Rotación de la Tierra
La rotación de la Tierra o 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 progresivo. Visto desde la estrella del polo norte Polaris, la Tierra gira en sentido contrario a las agujas del reloj.
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 cada 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; así, un día era más corto en el pasado. Esto se debe a los efectos de marea que la Luna tiene sobre la rotación de la Tierra. Los relojes atómicos muestran que un día moderno es más largo en aproximadamente 1,7 milisegundos que hace un siglo, lo que aumenta lentamente la velocidad a la que se ajusta el UTC en segundos intercalares. El análisis de los registros astronómicos históricos muestra una tendencia a la baja; la duración de un día aumentó alrededor de 2,3 milisegundos por siglo desde el siglo VIII a.Los científicos informaron que en 2020 la Tierra comenzó a girar más rápido, después de girar constantemente a menos de 86,400 segundos por día en las décadas anteriores. Por eso, los ingenieros de todo el mundo están discutiendo un 'segundo bisiesto negativo' y otras posibles medidas de cronometraje.
Historia
Entre los antiguos griegos, varios de la escuela pitagórica creían en la rotación de la Tierra en lugar de la aparente rotación diurna de los cielos. Quizás el primero fue Filolao (470–385 a. C.), aunque su sistema era complicado, e incluía una contra-tierra que giraba diariamente alrededor de un fuego central.
Una imagen más convencional fue apoyada por Hicetas, Heraclides y Ecphantus en el siglo IV a. C. quienes asumieron que la Tierra giraba pero no sugirieron que la Tierra giraba 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 basarse en la teoría más que en la observación. Estableció la idea de una esfera de estrellas fijas que giraban alrededor de la Tierra. Esto fue aceptado por la mayoría de los que vinieron después, en particular Claudio Ptolomeo (siglo II EC), quien pensó que la Tierra sería devastada por vendavales si giraba.
En 499 CE, el astrónomo indio Aryabhata sugirió 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. 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. "
En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra gira alrededor de su eje. Según al-Biruni, Abu Sa'id al-Sijzi (d. circa 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea que creían algunos de sus contemporáneos "que el movimiento que vemos se debe al movimiento de la Tierra y no a la del cielo". El predominio de este punto de vista se confirma aún más 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 es en realidad debido al movimiento de la Tierra y no de las estrellas".Se escribieron tratados para discutir su posibilidad, ya sea como refutaciones o expresando dudas sobre los argumentos de Ptolomeo en su contra. 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 asemejan a los utilizados por Copérnico.
En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó el punto de vista de Aristóteles y también, a regañadientes, John Buridan y Nicole Oresme en el siglo XIV. No fue hasta que Nicolaus Copernicus 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 serlo 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.
Tycho Brahe, quien produjo observaciones precisas en las que Kepler basó sus leyes del movimiento planetario, utilizó el trabajo de Copérnico como base de un sistema que suponía una Tierra estacionaria. En 1600, William Gilbert apoyó firmemente la rotación de la Tierra en su tratado sobre el magnetismo de la Tierra y, por lo tanto, influyó en muchos de sus contemporáneos. Aquellos como Gilbert que no apoyaron o rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol son llamados "semi-copernicanos". 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; 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 sobresale 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, pero las medidas iniciales de las longitudes de los meridianos por parte de Picard y Cassini al final del siglo XVII sugería lo contrario. Sin embargo, las mediciones de Maupertuis y la Misión Geodésica Francesa en la década de 1730 establecieron el achatamiento de la Tierra, confirmando así las posiciones de Newton y Copérnico.
En el marco de referencia giratorio de la Tierra, un cuerpo que se mueve libremente sigue un camino aparente que se desvía del que seguiría en un marco de referencia fijo. Debido al efecto de 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 hacia la derecha en el hemisferio norte (y hacia la izquierda en el sur) desde la dirección en la que son disparados. El efecto Coriolis se observa principalmente a escala meteorológica, donde es responsable de las direcciones opuestas de rotación de los ciclones en los hemisferios norte y sur (en sentido antihorario y horario, respectivamente).
