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 progrado . Vista desde la estrella polar 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 del 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 intersecta su superficie, en la Antártida .
La Tierra gira una vez cada 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 la actualidad es aproximadamente 1,7 milisegundos más larga que hace un siglo, [1] aumentando lentamente la velocidad a la que UTC se ajusta en segundos intercalares . El análisis de los registros astronómicos históricos muestra una tendencia a la desaceleración; la duración de un día aumentó aproximadamente 2,3 milisegundos por siglo desde el siglo VIII a. C. [2]
Los científicos informaron que en 2020 la Tierra había comenzado a girar más rápido, después de girar constantemente a menos de 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 24 horas, estableciendo un nuevo récord. [3] Debido a esa tendencia, los ingenieros de todo el mundo están discutiendo un 'segundo intercalar negativo' y otras posibles medidas de cronometraje. [4]
Se cree que este aumento de velocidad se debe a varios factores, incluido el complejo movimiento de su núcleo fundido, los océanos y la atmósfera, el efecto de los cuerpos celestes como la Luna y posiblemente el cambio climático, que está provocando que el hielo en los polos de la Tierra para fundir. Las masas de hielo explican que la forma de la Tierra sea 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 estrechamente alrededor de su centro de gravedad gira más rápido. [5]
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Entre los antiguos griegos , varios de la escuela pitagórica creían en la rotación de la Tierra más que en la aparente rotación diurna de los cielos. Quizás el primero fue Filolao (470-385 a. C.), aunque su sistema era complicado e incluía una contratierra que giraba diariamente alrededor de un fuego central. [6]
Una imagen más convencional fue apoyada por Hicetas , Heráclides y Ecphantus en el siglo IV a. C., quienes supusieron 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 teoría más que en observación. Estableció la idea de una esfera de estrellas fijas que giraban alrededor de la Tierra. [7] Esto fue aceptado por la mayoría de los que vinieron después, en particular Claudio Ptolomeo (siglo II d.C.), quien pensaba que la Tierra sería devastada por vendavales si giraba. [8]
En 499 EC, el astrónomo indio Aryabhata sugirió que la Tierra esférica gira diariamente alrededor de 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 barco que va en una dirección ve que los objetos estacionarios en la orilla se mueven en la dirección opuesta, de la misma manera para un hombre en Lanka las estrellas fijas parecen ir hacia el oeste. " [9] [10]
En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra gira alrededor de su eje. [11] Según al-Biruni , al-Sijzi (dc 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea que creían algunos de sus contemporáneos "de que el movimiento que vemos se debe al movimiento de la Tierra y no al de la Tierra". el cielo." [12] [13] 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 en realidad se debe 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 su 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 parecen a los utilizados por Copérnico. [15]
En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó la opinión de Aristóteles [16] y lo mismo, a regañadientes, lo hicieron John Buridan [17] y Nicole Oresme [18] 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 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. [19]
Tycho Brahe , que realizó 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 [20] y de ese modo influyó en muchos de sus contemporáneos. [21] : 208 Aquellos como Gilbert que no apoyaron ni rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol se llaman "semi-copernicanos". [21] : 221 Un siglo después de Copérnico, Riccioli cuestionó el modelo de una Tierra en rotación debido a la falta de desviaciones hacia el este entonces observables en los cuerpos que caen; [22] tales desviaciones se denominarían más tarde efecto Coriolis . Sin embargo, las aportaciones de Kepler, Galileo y Newton reunieron apoyo a la teoría de la rotación de la Tierra.
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 ascendería a una parte en 230, y señaló las mediciones del péndulo tomadas 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 en el finales del siglo XVII sugirieron lo contrario. Sin embargo, las mediciones realizadas por 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 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 hacia la derecha en el hemisferio norte (y hacia la izquierda en el sur ) de la dirección en la que se disparan. 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 el 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 hacia el este prevista de un cuerpo lanzado desde una altura de 8,2 metros , pero los resultados definitivos los obtuvo más tarde, a finales del siglo XVIII y principios del XIX, 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 pelota lanzada desde una altura de 158,5 m se alejó 27,4 mm de la vertical en comparación con un valor calculado de 28,1 mm.
La prueba más famosa 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 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 oscilan actualmente en museos de todo el mundo .
