En cronometraje preciso , Δ T ( Delta T , delta- T , delta T o D T ) es una medida del efecto acumulativo de la desviación del período de rotación de la Tierra respecto del día de duración fija del Tiempo Atómico Internacional (86.400 segundos). . Formalmente, Δ T es la diferencia horaria Δ T = TT − UT entre el Tiempo Universal (UT, definido por la rotación de la Tierra) y el Tiempo Terrestre (TT, independiente de la rotación de la Tierra). El valor de ΔT a principios de 1902 era aproximadamente cero; para 2002 fue de unos 64 segundos. Así pues, las rotaciones de la Tierra durante ese siglo duraron unos 64 segundos más de lo que se necesitarían para días de tiempo atómico. Además de esta variación a largo plazo en la duración del día, existen fluctuaciones a corto plazo en la duración del día ( Δ τ ), que se tratan por separado.
Desde principios de 2017, la duración del día se acerca mucho al valor convencional y ΔT se mantiene dentro de medio segundo de los 69 segundos. [3] [4]
La velocidad de rotación de la Tierra es ν =1/2π dθ/dt, y un día corresponde a un período P =1/v. Una aceleración rotacionaldν/dtda una tasa de cambio del período deDP/dt= -1/y 2 dν/dt, que generalmente se expresa como α = ν DP/dt= -1/v dν/dt. Tiene unidades de 1/tiempo y comúnmente se expresa como milisegundos por día por siglo (escrito como ms/día/cy, entendido como (ms/day)/cy). La integración de α da una expresión para Δ T frente al tiempo.
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 ella no puede tener una precisión mejor que 1 en 10 8 . Sin embargo, a lo largo de muchos siglos se ha observado un efecto mayor y más consistente: la velocidad de rotación de la Tierra se está desacelerando inexorablemente . Este cambio observado en la velocidad de rotación es atribuible a dos fuerzas primarias, una que disminuye y otra que aumenta la velocidad de rotación de la Tierra. A largo plazo, la fuerza dominante es la fricción de marea , que está desacelerando la velocidad de rotación, contribuyendo aproximadamente a α = +2,3 ms/día/cy oDP/dt= +2,3 ms/cy, que es igual al cambio fraccional muy pequeño+7,3 × 10 −13 día/día. Se cree que la fuerza más importante que actúa en dirección opuesta, para acelerar el ritmo, 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, según la ley de conservación del momento angular , similar a un patinador sobre hielo que mete los brazos para girar más rápido. Los modelos estiman que este efecto contribuye alrededor de −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/cy 2 o +46,5 ns/día 2 . Esto coincide con la tasa promedio derivada de los registros astronómicos de los últimos 27 siglos. [5] [6] [7]
El Tiempo Terrestre es una escala de tiempo teórica uniforme, definida para dar continuidad al antiguo Tiempo de Efemérides (ET). ET era una variable de tiempo independiente, propuesta (y acordada su adopción) en el período 1948-1952 [8] con la intención de formar una escala de tiempo gravitacionalmente uniforme en la medida de lo posible en ese momento, y dependiendo para su definición de Simon Las Tablas del Sol de Newcomb (1895), interpretadas de una manera nueva para dar cabida a ciertas discrepancias observadas. [9] 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, [10] [11] pero más tarde, en respecto del período 1960-1983, fueron tratados expresados en términos de ET, [12] de conformidad con la propuesta de ET adoptada de 1948-1952. ET, a su vez, ahora puede verse (a la luz de los resultados modernos) [13] como cercano al tiempo solar medio entre 1750 y 1890 (centrado en 1820), porque ese fue el período durante el cual las observaciones en las que se basaban las tablas de Newcomb se basaron. Si bien TT es estrictamente uniforme (basado en el segundo SI , cada segundo es igual a cualquier otro segundo), en la práctica se realiza mediante el Tiempo Atómico Internacional (TAI) con una precisión de aproximadamente 1 parte en 10 14 .
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 con respecto al 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 Δ T . [14] [15] Las mediciones históricas suavizadas de Δ T utilizando eclipses solares totales son aproximadamente +17190 s en el año −500 (501 aC ), +10580 s en 0 (1 aC), +5710 s en 500, +1570 s en 1000, y +200 s en 1500. Después de la invención del telescopio, las mediciones se realizaron observando ocultaciones de estrellas por la Luna , lo que permitió derivar valores más cercanos y más precisos para Δ T. Δ T continuó disminuyendo hasta alcanzar una meseta de +11 ± 6 s entre 1680 y 1866. Durante aproximadamente 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 [16] y +69,361 s en enero de 2020, después de incluso una ligera disminución de 69,358 s en julio de 2019 a 69,338 s en septiembre y octubre de 2019 y una nueva aumentará en noviembre y diciembre de 2019. Esto requerirá la adición de un número cada vez mayor de segundos intercalares a UTC siempre que UTC rastree UT1 con ajustes de un segundo. (El segundo SI tal como se usa ahora para UTC, cuando se adoptó, ya era un poco más corto que el valor actual del segundo del tiempo solar medio. [17] [18] ) Físicamente, el meridiano de Greenwich en el Tiempo Universal casi siempre está a el este del meridiano en el Tiempo Terrestre, tanto en el pasado como en el futuro. +17190 so alrededor de 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 que se produjera un eclipse solar total a 71,625 ° al este de la ubicación calculada utilizando el TT uniforme.
Todos los valores de Δ T antes de 1955 dependen de observaciones de la Luna, ya sea mediante 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 semieje mayor de la Luna) La órbita de la Luna) aumenta (por el momento unos +3,8 cm/año), lo que, según 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 Δ T suponen que la aceleración lunar (en realidad una desaceleración, es decir, una aceleración negativa) debida a este efecto esre n/dt= −26″/cy 2 , donde n es el movimiento angular sideral medio de la Luna. Esto está cerca de la mejor estimación parare n/dta partir de 2002 de −25,858 ± 0,003″/cy 2 , [19] por lo que no es necesario recalcular Δ T 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 sistema de referencia inercial formado por fuentes de radio extragalácticas, modificada por una relación adoptada entre el tiempo sidéreo y el tiempo solar. Su medición por varios observatorios está coordinada por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS).
Las tasas de desaceleración de las mareas han variado a lo largo de la historia del sistema Tierra-Luna. El análisis de las capas de conchas de moluscos fósiles de hace 70 millones de años, en el Cretácico Superior , muestra que el año tenía 372 días, por lo que el día duraba entonces unas 23,5 horas. [20] [21] Según estudios geológicos de ritmitas de marea , el día duraba 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 media de recesión de la Luna desde entonces hasta 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 una casi resonancia entre las frecuencias naturales del océano y las frecuencias de las mareas. [22]