra gira una vez en aproximadamente 24 horas con respecto al Sol , pero una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos con respecto a otras estrellas distantes ( ver más abajo ). La rotación de la Tierra se está desacelerando ligeramente con el tiempo; por lo tanto, un día era más corto en el pasado. Esto se debe a los efectos de marea que tiene la Luna en la rotación de la Tierra. Los relojes atómicos muestran que un día moderno es aproximadamente 1,7 milisegundos más largo que hace un siglo, [1] aumentando lentamente la velocidad a la que se ajusta UTC en segundos intercalares . El análisis de los registros astronómicos históricos muestra una tendencia a la desaceleración; la duración de un díaaumentó alrededor de 2,3 milisegundos por siglo desde el siglo VIII a . C. [2] Los científicos informaron que en 2020 la Tierra ha comenzado a girar más rápido, después de desacelerarse constantemente en las décadas anteriores. Por eso, los ingenieros de todo el mundo están discutiendo un 'segundo intercalar negativo' y otras posibles medidas de cronometraje. [3]

Historia

Entre los antiguos griegos, varios miembros de la escuela pitagórica creían en la rotación de la Tierra más que en la aparente rotación diurna de los cielos. Tal vez la primera fue Filolao (470-385 aC), aunque su sistema era complicado, incluyendo una en la tierra contra la rotación diaria alrededor de un fuego central. [4]

Hicetas , Heraclides y Ecphantus apoyaron una imagen más convencional en el siglo IV a. C., quienes asumieron que la Tierra giraba, pero no sugirieron que la Tierra girara alrededor del Sol. En el siglo III a. C., Aristarco de Samos sugirió el lugar central del Sol .

Sin embargo, Aristóteles en el siglo IV a. C. criticó las ideas de Filolao por estar basadas en la teoría más que en la observación. Estableció la idea de una esfera de estrellas fijas que giraban alrededor de la Tierra. [5] Esto fue aceptado por la mayoría de los que vinieron después, en particular Claudio Ptolomeo (siglo II d. C.), quien pensó que la Tierra sería devastada por vendavales si giraba. [6]

En 499 EC, el astrónomo indio Aryabhata escribió que la Tierra esférica gira alrededor de su eje diariamente, y que el movimiento aparente de las estrellas es un movimiento relativo causado por la rotación de la Tierra. Él proporcionó la siguiente analogía: "Así como un hombre en un bote que va en una dirección ve las cosas estacionarias en la orilla moviéndose en la dirección opuesta, de la misma manera para un hombre en Lanka, las estrellas fijas parecen ir hacia el oeste. " [7] [8]

En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra gira alrededor de su eje. [9] Según al-Biruni , Abu Sa'id al-Sijzi (m. Circa 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea que algunos de sus contemporáneos creían "de que el movimiento que vemos se debe a la movimiento y no al del cielo ". [10] [11] La prevalencia de este punto de vista se ve confirmada por una referencia del siglo XIII que dice: "Según los geómetras [o ingenieros] ( muhandisīn), la Tierra está en constante movimiento circular, y lo que parece ser el movimiento de los cielos se debe en realidad al movimiento de la Tierra y no a las estrellas ". [10] Se escribieron tratados para discutir su posibilidad, ya sea como refutaciones o expresando dudas sobre los argumentos de Ptolomeo en su contra. [12] En los observatorios de Maragha y Samarcanda , Tusi (n. 1201) y Qushji (n. 1403) discutieron la rotación de la Tierra ; los argumentos y las pruebas que utilizaron se parecen a los utilizados por Copérnico. [ 13]

En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó el punto de vista de Aristóteles [14] y lo mismo hicieron, a regañadientes, John Buridan [15] y Nicole Oresme [16] en el siglo XIV. No fue hasta que Nicolás Copérnico en 1543 adoptó un sistema mundial heliocéntrico que comenzó a establecerse la comprensión contemporánea de la rotación de la Tierra. Copérnico señaló que si el movimiento de la Tierra es violento, entonces el movimiento de las estrellas debe ser mucho más. Reconoció la contribución de los pitagóricos y señaló ejemplos de movimiento relativo. Para Copérnico, este fue el primer paso para establecer el patrón más simple de planetas que giran alrededor de un Sol central. [17]

Tycho Brahe , que produjo observaciones precisas en las que Kepler basó sus leyes del movimiento planetario , utilizó el trabajo de Copérnico como base de un sistema que asume una Tierra estacionaria. En 1600, William Gilbert apoyó firmemente la rotación de la Tierra en su tratado sobre el magnetismo de la Tierra [18] y, por lo tanto, influyó en muchos de sus contemporáneos. [19] Aquellos como Gilbert que no apoyaron o rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol se llaman "semi-copernicanos". [20] Un siglo después de Copérnico, Riccioli cuestionó el modelo de una Tierra en rotación debido a la falta de desviaciones hacia el este observables en ese momento en los cuerpos que caen; [21]tales desviaciones se llamarían más tarde efecto Coriolis . Sin embargo, las contribuciones de Kepler, Galileo y Newton reunieron apoyo para la teoría de la rotación de la Tierra.

