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La rotación de la Tierra

La rotación de la Tierra captada por el Observatorio Climático del Espacio Profundo. La rotación terrestre, o giro de la Tierra, es la rotación del planeta Tierra sobre su propi...

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La rotación de la Tierra captada por el Observatorio Climático del Espacio Profundo.

La rotación terrestre, o giro de la Tierra, es la rotación del planeta Tierra sobre su propio eje , así como los cambios en la orientación de dicho eje en el espacio. La Tierra rota hacia el este , en movimiento directo . Vista desde la estrella polar norte, Polaris , la Tierra gira en sentido contrario a las agujas del reloj .

El Polo Norte , también llamado Polo Norte Geográfico o Polo Norte Terrestre, es el punto del hemisferio norte donde el eje de rotación de la Tierra se encuentra con su superficie. Este punto es distinto del polo magnético norte de la Tierra . El Polo Sur es el otro punto donde el eje de rotación de la Tierra intersecta su superficie, en la Antártida .

La Tierra rota una vez cada 24 horas aproximadamente con respecto al Sol , pero una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos con respecto a otras estrellas distantes ( véase más abajo ). La rotación de la Tierra se está ralentizando ligeramente con el tiempo; por lo tanto, 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 el día actual es aproximadamente 1,7 milisegundos más largo que hace un siglo, [ 1 ] aumentando lentamente la tasa a la que se ajusta el UTC mediante segundos intercalares . El análisis de los registros astronómicos históricos muestra una tendencia a la desaceleración; la duración de un día ha aumentado aproximadamente 2,3 milisegundos por siglo desde el siglo VIII a. C. [ 2 ]

Los científicos informaron que en 2020 la Tierra comenzó a rotar más rápido, después de haber girado consistentemente más lento que 86 400 segundos por día en las décadas anteriores. El 29 de junio de 2022, la rotación de la Tierra se completó en 1,59 milisegundos en menos de 24 horas, estableciendo un nuevo récord. [ 3 ] Debido a esta tendencia, ingenieros de todo el mundo están debatiendo un «segundo intercalar negativo» y otras posibles medidas de cronometraje. [ 4 ]

Se cree que este aumento de velocidad se debe a varios factores, incluyendo el complejo movimiento de su núcleo fundido , océanos y atmósfera , el efecto de cuerpos celestes como la Luna y posiblemente el cambio climático , que está causando el derretimiento del hielo en los polos de la Tierra . Las masas de hielo explican la forma de la Tierra, que es la de un esferoide achatado , abultado alrededor del ecuador. Cuando estas masas se reducen, los polos rebotan por la pérdida de peso y la Tierra se vuelve más esférica , lo que tiene el efecto de acercar la masa a su centro de gravedad . La conservación del momento angular dicta que una masa distribuida más cerca de su centro de gravedad gira más rápido. [ 5 ]

La velocidad de rotación de la Tierra es de aproximadamente 1674,7 km/h (1040,6 mph; 465,2 m/s; 1526,2 ft/s) en el ecuador, pero disminuye con la latitud, llegando a cero en los polos. Esto se debe a que la circunferencia de la Tierra es mayor a lo largo del ecuador y menor a través de los polos. La velocidad en cualquier latitud dada se puede calcular multiplicando la velocidad ecuatorial por el coseno de la latitud. En el ecuador, la velocidad es de aproximadamente 1674,7 km/h (1040,6 mph) , calculada dividiendo la circunferencia ecuatorial de la Tierra ( aprox. 40 075 km (24 901 mi) ) por la duración de un día sideral ( aprox. 23,93 horas ). En latitudes medias , la velocidad disminuye; Por ejemplo, a 45° de latitud, la velocidad es aproximadamente de 1184,2 km/h (735,8 mph) ( 1674,7 × cos (45°) ). En los polos, la velocidad es prácticamente cero, ya que no se recorre ninguna distancia en una rotación completa.          

Historia

Esta fotografía de larga exposición del cielo nocturno del norte, sobre el Himalaya nepalí , muestra las trayectorias aparentes de las estrellas a medida que la Tierra rota.