Hooke, siguiendo una sugerencia de Newton en 1679, intentó sin éxito verificar la desviación prevista hacia el este de un cuerpo arrojado 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, usando torres más altas y pesas cuidadosamente liberadas. Una pelota que se dejó caer 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 célebre 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 parte superior del Panteón de París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante, el plano de oscilación del péndulo parece girar a un ritmo 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 se balancean en museos de todo el mundo.
Períodos
Día solar verdadero
El período de rotación de la Tierra con respecto al Sol (mediodía solar a mediodía solar) es su día solar verdadero o día solar aparente . 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 terrestre. Ambos varían a lo largo de 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. El verdadero día solar tiende a ser más largo cerca del perihelio cuando el Sol aparentemente se mueve a lo largo de la eclíptica en un ángulo mayor que el habitual, y tarda unos 10 segundos más en hacerlo. Por el contrario, es unos 10 segundos más corto cerca del afelio. son unos 20 segundosmás cerca de un solsticio cuando la proyección del movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica sobre el ecuador celeste hace que el Sol se mueva en un ángulo mayor que el habitual. Por el contrario, cerca de un equinoccio, la proyección sobre 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 segundos solares medios, pero el efecto del solsticio se cancela parcialmente por el efecto del afelio cerca del 19 de junio , cuando es solo 13 segundos más largo. Los efectos de los equinoccios lo acortan cerca del 26 de marzo y el 16 de septiembre en 18 segundos y 21 segundos., respectivamente.
Día solar medio
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 ahora es 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 mayor que 86 400 segundos SI . Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento núcleo-manto tienen una amplitud de unos 5 ms.El segundo solar medio entre 1750 y 1892 fue elegido en 1895 por Simon Newcomb como 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 este segundo pasó a ser conocido como el segundo de las efemérides. En 1967, el segundo SI se igualó al segundo de las efemérides.
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
El período de rotación de la Tierra en relación con el Marco de Referencia Celestial Internacional, denominado día estelar por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS), es de 86 164,098 903 691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 56 4,098 903 691 , 0,997 269 663 237 16 días solares medios ). El período de rotación de la Tierra en relación con el equinoccio vernal medio de precesión, denominado día sideral , es de 86 164,090 530 832 88 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 56 4,090 530 832 88 ,0,997 269 566 329 08 días solares medios). Así, el día sideral es más corto que el día estelar en unos8,4 ms.
Tanto el día estelar como el día sideral son más cortos que el día solar medio en unos 3 minutos y 56 segundos . Esto es el resultado de que la Tierra gira 1 rotación adicional, en relación con el marco de referencia celeste, mientras orbita alrededor del Sol (es decir, 366,25 rotaciones/año). El día solar medio en SI segundos está disponible en el IERS para los períodos 1623–2005 y 1962–2005 .
Recientemente (1999–2010), la duración anual promedio del día solar promedio en exceso de 86 400 SI segundos ha variado entre 0,25 ms y 1 ms , que debe agregarse a los días estelares y siderales dados en el tiempo solar promedio anterior para obtener sus longitudes en SI segundos (ver Fluctuaciones en la duración del día).
Velocidad angular
La velocidad angular de rotación de la Tierra en el espacio inercial es (7.292 115 0 ± 0.000 000 1) × 10 radianes por SI segundo . Multiplicando por (180°/π radianes) × (86.400 segundos/día) se obtiene 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 con respecto a las estrellas fijas antes de que el Sol medio pueda pasar nuevamente por encima, aunque solo gira una vez (360°) con respecto a la estrella. sol medio. Multiplicando el valor en rad/s por el radio ecuatorial de la Tierra de6.378.137 m (elipsoide WGS84) (factores de 2π radianes necesarios para ambas cancelaciones) produce una velocidad ecuatorial de 465,10 metros por segundo (1.674,4 km/h). Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es ligeramente menor, o 1.669,8 km/h . 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 sideral, por lo que la unidad de tiempo correspondiente debe ser una hora sideral. Esto se confirma multiplicando por el número de días siderales en un día solar medio, 1,002 737 909 350 795 , lo que da como resultado la velocidad ecuatorial en horas solares medias dada anteriormente de 1.674,4 km/h.
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. Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy está ubicado en la latitud 28,59° N, lo que arroja 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.