Pruebas empíricas

La rotación de la Tierra implica que el ecuador se abulta y los polos geográficos se aplanan. En sus Principia , Newton predijo que este aplanamiento ocurriría en una proporción de 1: 230, y señaló las medidas del péndulo tomadas por Richer en 1673 como corroboración del cambio en la gravedad , [22] pero las medidas iniciales de longitudes de meridianos por Picard y Cassini. a finales del siglo XVII sugirió lo contrario. Sin embargo, las mediciones de Maupertuis y la Misión Geodésica Francesaen la década de 1730 estableció el achatamiento de la Tierra , confirmando así las posiciones tanto de Newton como de Copérnico . [23]

En el marco de referencia giratorio de la Tierra, un cuerpo que se mueve libremente sigue una trayectoria aparente que se desvía de la que seguiría en un marco de referencia fijo. Debido al efecto Coriolis , los cuerpos que caen se desvían ligeramente hacia el este desde la plomada vertical debajo de su punto de lanzamiento, y los proyectiles se desvían a la derecha en el hemisferio norte (y a la izquierda en el sur ) desde la dirección en la que se disparan. El efecto Coriolis es principalmente observable a escala meteorológica, donde es responsable de las direcciones opuestas de la rotación del ciclón en los hemisferios norte y sur (en sentido contrario a las agujas del reloj y en el sentido de las agujas del reloj , respectivamente).

Hooke, siguiendo una sugerencia de Newton en 1679, intentó sin éxito verificar la desviación prevista hacia el este de un cuerpo caído desde una altura de 8,2 metros , pero los resultados definitivos se obtuvieron más tarde, a finales del siglo XVIII y principios del XIX, por Giovanni Battista Guglielmini en Bolonia , Johann Friedrich Benzenberg en Hamburgo y Ferdinand Reich en Freiberg , utilizando torres más altas y pesos cuidadosamente liberados. [n 1] Una bola caída desde una altura de 158,5 m se apartó 27,4 mm de la vertical en comparación con un valor calculado de 28,1 mm.

La prueba más celebrada de la rotación de la Tierra es el péndulo de Foucault construido por primera vez por el físico Léon Foucault en 1851, que consistía en una esfera de latón llena de plomo suspendida a 67 m de la cima del Panteón en París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante, el plano de oscilación del péndulo parece girar a una velocidad que depende de la latitud. En la latitud de París, el cambio previsto y observado fue de unos 11 grados en el sentido de las agujas del reloj por hora. Los péndulos de Foucault ahora oscilan en museos de todo el mundo .

Periodos

Círculos estrellados de arco alrededor del polo sur celeste, visto por encima en la ESO 's Observatorio La Silla . [24]

Verdadero día solar

Artículo principal: tiempo solar

El período de rotación de la Tierra en relación con el Sol (del mediodía solar al mediodía solar) es su verdadero día solar o su aparente día solar . [ cita requerida ] Depende del movimiento orbital de la Tierra y, por lo tanto, se ve afectado por los cambios en la excentricidad y la inclinación de la órbita de la Tierra. Ambos varían durante miles de años, por lo que la variación anual del verdadero día solar también varía. Generalmente, es más largo que el día solar medio durante dos períodos del año y más corto durante otros dos. [n 2] El verdadero día solar tiende a ser más largo cerca del perihelio cuando el Sol aparentemente se mueve a lo largo de la eclíptica.a través de un ángulo mayor de lo habitual, tardando unos 10 segundos más en hacerlo. Por el contrario, es aproximadamente 10 segundos más corto cerca del afelio . Son unos 20 segundos más cerca de un solsticio cuando la proyección del movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica hacia el ecuador celeste hace que el Sol se mueva en un ángulo mayor de lo habitual. Por el contrario, cerca de un equinoccio, la proyección hacia el ecuador es más corta en unos 20 segundos . Actualmente, los efectos del perihelio y el solsticio se combinan para alargar el día solar verdadero cerca del 22 de diciembre en 30 de media.segundos solares, pero el efecto de solsticio se cancela parcialmente por el efecto de afelio cerca del 19 de junio, cuando solo dura 13 segundos más. Los efectos de los equinoccios lo acortan cerca del 26 de marzo y el 16 de septiembre en 18 y 21 segundos , respectivamente. [25] [26]