Entre los antiguos griegos , varios miembros 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 complejo, ya que incluía una contra-Tierra que giraba diariamente alrededor de un fuego central. [ 6 ]

Una visión más convencional fue respaldada por Hicetas , Heráclides y Ecphantus en el siglo IV a. C., quienes asumieron que la Tierra rotaba, pero no sugirieron que girara alrededor del Sol. En el siglo III a. C., Aristarco de Samos sugirió la posición 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 giraba alrededor de la Tierra. [ 7 ] Esta idea fue aceptada por la mayoría de quienes le sucedieron, en particular por Claudio Ptolomeo (siglo II d. C.), quien creía que la Tierra sería devastada por vendavales si girara. [ 8 ]

En el año 499 d. C., el astrónomo indio Aryabhata sugirió que la Tierra esférica rota diariamente sobre su eje 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 se dirige en una dirección ve los objetos inmóviles en la orilla moviéndose en la dirección opuesta, de la misma manera, para un hombre en Lanka , las estrellas fijas parecen moverse hacia el oeste». [ 9 ] [ 10 ]

En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra rota sobre su eje. [ 11 ] Según al-Biruni , al-Sijzi (dc 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea creída por algunos de sus contemporáneos "de que el movimiento que vemos se debe al movimiento de la Tierra y no al del cielo". [ 12 ] [ 13 ] La prevalencia de esta visión se confirma aún más con una referencia del siglo XIII que afirma: "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". [ 12 ] Se escribieron tratados para discutir su posibilidad, ya sea como refutaciones o expresando dudas sobre los argumentos de Ptolomeo en contra. [ 14 ] En los observatorios de Maragha y Samarcanda, Tusi (nacido en 1201) y Qushji (nacido en 1403) discutieron la rotación de la Tierra ; los argumentos y las pruebas que utilizaron se asemejan a los utilizados por Copérnico. [ 15 ]

En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó la visión de Aristóteles [ 16 ] y, de igual modo, Juan Buridán [ 17 ] y Nicole Oresme [ 18 ] en el siglo XIV, aunque con reticencia. No fue hasta que Nicolás Copérnico, en 1543, adoptó un sistema 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 aún 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 orbitando alrededor de un Sol central. [ 19 ]

Tycho Brahe , quien realizó observaciones precisas en las que Kepler basó sus leyes del movimiento planetario , utilizó el trabajo de Copérnico como base de un sistema que asumía una Tierra estacionaria. En 1600, William Gilbert apoyó firmemente la rotación de la Tierra en su tratado sobre el magnetismo terrestre [ 20 ] e influyó así en muchos de sus contemporáneos. [ 21 ] : 208 Aquellos como Gilbert que no apoyaron ni rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol son llamados "semicopernicanos". [ 21 ] : 221 Un siglo después de Copérnico, Riccioli cuestionó el modelo de una Tierra giratoria debido a la falta de desviaciones hacia el este observables en los cuerpos en caída; [ 22 ] tales desviaciones serían llamadas 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 abomba y los polos geográficos se aplanan. En sus Principia , Newton predijo que este aplanamiento sería de una parte en 230 y señaló las mediciones con péndulo realizadas por Richer en 1673 como corroboración del cambio en la gravedad , [ 23 ] pero las mediciones iniciales de las longitudes de los meridianos realizadas por Picard y Cassini a finales del siglo XVII sugirieron 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 tanto de Newton como de Copérnico . [ 24 ]

En el sistema de referencia giratorio de la Tierra, un cuerpo en movimiento libre sigue una trayectoria aparente que se desvía de la que seguiría en un sistema de referencia fijo. Debido al efecto Coriolis , los cuerpos en caída libre se desvían ligeramente hacia el este de la línea vertical que se encuentra debajo de su punto de lanzamiento, y los proyectiles se desvían hacia la derecha en el hemisferio norte (y hacia la izquierda en el hemisferio sur ) con respecto a 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).

Robert Hooke , siguiendo una sugerencia de Newton en 1679, intentó sin éxito verificar la desviación hacia el este prevista de un cuerpo que se deja caer 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 liberados con cuidado. [ n 1 ] Una bola que se deja caer desde una altura de 158,5  m se desvió 27,4  mm de la vertical en comparación con un valor calculado de 28,1  mm.

La prueba más célebre de la rotación terrestre es el péndulo de Foucault, construido por primera vez por el físico Léon Foucault en 1851. Consistía en una esfera de latón rellena de plomo suspendida a 67 metros de la cima del Panteón de París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante, el plano de oscilación de este parece girar a una velocidad que depende de la latitud. A la latitud de París, el desplazamiento previsto y observado fue de aproximadamente 11 grados en el sentido de las agujas del reloj por hora. Actualmente, existen péndulos de Foucault en museos de todo el mundo .