La cima del volcán Cayambe es el punto de la superficie terrestre más alejado de su eje; por lo tanto, gira más rápido a medida que gira la Tierra.
Cambios
En el eje de rotación
El eje de rotación de la Tierra se mueve con respecto a las estrellas fijas (espacio inercial); los componentes de este movimiento son la precesión y la 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
Interacciones de mareas
Durante millones de años, la rotación de la Tierra se ha ralentizado significativamente por la aceleración de las mareas a través de las interacciones gravitatorias con la Luna. Por lo tanto, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una velocidad proporcional a{\ estilo de visualización r^{-6}}
Esta desaceleración rotacional gradual está documentada empíricamente por estimaciones de la duración del día obtenidas de observaciones de ritmitas y estromatolitos de marea; una compilación de estas mediciones encontró que la duración del día ha aumentado constantemente desde aproximadamente 21 horas en 600 Myr hace al valor actual de 24 horas. Al contar la lámina microscópica que se forma con las mareas más altas, se pueden estimar las frecuencias de las mareas (y, por lo tanto, la duración de los días), al igual que contar los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden ser cada vez menos confiables a edades más avanzadas.
Estabilización resonante
La tasa actual de desaceleración de las mareas es anómalamente alta, lo que implica que la velocidad de rotación de la Tierra debe haber disminuido más lentamente en el pasado. Los datos empíricos muestran tentativamente un fuerte aumento en la desaceleración rotacional hace unos 600 millones de años. Algunos modelos sugieren que la Tierra mantuvo una duración constante del día de 21 horas durante gran parte del Precámbrico.Esta duración del día corresponde al período resonante semidiurno de la marea atmosférica impulsada térmicamente; a esta duración del día, el par lunar de desaceleración podría haber sido cancelado por un par acelerador de la marea atmosférica, lo que resultaría en un par nulo neto y un período de rotación constante. Este efecto estabilizador podría haberse roto por un cambio repentino en la temperatura global. Simulaciones computacionales recientes respaldan esta hipótesis y sugieren que las glaciaciones de Marinoan o Sturtian rompieron esta configuración estable hace unos 600 millones de años; los resultados simulados concuerdan bastante con los datos paleorrotacionales existentes.
Eventos globales
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. El rebote posglacial, en curso desde la última Edad de 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.
La duración del día también puede verse influenciada por estructuras hechas por el hombre. Por ejemplo, los científicos de la NASA calcularon que el agua almacenada en la Presa de las Tres Gargantas aumentó la duración del día terrestre en 0,06 microsegundos debido al cambio de masa.
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. El valor absoluto de la rotación de la Tierra, incluidos UT1 y la nutación, se puede determinar utilizando observaciones geodésicas espaciales, como la interferometría de línea de base muy larga y el alcance del láser lunar, mientras que sus derivados, indicados como exceso de duración del día y tasas de nutación, se pueden derivar de observaciones satelitales. , como GPS, GLONASS, Galileo y Satélite láser que van a los satélites geodésicos.
Observaciones antiguas
Hay observaciones registradas de eclipses solares y lunares por parte de astrónomos babilónicos y chinos a partir del siglo VIII a. C., así como del mundo islámico medieval y de otros lugares. Estas observaciones se pueden utilizar para determinar los 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 aparece 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.
Variabilidad cíclica
Aproximadamente cada 25 a 30 años, la rotación de la Tierra se ralentiza temporalmente unos pocos milisegundos por día, lo que suele durar unos 5 años. 2017 fue el cuarto año consecutivo en que la rotación de la Tierra se ha ralentizado. La causa de esta variabilidad aún no ha sido determinada.
Origen
La rotación original de la Tierra fue un vestigio del momento angular original de la nube de polvo, rocas y gas que se fusionó para formar el Sistema Solar. Esta nube primordial estaba compuesta por hidrógeno y helio producidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados expulsados por las supernovas. Como este polvo interestelar es heterogéneo, cualquier asimetría durante la acumulación gravitatoria resultó en el momento angular del eventual planeta.
Sin embargo, si la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna es correcta, esta tasa de rotación primordial se habría restablecido 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 de unas cinco horas después del impacto. Los efectos de las mareas habrían entonces reducido esta tasa a su valor moderno.
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