Día solar medio

Artículo principal: Hora solar § Hora solar media

El promedio del día solar verdadero durante el transcurso de un año entero es el día solar medio , que contiene 86 400  segundos solares medios . Actualmente, cada uno de estos segundos es un poco más largo que un segundo SI porque el día solar medio de la Tierra es ahora un poco más largo que durante el siglo XIX debido a la fricción de las mareas . La duración media del día solar medio desde la introducción del segundo intercalar en 1972 ha sido de 0 a 2 ms más larga que 86 400  SI segundos . [27] [28] [29] Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento núcleo-manto tienen una amplitud de aproximadamente 5 ms. [30] [31]El segundo solar medio entre 1750 y 1892 fue elegido en 1895 por Simon Newcomb como la unidad de tiempo independiente en sus Tablas del sol . Estas tablas se utilizaron para calcular las efemérides del mundo entre 1900 y 1983, por lo que esta segunda se conoció como la segunda efemérides . En 1967, el segundo de la IS fue igualado al segundo de las efemérides. [32]

El tiempo solar aparente es una medida de la rotación de la Tierra y la diferencia entre este y el tiempo solar medio se conoce como la ecuación del tiempo .

Día estelar y sideral

En un planeta progrado como la Tierra, el día estelar es más corto que el día solar . En el momento 1, el Sol y una determinada estrella distante están ambos arriba. En el momento 2, el planeta ha girado 360 ° y la estrella distante está sobre su cabeza de nuevo, pero el Sol no (1 → 2 = un día estelar). No es hasta un poco más tarde, en el momento 3, que el Sol vuelve a estar arriba (1 → 3 = un día solar).

El período de rotación de la Tierra en relación con el Marco de Referencia Celeste Internacional , llamado su día estelar por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS), es 86164.098 903691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.098 903 691 s , 0,997 269 663 237 16  días solares medios ). [33] [n 3] período de rotación de la Tierra con respecto a la precesión vernal media equinoccio , llamado día sideral , es 86164.090 530 832 88  segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.090 530 832 88 s , 0,997 269 566 329 08  días solares medios ). [33] Por tanto, el día sidéreo es más corto que el día estelar en aproximadamente 8,4 ms . [35]

Tanto el día estelar como el día sidéreo son más cortos que el día solar medio en aproximadamente 3 minutos 56 segundos . Este es el resultado de que la Tierra gira 1 rotación adicional, en relación con el marco de referencia celeste, mientras orbita el Sol (por lo tanto, 366,25 rotaciones / año). El día solar medio en segundos SI está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005 [36] y 1962-2005 . [37]

Recientemente (1999-2010) la duración media anual del día solar medio superior a 86 400  SI segundos ha variado entre 0,25 ms y 1 ms , que deben sumarse a los días estelares y siderales dados en el tiempo solar medio anterior para obtener sus duraciones en SI segundos (ver Fluctuaciones en la duración del día ).

Velocidad angular

Gráfico de latitud frente a velocidad tangencial. La línea discontinua muestra el ejemplo del Centro Espacial Kennedy . La línea de puntos y guiones indica la velocidad de crucero típica de un avión de pasajeros .
Ver también: ángulo de rotación de la Tierra

La velocidad angular de la rotación de la Tierra en el espacio inercial es (7.292 115 0 ± 0.000 000 1) × 10 −5 radianes por segundo SI^  . [33] [n 4] Multiplicar por (180 ° / π radianes) × (86,400 segundos / día) da 360,985 6 ° / día , lo que indica que la Tierra gira más de 360 ​​° en relación con las estrellas fijas en un día solar. El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita casi circular mientras gira una vez alrededor de su eje requiere que la Tierra gire un poco más de una vez en relación con las estrellas fijas antes de que el Sol medio pueda pasar de nuevo por encima, a pesar de que gira solo una vez (360 °) en relación con la estrella. significa sol. [n 5]Multiplicando el valor en rad / s por el radio ecuatorial de la Tierra de 6.378.137 m ( elipsoide WGS84 ) (factores de 2π radianes necesarios para ambos cancelados) produce una velocidad ecuatorial de 465,10 metros por segundo (1.674,4 km / h). [38] Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es ligeramente menor, o 1,669,8 km / h . [39] Esto se obtiene dividiendo la circunferencia ecuatorial de la Tierra por 24 horas . Sin embargo, el uso del día solar es incorrecto; debe ser el día sidéreo , por lo que la unidad de tiempo correspondiente debe ser una hora sidérea. Esto se confirma multiplicando por el número de días sidéreos en un día solar medio, 1,002 737 909 350 795 , [33]que produce la velocidad ecuatorial en horas solares medias dadas anteriormente de 1,674.4 km / ho 1040.0 mph .