Períodos

Círculos estrellados se arquean alrededor del polo celeste sur, vistos en lo alto desde el Observatorio La Silla de ESO . [ 25 ]

verdadero día solar

El período de rotación de la Tierra con respecto al Sol ( del mediodía solar al mediodía solar) es su día solar verdadero o día solar aparente . [ 26 ] 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 día solar verdadero 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 día solar verdadero 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 unos 10 segundos más corto cerca del afelio . Es unos 20 segundos más largo 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 a través de un ángulo mayor de lo 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 del 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 ve parcialmente compensado 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 del 16 de septiembre en 18 y 21 segundos , respectivamente. [ 27 ] [ 28 ]

día solar medio

El promedio del día solar verdadero durante el transcurso de un año completo es el día solar medio , que contiene 86.400 segundos solares medios. Actualmente, cada uno de estos segundos es ligeramente más largo que un segundo SI porque el día solar medio de la Tierra es ahora ligeramente más largo que durante el siglo XIX debido a la fricción de las mareas . La duración promedio del día solar medio desde la introducción del segundo intercalar en 1972 ha sido aproximadamente de 0 a 2 ms más largo que 86.400 segundos SI. [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento núcleo-manto tienen una amplitud de aproximadamente 5 ms. [ 32 ] [ 33 ] 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 este segundo pasó a conocerse como el segundo de efemérides . En 1967, el segundo del SI se igualó al segundo de efemérides. [ 34 ]

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 con rotación directa como la Tierra, el día estelar es más corto que el día solar . En el instante 1, el Sol y una estrella distante se encuentran sobre nuestras cabezas. En el instante 2, el planeta ha rotado 360 grados y la estrella distante vuelve a estar sobre nuestras cabezas, pero el Sol no (1→2 = un día estelar). Poco después, en el instante 3, el Sol vuelve a estar sobre nuestras cabezas (1→3 = un día solar).

El período de rotación de la Tierra con respecto al Marco de Referencia Celeste Internacional , llamado día estelar por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS), es de 86 164,098 903 691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4,098 903 691 s , 0,997 269 663 237 16  días solares medios ). [ 35 ] [ n 3 ] El período de rotación de la Tierra con respecto al equinoccio vernal medio precesional , llamado día sideral , es de 86 164,090 530 832 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 ). [ 35 ] Por lo tanto, el día sideral es más corto que el día estelar en aproximadamente 8,4 ms . [ 37 ]  

Tanto el día estelar como el día sideral son más cortos que el día solar medio en aproximadamente 3 minutos y 56 segundos . Esto se debe a que la Tierra realiza una rotación adicional, con respecto al sistema de referencia celeste, al orbitar alrededor del Sol (es decir, 366,24 rotaciones/año). El día solar medio en segundos del SI está disponible en el IERS para los periodos 1623-2005 [ 38 ] y 1962-2005 [ 39 ] .

Recientemente (1999-2010), la duración media anual del día solar medio que excede los 86.400 segundos SI ha variado entre 0,25 ms y 1 ms , que debe sumarse tanto a los días estelares como a los siderales dados en tiempo solar medio anteriormente para obtener sus duraciones en segundos SI (véase 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 rayas indica la velocidad de crucero típica de un avión comercial .

La velocidad angular de rotación de la Tierra en el espacio inercial es (7,292 115 0 ± 0,000 000 1) × 10 ^ −5 radianes por segundo SI  . [ 35 ] [ n 4 ] Multiplicando por (180°/π radianes) × (86 400 segundos/día) se obtiene 360,985 6  °/día , lo que indica que la Tierra rota más de 360 ​​grados con respecto a las estrellas fijas en un día solar. El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita casi circular mientras rota una vez alrededor de su eje requiere que la Tierra rote ligeramente más de una vez con respecto a las estrellas fijas antes de que el Sol medio pueda volver a pasar por encima, aunque solo rote una vez (360°) con respecto al Sol medio. [ n 5 ] Multiplicando el valor en rad/s por el radio ecuatorial de la Tierra de 6.378.137 m ( elipsoide WGS84 ) (los factores de 2π radianes necesarios para ambos se cancelan) se obtiene una velocidad ecuatorial de 465,10 metros por segundo (1.674,4 km/h) . [ 40 ] Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es ligeramente menor, o 1.669,8 km/h . [ 41 ] 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 , [ 35 ] lo que produce 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. [ 42 ] Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy está ubicado en la latitud 28,59° N, lo que da como resultado una velocidad de: cos(28,59°) × 1674,4  km/h = 1470,2  km/h. La latitud es un factor a considerar para la ubicación de los puertos espaciales .

