ΔT (cronometraje)
En cronometraje preciso, ΔT (Delta T, delta-T , deltaT, o DT) es una medida de la acumulación efecto de la salida del período de rotación de la Tierra desde el día de duración fija del Tiempo Atómico Internacional (86.400 segundos). Formalmente, ΔT es la diferencia horaria ΔT = TT − UT entre el Tiempo Universal (UT, definido por Earth&# 39;s rotación) y Tiempo Terrestre (TT, independiente de la rotación de la Tierra). El valor de ΔT para el inicio de 1902 era aproximadamente cero; para 2002 fue de unos 64 segundos. Entonces, las rotaciones de la Tierra durante ese siglo tomaron alrededor de 64 segundos más de lo que se requeriría para los días del tiempo atómico. Además de esta deriva a largo plazo en la duración del día, existen fluctuaciones a corto plazo en la duración del día (Δτ) que son tratados por separado.
Desde 2017, la duración del día ha sido muy cercana al valor convencional, y ΔT se ha mantenido dentro de un segundo de 69 segundos.
Cálculo
La velocidad de rotación de la Tierra es ν = 1/2π dθ/dt, y un día corresponde a un período P = 1/ν. Una aceleración de rotación dν/dt proporciona una tasa de cambio del período de dP/ dt = −1/ν2 dν/dt, que generalmente se expresa como α = ν dP/dt = −1/ν dν/dt. Esto tiene unidades de 1/hora, y se cita comúnmente como milisegundos por día por siglo (escrito como ms/día/cy, entendido como (ms/día)/cy). La integración de α da una expresión para ΔT frente al tiempo.
Tiempo universal
El tiempo universal es una escala de tiempo basada en la rotación de la Tierra, que es algo irregular en períodos cortos (días hasta un siglo), por lo que cualquier tiempo basado en él no puede tener una precisión superior a 1 en 108. Sin embargo, se ha observado un efecto mayor y más consistente durante muchos siglos: la velocidad de rotación de la Tierra se está desacelerando inexorablemente. Este cambio observado en la velocidad de rotación se atribuye a dos fuerzas principales, una que disminuye y otra que aumenta la velocidad de rotación de la Tierra. A largo plazo, la fuerza dominante es la fricción de las mareas, que ralentiza la velocidad de rotación y contribuye a α = +2,3 ms/día/cy o dP/dt = +2.3 ms/cy, que es igual a la muy pequeña cambio fraccionario +7.3 ×10−13 día/día. Se cree que la fuerza más importante que actúa en la dirección opuesta, para acelerar la velocidad, es el resultado del derretimiento de las capas de hielo continentales al final del último período glacial. Esto eliminó su tremendo peso, permitiendo que la tierra debajo de ellos comenzara a rebotar hacia arriba en las regiones polares, un efecto que todavía ocurre hoy y continuará hasta que se alcance el equilibrio isostático. Este "rebote posglacial" acerca la masa al eje de rotación de la Tierra, lo que hace que la Tierra gire más rápido, de acuerdo con la ley de conservación del momento angular, similar a un patinador sobre hielo que tira de sus brazos para girar más rápido. Los modelos estiman que este efecto contribuye con aproximadamente −0,6 ms/día/cy. Combinando estos dos efectos, la aceleración neta (en realidad, una desaceleración) de la rotación de la Tierra, o el cambio en la duración del día solar medio (LOD), es +1,7 ms/día/cy o +62 s/cy2 o +46,5 ns/día2. Esto coincide con la tasa promedio derivada de los registros astronómicos durante los últimos 27 siglos.
Hora terrestre
El Tiempo Terrestre es una escala de tiempo uniforme teórica, definida para dar continuidad al antiguo Tiempo de Efemérides (ET). ET era una variable de tiempo independiente, propuesta (y se acordó su adopción) en el período 1948-1952 con la intención de formar una escala de tiempo gravitacionalmente uniforme en la medida de lo posible en ese momento, y dependiendo de su definición en Simon Newcomb's Tablas del Sol (1895), interpretadas de una nueva forma para acomodar ciertas discrepancias observadas. Las tablas de Newcomb formaron la base de todas las efemérides astronómicas del Sol desde 1900 hasta 1983: originalmente se expresaron (y publicaron) en términos de la hora media de Greenwich y el día solar medio, pero más tarde, con respecto al período 1960. –1983, fueron tratados como expresados en términos de ET, de acuerdo con la propuesta de ET adoptada de 1948–52. ET, a su vez, ahora se puede ver (a la luz de los resultados modernos) como cerca del tiempo solar medio promedio entre 1750 y 1890 (centrado en 1820), porque ese fue el período durante el cual las observaciones sobre las cuales Newcomb's Se realizaron tablas en las que se basaron. Si bien TT es estrictamente uniforme (al basarse en el segundo SI, cada segundo es igual que cualquier otro segundo), en la práctica se realiza mediante el Tiempo Atómico Internacional (TAI) con una precisión de aproximadamente 1 parte en 1014.