La velocidad tangencial de la rotación de la Tierra en un punto de la Tierra se puede aproximar multiplicando la velocidad en el ecuador por el coseno de la latitud. [40] Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy se encuentra en la latitud 28,59 ° N, lo que produce una velocidad de: cos (28,59 °) × 1674,4 km / h = 1470,2 km / h. La latitud es una consideración de ubicación para los puertos espaciales .

Cambios

La inclinación axial de la Tierra es de aproximadamente 23,4 °. Oscila entre 22,1 ° y 24,5 ° en un ciclo de 41 000 años y actualmente está disminuyendo.

En eje de rotacion

Artículo principal: eje de rotación de la Tierra

El eje de rotación de la Tierra se mueve con respecto a las estrellas fijas ( espacio inercial ); los componentes de este movimiento son precesión y nutación . También se mueve con respecto a la corteza terrestre; esto se llama movimiento polar .

La precesión es una rotación del eje de rotación de la Tierra, causada principalmente por pares externos de la gravedad del Sol , la Luna y otros cuerpos. El movimiento polar se debe principalmente a la nutación del núcleo libre y al bamboleo de Chandler .

En velocidad de rotación

Artículos principales: fluctuaciones de la duración del día y ΔT (cronometraje)

Interacciones de marea

Durante millones de años, la rotación de la Tierra se ha ralentizado significativamente por la aceleración de las mareas a través de interacciones gravitacionales con la Luna. Por lo tanto, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una velocidad proporcional a , donde está el radio orbital de la Luna. Este proceso ha aumentado gradualmente la duración del día hasta su valor actual, y ha provocado que la Luna se bloquee por mareas con la Tierra.

Esta desaceleración rotacional gradual se documenta empíricamente mediante estimaciones de la duración del día obtenidas a partir de observaciones de ritmitas y estromatolitos de las mareas ; una recopilación de estas mediciones [41] encontró que la duración del día ha aumentado constantemente desde aproximadamente 21 horas a 600 Myr hace [42] al valor actual de 24 horas. Al contar la lámina microscópica que se forma en las mareas más altas, se pueden estimar las frecuencias de las mareas (y por lo tanto la duración de los días), de manera muy similar a contar los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden ser cada vez menos confiables a edades más avanzadas. [43]

Estabilización resonante

Una historia simulada de la duración del día de la Tierra, que muestra un evento de estabilización resonante a lo largo de la era Precámbrica. [44]

La tasa actual de desaceleración de las mareas es anormalmente alta, lo que implica que la velocidad de rotación de la Tierra debe haber disminuido más lentamente en el pasado. Los datos empíricos [41] muestran tentativamente un fuerte aumento en la desaceleración rotacional hace unos 600 Myr. Algunos modelos sugieren que la Tierra mantuvo una duración de día constante de 21 horas a lo largo de gran parte del Precámbrico . [42] Esta duración del día corresponde al período de resonancia semidiurna de la marea atmosférica impulsada térmicamente.; en la duración de este día, el par lunar desacelerativo podría haber sido cancelado por un par de aceleración de la marea atmosférica, resultando en ningún par neto y un período de rotación constante. Este efecto estabilizador podría haberse roto por un cambio repentino en la temperatura global. Simulaciones computacionales recientes apoyan esta hipótesis y sugieren que las glaciaciones de Marinoan o Sturtian rompieron esta configuración estable hace unos 600 Myr; los resultados simulados concuerdan bastante con los datos paleorrotacionales existentes. [44]

Eventos globales

Desviación de la duración del día del día basado en SI

Algunos eventos recientes a gran escala, como el terremoto del Océano Índico de 2004 , han provocado que la duración de un día se acorte en 3 microsegundos al reducir el momento de inercia de la Tierra . [45] El rebote post-glacial , en curso desde la última Edad del Hielo , también está cambiando la distribución de la masa de la Tierra, afectando así el momento de inercia de la Tierra y, por la conservación del momento angular , el período de rotación de la Tierra. [46]

La duración del día también puede verse influenciada por estructuras artificiales. Por ejemplo, los científicos de la NASA calcularon que el agua almacenada en la presa de las Tres Gargantas ha aumentado la duración del día de la Tierra en 0,06 microsegundos debido al cambio de masa. [47]