Mientras que el Everest es la elevación más alta de la Tierra (verde) y el Mauna Kea es la más alta desde su base (naranja), el Cayambe es la más alejada del eje terrestre (rosa) y el Chimborazo es la más alejada del centro de la Tierra (azul). Sin escala

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 la Tierra rota. [ 43 ]

Los defensores de la Tierra plana a veces argumentan [ 44 ] que, si la Tierra fuera en realidad una esfera giratoria, la velocidad tangencial en el ecuador lanzaría los objetos al espacio. Sin embargo, la fuerza de gravedad es aproximadamente 290 veces mayor que la fuerza centrífuga debida a la rotación. Esto se obtiene comparando la ley de gravitación universal de Newton con la ecuación de la fuerza centrífuga. Un objeto de 1 kg tendría una fuerza gravitatoria que lo atraería hacia la Tierra de aproximadamente 9,8 N, mientras que la fuerza centrífuga sería de aproximadamente 0,034 N en el ecuador.

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 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 denomina movimiento polar .

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

En velocidad de rotación

Interacciones de las 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 gravitacionales con la Luna. Por lo tanto, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una tasa proporcional ar−6{\displaystyle r^{-6}}, dónder{\displaystyle r}es el radio orbital de la Luna. Este proceso ha aumentado gradualmente la duración del día hasta su valor actual, y ha dado como resultado que la Luna esté en rotación síncrona con la Tierra.

Esta desaceleración rotacional gradual está documentada empíricamente mediante estimaciones de la duración del día obtenidas a partir de observaciones de ritmitas y estromatolitos mareales ; una recopilación de estas mediciones [ 45 ] reveló que la duración del día ha aumentado progresivamente desde aproximadamente 21 horas hace 600 millones de años [ 46 ] hasta el valor actual de 24 horas. Al contar las láminas microscópicas que se forman durante las mareas altas, se pueden estimar las frecuencias mareales (y, por lo tanto, la duración del día), de forma similar a como se cuentan los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden volverse cada vez menos fiables a medida que aumenta la edad. [ 47 ]

Estabilización resonante

Una historia simulada de la duración del día terrestre, que representa un evento de estabilización resonante a lo largo de la era precámbrica [ 48 ].

La tasa actual de desaceleración de las mareas es anómalamente alta, lo que implica que la velocidad de rotación de la Tierra debió haber disminuido más lentamente en el pasado. Los datos empíricos [ 45 ] 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 . [ 46 ] Esta duración del día corresponde al período de resonancia semidiurna de la marea atmosférica impulsada térmicamente ; con esta duración del día, el torque lunar desacelerador podría haberse cancelado por un torque acelerador de la marea atmosférica, resultando en un torque neto nulo 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 Marinoana o Sturtiana rompieron esta configuración estable hace unos 600 millones de años; los resultados simulados concuerdan bastante bien con los datos paleorrotacionales existentes. [ 48 ]

Eventos globales

Desviación de la duración del día con respecto al día basado en el SI.

Algunos eventos recientes a gran escala, como el terremoto del Océano Índico de 2004 , han provocado que la duración del día se acorte en 3 microsegundos al reducir el momento de inercia de la Tierra . [ 49 ] El rebote postglacial , que continúa desde la última edad de hielo , también está cambiando la distribución de la masa terrestre, afectando así el momento de inercia de la Tierra y, por la conservación del momento angular , el período de rotación de la Tierra. [ 50 ]

La duración del día también puede verse influenciada por estructuras artificiales. Por ejemplo, científicos de la NASA calcularon que el agua almacenada en la presa de las Tres Gargantas ha aumentado la duración del día terrestre en 0,06 microsegundos debido al desplazamiento de masa. [ 51 ]

Medición

El monitoreo primario de la rotación de la Tierra se realiza mediante interferometría de muy larga base coordinada con el Sistema de Posicionamiento Global , medición láser de satélites y otras técnicas de geodesia satelital . Esto proporciona una referencia absoluta para la determinación del tiempo universal , la precesión y la nutación . [ 52 ] El valor absoluto de la rotación de la Tierra, incluyendo UT1 y la nutación, puede determinarse utilizando observaciones geodésicas espaciales, como la interferometría de muy larga base y la medición láser lunar , mientras que sus derivadas, denominadas exceso de duración del día y tasas de nutación, pueden derivarse de observaciones satelitales, como GPS , GLONASS , Galileo [ 53 ] y medición láser de satélites a satélites geodésicos. [ 54 ]