Tasa de rotación de la Tierra
La velocidad de rotación de la Tierra debe integrarse para obtener el tiempo, que es la posición angular de la Tierra (específicamente, la orientación del meridiano de Greenwich en relación con el sol medio ficticio). Integrando +1,7 ms/d/cy y centrando la parábola resultante en el año 1820 se obtiene (en una primera aproximación) 32 × (año − 1820/100)2
- 20 segundos para ΔT. Las mediciones históricas suavizadas de ΔT utilizando eclipses solares totales son aproximadamente +17190 s en el año −500 (501 BC), +10580 s en 0 (1 BC), +5710 s en 500, +1570 s en 1000 y +200 s en 1500. Después de la invención del telescopio, las mediciones se realizaron mediante la observación de ocultaciones de estrellas por la Luna, lo que permitió derivar valores más cercanos y más precisos para ΔT. ΔT continuó disminuyendo hasta que alcanzó una meseta de +11 ± 6 s entre 1680 y 1866. Durante unas tres décadas inmediatamente antes de 1902 fue negativo, alcanzando −6,64 s. Luego aumentó a +63,83 s en enero de 2000 y +68,97 s en enero de 2018 y +69,361 s en enero de 2020, incluso después de una ligera disminución de 69,358 s en julio de 2019 a 69,338 s en septiembre y octubre de 2019 y un nuevo aumento en noviembre y diciembre de 2019. Esto requerirá la adición de una cantidad cada vez mayor de segundos bisiestos a UTC siempre que UTC siga a UT1 con ajustes de un segundo. (Cuando se adoptó, el segundo SI, tal como se usa ahora para UTC, ya era un poco más corto que el valor actual del segundo del tiempo solar medio). Físicamente, el meridiano de Greenwich en el Tiempo Universal está casi siempre al este del meridiano en Tiempo Terrestre, tanto en el pasado como en el futuro. +17190 s o aproximadamente 4+3⁄4 h corresponde a 71,625°E. Esto significa que en el año −500 (501 a. C.), la rotación más rápida de la Tierra provocaría un eclipse solar total a 71,625° al este de la ubicación calculada utilizando el TT uniforme.
Valores anteriores a 1955
Todos los valores de ΔT antes de 1955 dependen de las observaciones de la Luna, ya sea a través de eclipses u ocultaciones. El momento angular perdido por la Tierra debido a la fricción inducida por el efecto de marea de la Luna se transfiere a la Luna, aumentando su momento angular, lo que significa que su brazo de momento (aproximadamente su distancia a la Tierra, es decir, precisamente el semi- eje mayor de la órbita de la Luna) se incrementa (por el momento alrededor de +3,8 cm/año), lo que a través de las leyes del movimiento planetario de Kepler hace que la Luna gire alrededor de la Tierra a un ritmo más lento. Los valores citados de ΔT suponen que la aceleración lunar (en realidad una desaceleración, es decir, una aceleración negativa) debida a este efecto es dn/dt = −26″/cy2, donde n es el movimiento angular sideral medio de la Luna. Esto está cerca de la mejor estimación para dn /dt a partir de 2002 de −25,858 ± 0,003″/cy2, por lo que no es necesario volver a calcular ΔT dadas las incertidumbres y el suavizado aplicado a sus valores actuales. Hoy en día, UT es la orientación observada de la Tierra en relación con un marco de referencia inercial formado por fuentes de radio extragalácticas, modificado por una relación adoptada entre el tiempo sideral y el tiempo solar. Su medición por parte de varios observatorios está coordinada por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS).
Evidencia geológica
Las tasas de desaceleración de las mareas han variado a lo largo de la historia del sistema Tierra-Luna. El análisis de las capas en las conchas de moluscos fósiles de hace 70 millones de años, en el período Cretácico superior, muestra que había 372 días al año y, por lo tanto, el día duraba alrededor de 23,5 horas en ese momento. Basado en estudios geológicos de ritmitas de marea, el día tenía una duración de 21,9±0,4 horas hace 620 millones de años y había 13,1±0,1 meses sinódicos/año y 400±7 días solares/año. La tasa de recesión promedio de la Luna entre entonces y ahora ha sido de 2,17±0,31 cm/año, que es aproximadamente la mitad de la tasa actual. La alta tasa actual puede deberse a la resonancia cercana entre las frecuencias oceánicas naturales y las frecuencias de las mareas.