Medición

Ver también: Hora universal § Medición

El monitoreo principal de la rotación de la Tierra se realiza mediante interferometría de línea de base muy larga coordinada con el Sistema de Posicionamiento Global , alcance láser satelital y otras técnicas de geodesia satelital . Esto proporciona una referencia absoluta para la determinación del tiempo universal , la precesión y la nutación . [48] El valor absoluto de la rotación de la Tierra, incluido el UT1 y la nutación, se puede determinar mediante observaciones geodésicas espaciales, como la interferometría de línea de base muy larga y el rango láser lunar., mientras que sus derivadas, denotadas como exceso de duración del día y tasas de nutación pueden derivarse de observaciones de satélite, como GPS , GLONASS , Galileo [49] y alcance láser de satélite a satélites geodésicos. [50]

Observaciones antiguas

Hay observaciones registradas de eclipses solares y lunares por astrónomos babilonios y chinos a partir del siglo VIII a. C., así como del mundo islámico medieval [ cita requerida ] y en otros lugares. Estas observaciones se pueden utilizar para determinar cambios en la rotación de la Tierra durante los últimos 27 siglos, ya que la duración del día es un parámetro crítico en el cálculo del lugar y la hora de los eclipses. Un cambio en la duración del día de milisegundos por siglo se muestra como un cambio de horas y miles de kilómetros en las observaciones de eclipses. Los datos antiguos son consistentes con un día más corto, lo que significa que la Tierra giraba más rápido en el pasado. [51][52]

Variabilidad cíclica

Aproximadamente cada 25 a 30 años, la rotación de la Tierra se ralentiza temporalmente en unos pocos milisegundos por día, por lo general dura alrededor de 5 años. 2017 fue el cuarto año consecutivo en que la rotación de la Tierra se desaceleró. La causa de esta variabilidad aún no se ha determinado. [53]

Origen

Representación de un artista del disco protoplanetario .

La rotación original de la Tierra era un vestigio del momento angular original de la nube de polvo , rocas y gas que se fusionaron para formar el Sistema Solar . Esta nube primordial estaba compuesta de hidrógeno y helio producidos en el Big Bang , así como de elementos más pesados expulsados ​​por supernovas . Como este polvo interestelar es heterogéneo, cualquier asimetría durante la acreción gravitacional resultó en el momento angular del eventual planeta. [54]

Sin embargo, si la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna es correcta, esta tasa de rotación primordial habría sido restablecida por el impacto de Theia hace 4.500 millones de años. Independientemente de la velocidad y la inclinación de la rotación de la Tierra antes del impacto, habría experimentado un día unas cinco horas después del impacto. [55] Los efectos de las mareas habrían reducido esta tasa a su valor moderno.

Ver también

  • Efecto Allais
  • Ciclo diurno
  • La órbita de la tierra
  • Parámetros de orientación terrestre
  • Formación y evolución del sistema solar.
  • Geodésico (en matemáticas)
  • Geodésicas en relatividad general
  • Geodesia
  • Historia de la Tierra
  • Historia de la geodesia
  • Superrotación del núcleo interno
  • Lista de publicaciones importantes en geología
  • Nychthemeron
  • Tierra esférica
  • Sistema geodésico mundial

Notas

  1. ^ Véase Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (artículo de Wikipedia en alemán).
  2. ^ Cuando la excentricidad de la Tierra excede 0.047 y el perihelio está en un equinoccio o solsticio apropiado, solo un período con un pico equilibra otro período que tiene dos picos. [25]
  3. ^ Aoki, la fuente última de estas cifras, usa el término "segundos de UT1" en lugar de "segundos de tiempo solar medio". [34]
  4. ^ Se puede establecer que los segundos SI se aplican a este valor siguiendo la cita en "CONSTANTES ÚTILES" a E. Groten "Parámetros de relevancia común de la astronomía, geodesia y geodinámica", que establece que las unidades son unidades SI, excepto en un caso no relevante para este valor.
  5. ^ En astronomía, a diferencia de la geometría, 360 ° significa regresar al mismo punto en una escala de tiempo cíclica, ya sea un día solar medio o un día sideral para la rotación en el eje de la Tierra, o un año sideral o un año tropical medio o incluso un día juliano medio. año que contiene exactamente 365,25 días para la revolución alrededor del sol.

Referencias

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enlaces externos

  • Nuevo sitio de Orientación de la Tierra de USNO , siendo poblado
  • Sitio antiguo de USNO IERS , para ser abandonado
  • Centro de Orientación de la Tierra del IERS: datos de rotación de la Tierra y análisis interactivo
  • Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS)
  • Si el período de rotación de la Tierra es inferior a 24 horas, ¿por qué nuestros relojes no están sincronizados con el Sol?
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