Observaciones antiguas

Existen registros de observaciones de eclipses solares y lunares realizadas por astrónomos babilonios y chinos desde el siglo VIII a. C., así como del mundo islámico medieval [ 55 ] y otros lugares. Estas observaciones pueden utilizarse 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 manifiesta 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. [ 56 ] [ 57 ]

Variabilidad cíclica

Aproximadamente cada 25-30 años, la rotación de la Tierra se ralentiza temporalmente unos pocos milisegundos al día, generalmente durante unos cinco años. 2017 fue el cuarto año consecutivo en que la rotación de la Tierra se ralentizó. Aún no se ha determinado la causa de esta variabilidad. [ 58 ]

Origen

Representación artística del disco protoplanetario

La rotación original de la Tierra fue un vestigio del momento angular original de la nube de polvo , rocas y gas que se unió 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 . Dado que este polvo interestelar es heterogéneo, cualquier asimetría durante la acreción gravitacional resultó en el momento angular del planeta que finalmente se formó. [ 59 ]

Sin embargo, si la hipótesis del gran impacto sobre el origen de la Luna es correcta, esta velocidad de rotación primordial se habría reiniciado con 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 de duración después del impacto. [ 60 ] Los efectos de las mareas habrían ralentizado entonces esta velocidad hasta su valor actual.

Véase también

Notas

  1. ↑ Véase Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (artículo de Wikipedia en alemán).
  2. ↑ Cuando la excentricidad de la Tierra supera 0,047 y el perihelio se encuentra en un equinoccio o solsticio apropiado, solo un período con un pico equilibra otro período que tiene dos picos. [ 27 ]
  3. ↑ Aoki, la fuente última de estas cifras, utiliza el término "segundos de UT1" en lugar de "segundos de tiempo solar medio". [ 36 ]
  4. ↑ Se puede establecer que los segundos del SI se aplican a este valor siguiendo la cita en "CONSTANTES ÚTILES" de E. Groten "Parámetros de relevancia común de la astronomía, la geodesia y la geodinámica" Archivado el 21 de marzo de 2019 en Wayback Machine que establece que las unidades son unidades del SI, excepto en un caso que no es relevante para este valor.
  5. ↑ En astronomía, a diferencia de la geometría, 360° significa regresar al mismo punto en alguna escala de tiempo cíclica, ya sea un día solar medio o un día sideral para la rotación sobre el eje de la Tierra, o un año sideral o un año tropical medio o incluso un año juliano medio que contiene exactamente 365,25 días para la revolución alrededor del Sol.

Referencias

  1. ↑ McCarthy, Dennis D.; Seidelmann, Kenneth P. (18 de septiembre de 2009). El tiempo: De la rotación de la Tierra a la física atómica . John Wiley & Sons . pág.  232. ISBN 978-3-527-62795-0.
  2. ↑ Stephenson, F. Richard (2003). "Eclipses históricos y rotación de la Tierra". Astronomía y Geofísica . 44 (2): 2.22 – 2.27 . Bibcode : 2003A & G....44b..22S . doi : 10.1046/j.1468-4004.2003.44222.x .
  3. ↑ Lea, Robert (3 de agosto de 2022). "La Tierra establece un récord para el día más corto" . Space.com . Consultado el 8 de agosto de 2022 .
  4. ↑ Knapton, Sarah (4 de enero de 2021). "La Tierra gira más rápido ahora que en cualquier otro momento del último medio siglo" . The Daily Telegraph . Consultado el 11 de febrero de 2021 .
  5. ↑ Pappas, Stephanie (25 de septiembre de 2018). "Los humanos contribuyen a la oscilación de la Tierra, dicen los científicos" . Scientific American . Consultado el 12 de agosto de 2022 .
  6. ↑ Pseudo-Plutarco, Placita philosophorum (874d-911c), Stephanus página 896, sección A, línea 5 Ἡρακλείδης ὁ Ποντικὸς καὶ Ἔκφαντος ὁ Πυθαγόρειος κινοῦσι μὲν τὴν γῆν, οὐ μήν γε μεταβατικῶς, ἀλλὰ τρεπτικῶς τροχοῦ δίκην ἐνηξονισμένην, ἀπὸ δυσμῶν ἐπ' ἀνατολὰς περὶ τὸ ἴδιον αὐτῆς κέντρον; Plutarchus Biogr., Phil., Numa, Capítulo 11, sección 1, línea 5, Νομᾶς δὲ λέγεται καὶ τὸ τῆς Ἑστίας ἱερὸν ἐγκύκλιον περιβαλέσθαι τῷ ἀσβέστῳ πυρὶ φρουράν, ἀπομιμούμενος οὐ τὸ σχῆμα τῆς γῆς ὡς Ἑστίας οὔσης, ἀλλὰ τοῦ σύμπαντος κόσμου, οὗ μέσον οἱ Πυθαγορικοὶ τὸ πῦρ ἱδρῦσθαι νομίζουσι, καὶ τοῦτο Ἑστίαν καλοῦσι καὶ μονάδα· τὴν δὲ γῆν οὔτε ἀκίνητον οὔτε ἐν μέσῳ τῆς περιφορᾶς οὖσαν, ἀλλὰ κύκλῳ περὶ τὸ πῦρ αἰωρουμένην οὐ τῶν τιμιωτάτων οὐδὲ τῶν πρώτων τοῦ κόσμου μορίων ὑπάρχειν. Burch, George Bosworth (1954). "La Contra-Tierra". Osiris . 11 : 267–294.doi : 10.1086 / 368583 . JSTOR 301675 . S2CID 144330867 .  
  7. ↑ Aristóteles. De los cielos . Libro II, Cap. 13. 1.
  8. ↑ Ptolomeo. Almagesto, Libro I, Capítulo 8 .
  9. ↑ Chatterjee, Bina. "Un vistazo a la teoría de Āryabhata sobre la rotación de la Tierra" (PDF) . Archivado del original (PDF) el 13 de diciembre de 2013.
  10. ↑ Kim Plofker (2009). Matemáticas en la India . Princeton University Press. pág . 71. ISBN  978-0-691-12067-6.
  11. ↑ Alessandro Bausani (1973). "Cosmología y religión en el Islam". Scientia/Rivista di Scienza . 108 (67): 762.
  12. 1 2 Young, MJL, ed. (2 de noviembre de 2006). Religión, aprendizaje y ciencia en el período abasí . Cambridge University Press. pág. 413. ISBN  978-0-521-02887-5.
  13. ↑ Nasr, Seyyed Hossein (1 de enero de 1993). Introducción a las doctrinas cosmológicas islámicas . SUNY Press. pág. 135. ISBN  978-1-4384-1419-5.
  14. ↑ Ragep, Sally P. (2007). "Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al-Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā" . En Thomas Hockey; et al. (eds.). The Biographical Encyclopedia of Astronomers . Nueva York: Springer. pp. 570–2 . ISBN   978-0-387-31022-0.( Versión PDF )
  15. ↑ Ragep, F. Jamil (2001a), "Tusi y Copérnico: El movimiento de la Tierra en contexto", Science in Context , 14 ( 1–2 ): 145–163 , doi : 10.1017/s0269889701000060 , S2CID 145372613 
  16. ^ Tomás de Aquino, Tomás. Comentarios en libros Aristotelis De caelo et Mundo . Lib II, cap. XIV.trad. en Grant, Edward, ed. (1974). A Source Book in Medieval Science . Harvard University Press . Bibcode : 1974sbms.book.....G .páginas 496–500
  17. ^ Buridán, John (1942). Quaestiones super libris quattuo De Caelo et mundo . págs. 226-232 . en Grant 1974 , págs. 500–503 
  18. ^ Oresme, Nicole. Le livre du ciel et du monde . págs. 519-539 . en Grant 1974 , págs. 503–510 
  19. ↑ Copérnico, Nicolás. Sobre las revoluciones de las esferas celestes . Libro I, cap. 5–8.
  20. ↑ Gilbert, William (1893). De Magnete, Sobre el imán y los cuerpos magnéticos, y sobre el gran imán la Tierra . Nueva York, J. Wiley & sons. págs. 313–347 . 
  21. 1 2 Russell, John L (1972). "El sistema copernicano en Gran Bretaña" . En J. Dobrzycki (ed.). La recepción de la teoría heliocéntrica de Copérnico . Springer. ISBN 978-90-277-0311-8.
  22. ↑ Almagestum novum , capítulo nueve, citado en Graney, Christopher M. (2012). "126 argumentos sobre el movimiento de la tierra. GIOVANNI BATTISTA RICCIOLI en su ALMAGESTUM NOVUM de 1651". Journal for the History of Astronomy . volumen 43, páginas 215–226. arXiv : 1103.2057 .
  23. ↑ Newton, Isaac (1846). Principia de Newton . Traducido por A. Motte. Nueva York: Publicado por Daniel Adee. pág. 412. 
  24. ↑ Shank, JB (2008). Las guerras de Newton y el comienzo de la Ilustración francesa . University of Chicago Press . págs. 324, 355. ISBN  978-0-226-74947-1.
  25. ↑ "Starry Spin-up" . Consultado el 24 de agosto de 2015 .
  26. ↑ "¿Qué es el mediodía solar?" . timeanddate.com . Consultado el 15 de julio de 2022 .
  27. 1 2 Jean Meeus; JMA Danby (enero de 1997). Bocados de Astronomía Matemática . Willmann-Bell. págs. 345-346 . ISBN  978-0-943396-51-4.
  28. ^ Ricci, Pierpaolo. "pierpaoloricci.it/dati/giorno solare vero VERSIONE EN" . Pierpaoloricci.it . Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  29. ↑ "Servicio Internacional de Rotación Terrestre y Sistemas de Referencia: Parámetros de Orientación Terrestre: Eop (Iers) 05 C04" . Centros IERS del Observatorio de París . Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  30. ↑ "Fundamentos físicos de los segundos intercalares" (PDF) . Iopscience.iop.org . Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  31. ↑ Segundos intercalares Archivado el 12 de marzo de 2015 en Wayback Machine
  32. ↑ "Predicción del tiempo universal y variaciones de LOD" (PDF) . Ien.it. Archivado del original (PDF) el 28 de febrero de 2008. Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  33. ↑ R. Hide et al., "Acoplamiento topográfico núcleo-manto y fluctuaciones en la rotación de la Tierra" 1993.
  34. ↑ Segundos intercalares por USNO Archivado el 12 de marzo de 2015 en Wayback Machine
  35. 1 2 3 4 "Constantes útiles" . Centros IERS del Observatorio de París . Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  36. ↑ Aoki, et al ., " La nueva definición de Tiempo Universal ", Astronomía y Astrofísica 105 (1982) 359–361.
  37. ↑ Seidelmann, P. Kenneth, ed. (1992). Suplemento explicativo del Almanaque Astronómico . Mill Valley, California: University Science Books. pág. 48. ISBN  978-0-935702-68-2.
  38. ↑ IERS Exceso de la duración del día a 86.400 s ... desde 1623 Archivado el 3 de octubre de 2008 en Wayback Machine Gráfico al final.
  39. ↑ "Exceso a 86400s de la duración del día, 1995–1997" . 13 de agosto de 2007. Archivado del original el 13 de agosto de 2007. Recuperado el 22 de septiembre de 2018 .
  40. ↑ Arthur N. Cox, ed., Cantidades astrofísicas de Allen, pág. 244.
  41. ↑ Michael E. Bakich, Manual planetario de Cambridge , pág. 50.
  42. ↑ Butterworth y Palmer. «Velocidad de rotación de la Tierra» . Pregúntale a un astrofísico . Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA. Archivado del original el 8 de enero de 2019. Consultado el 3 de febrero de 2019 .
  43. ↑ Klenke, Paul. "Distancia al centro de la Tierra" . Summit Post . Consultado el 4 de julio de 2018 .
  44. ↑ https://medium.com/@thisscience1/a-mathematical-proof-for-flat-earth-18f5be91741d
  45. 1 2 Williams, George E. (1 de febrero de 2000). "Restricciones geológicas sobre la historia precámbrica de la rotación de la Tierra y la órbita de la Luna" . Reviews of Geophysics . 38 (1): 37– 59. Bibcode : 2000RvGeo..38...37W . doi : 10.1029/1999RG900016 . ISSN 1944-9208 . S2CID 51948507 .  
  46. 1 2 Zahnle, K.; Walker, JC (1 de enero de 1987). "¿Una duración del día constante durante la era precámbrica?". Precambrian Research . 37 (2): 95– 105. Bibcode : 1987PreR...37...95Z . CiteSeerX 10.1.1.1020.8947 . doi : 10.1016/0301-9268(87)90073-8 . ISSN 0301-9268 . PMID 11542096 .   
  47. ↑ Scrutton, CT (1 de enero de 1978). «Características periódicas del crecimiento en organismos fósiles y la duración del día y del mes». En Brosche, Profesor Dr. Peter; Sündermann, Profesor Dr. Jürgen (eds.). Fricción mareal y rotación de la Tierra . Springer Berlin Heidelberg. págs. 154–196 . doi : 10.1007/978-3-642-67097-8_12 . ISBN  978-3-540-09046-5.
  48. 1 2 Bartlett, Benjamin C.; Stevenson, David J. (1 de enero de 2016). "Análisis de una duración del día estabilizada por resonancia precámbrica". Geophysical Research Letters . 43 (11): 5716– 5724. arXiv : 1502.01421 . Bibcode : 2016GeoRL..43.5716B . doi : 10.1002/2016GL068912 . ISSN 1944-8007 . S2CID 36308735 .  
  49. ↑ El terremoto de Sumatra aceleró la rotación de la Tierra , Nature , 30 de diciembre de 2004.
  50. ↑ Wu, P.; Peltier, WR (1984). "Desglaciación del Pleistoceno y rotación de la Tierra: un nuevo análisis" . Geophysical Journal of the Royal Astronomical Society . 76 (3): 753– 792. Bibcode : 1984GeoJ...76..753W . doi : 10.1111/j.1365-246X.1984.tb01920.x .
  51. ↑ "La NASA detalla los efectos de los terremotos en la Tierra" . NASA/JPL . Consultado el 22 de marzo de 2019 .
  52. ↑ "Monitoreo permanente" . Centros IERS del Observatorio de París . Consultado el 22 de septiembre de 2018 .
  53. ↑ Zajdel, Radosław; Sośnica, Krzysztof; Enterrar, Grzegorz; Dach, Rolf; Prange, Lars (julio de 2020). "Errores sistemáticos específicos del sistema en los parámetros de rotación de la Tierra derivados de GPS, GLONASS y Galileo" . Soluciones GPS . 24 (3): 74. Código Bib : 2020GPSS...24...74Z . doi : 10.1007/s10291-020-00989-w .
  54. ↑ Sośnica, K.; Bury, G.; Zajdel, R. (16 de marzo de 2018). "Contribución de la constelación multi-GNSS al marco de referencia terrestre derivado de SLR". Geophysical Research Letters . 45 (5): 2339– 2348. Bibcode : 2018GeoRL..45.2339S . doi : 10.1002/2017GL076850 . S2CID 134160047 . 
  55. ↑ «Eclipses solares y lunares registrados en crónicas árabes medievales». Eclipses históricos y rotación de la Tierra . Cambridge University Press. 1997. págs. 431–455 . doi : 10.1017/cbo9780511525186.012 . ISBN  978-0-521-46194-8.
  56. ↑ Sid Perkins (6 de diciembre de 2016). "Los eclipses antiguos muestran que la rotación de la Tierra se está ralentizando" . Science . doi : 10.1126/science.aal0469 .
  57. ↑ FR Stephenson; LV Morrison; CY Hohonkerk (7 de diciembre de 2016). "Medición de la rotación de la Tierra: 720 a. C. a 2015 d. C." . Proceedings of the Royal Society A . 472 (2196) 20160404. Bibcode : 2016RSPSA.47260404S . doi : 10.1098/rspa.2016.0404 . PMC 5247521 . PMID 28119545 .  
  58. ↑ Nace, Trevor. "La rotación de la Tierra se está ralentizando misteriosamente: los expertos predicen un aumento de los terremotos en 2018" . Forbes . Consultado el 18 de octubre de 2019 .
  59. ↑ "¿Por qué giran los planetas?" . Pregúntale a un astrónomo .
  60. ↑ Stevenson, DJ (1987). "Origen de la luna: la hipótesis de la colisión". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 15 (1): 271– 315. Bibcode : 1987AREPS..15..271S . doi : 10.1146/annurev.ea.15.050187.001415 .
  • Orientación terrestre de USNO Archivado el 14 de mayo de 2011 en el nuevo sitio de Wayback Machine , en proceso de actualización.
  • Antiguo emplazamiento de USNO IERS , que será abandonado.
  • Centro de Orientación Terrestre del IERS: Datos de rotación de la Tierra y análisis interactivo
  • Servicio Internacional de Rotación Terrestre y Sistemas de Referencia (IERS)
  • Si el período de rotación de la Tierra es inferior a 24 horas, ¿por qué nuestros relojes no se desincronizan con el Sol?