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 . [26] Depende del movimiento orbital de la Tierra y, por lo tanto, se ve afectado por cambios en la excentricidad y la inclinación de la órbita de la Tierra. 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. [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 en 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 . Cerca de un solsticio dura unos 20 segundos más 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 de lo habitual. Por el contrario, cerca de un equinoccio la proyección sobre el ecuador se acorta unos 20 segundos . Actualmente, los efectos del perihelio y del solsticio se combinan para alargar el verdadero día solar cerca del 22 de diciembre en 30 segundos solares medios, pero el efecto del solsticio se cancela parcialmente por el efecto afelio cerca del 19 de junio, cuando dura sólo 13 segundos más. Los efectos de los equinoccios lo acortan cerca del 26 de marzo y del 16 de septiembre en 18 segundos y 21 segundos respectivamente. [27] [28]
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 ligeramente más largo que un segundo SI porque el día solar medio de la Tierra ahora es ligeramente 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 entre 0 y 2 ms más larga que los 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 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 segundo de efemérides . En 1967, el segundo 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 ecuación del tiempo .
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El período de rotación de la Tierra con respecto al Marco de Referencia Celestial Internacional , llamado 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 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 en relación con el equinoccio de primavera medio que precede , llamado día sidéreo , es 86 164,090 530 832 88 segundos del 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 sidéreo es más corto que el día estelar en aproximadamente 8,4 ms . [37]
Tanto el día estelar como el día sidéreo son más cortos que el día solar medio en aproximadamente 3 minutos 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, 366,24 rotaciones/año). El día solar medio en segundos SI está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005 [38] y 1962-2005 . [39]
Recientemente (1999-2010), la duración media anual del día solar medio superior a 86.400 segundos SI ha variado entre 0,25 ms y 1 ms , lo que debe sumarse a los días estelares y sidéreos indicados en el tiempo solar medio anterior para obtener su Duraciones en segundos SI (ver Fluctuaciones en la duración del día ).
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] Multiplicar por (180°/π radianes) × (86.400 segundos/día) produce 360,985 6 °/día , lo que indica que la Tierra gira 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 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 por encima nuevamente, aunque gire sólo una vez (360°) en relación con las estrellas fijas. significa sol. [n 5] Multiplicar 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) produce 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 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 , [35] lo que produce la velocidad ecuatorial en horas solares medias dada anteriormente de 1.674,4 km/h.
La velocidad tangencial de 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 produce una velocidad de: cos(28,59°) × 1.674,4 km/h = 1.470,2 km/h. La latitud es una consideración de ubicación para los puertos espaciales .
El pico del volcán Cayambe es el punto de la superficie terrestre más alejado de su eje; por lo tanto, gira más rápido que la Tierra. [43]
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 libre del núcleo y al bamboleo de Chandler .
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. Así, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una velocidad proporcional a , donde es 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 quede bloqueada por mareas 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 de marea ; una recopilación de estas mediciones [44] encontró que la duración del día ha aumentado constantemente desde aproximadamente 21 horas hace 600 millones de años [45] hasta el valor actual de 24 horas. Al contar la lámina microscópica que se forma durante las mareas más altas, se pueden estimar las frecuencias de las mareas (y, por tanto, la duración de los días), de forma muy similar a contar los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden ser cada vez menos fiables a edades más avanzadas. [46]
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 [44] muestran provisionalmente 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 . [45] Esta duración del día corresponde al período resonante semidiurno de la marea atmosférica impulsada térmicamente ; A esta duración del día, el par de desaceleración lunar podría haber sido cancelado por un par de aceleración de la marea atmosférica, lo que resultaría en un par neto y un período de rotación constante. Este efecto estabilizador podría haberse visto interrumpido por un cambio repentino en la temperatura global. Simulaciones computacionales recientes respaldan esta hipótesis y sugieren que las glaciaciones Marinoan o Sturtian rompieron esta configuración estable hace unos 600 millones de años; Los resultados simulados concuerdan bastante con los datos paleorotacionales existentes. [47]
Algunos acontecimientos 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 . [48] El rebote posglacial , en curso desde la última edad de hielo , también está cambiando la distribución de la masa de la Tierra, afectando así al momento de inercia de la Tierra y, por la conservación del momento angular , al período de rotación de la Tierra. [49]
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 terrestre en 0,06 microsegundos debido al cambio de masa. [50]
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 . [51] 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, denotados como exceso de duración del día y tasas de nutación, pueden determinarse. derivarse de observaciones de satélites, como GPS , GLONASS , Galileo [52] y satélites láser que van hasta satélites geodésicos. [53]
Hay observaciones registradas de eclipses solares y lunares realizadas por astrónomos babilónicos y chinos a partir del siglo VIII a. C., así como en el mundo islámico medieval [54] y en otros lugares. Estas observaciones pueden utilizarse 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 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. [55] [56]
Aproximadamente cada 25 a 30 años, la rotación de la Tierra se desacelera temporalmente unos pocos milisegundos por día, lo que suele durar alrededor de cinco 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. [57]
La rotación original de la Tierra fue 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 por hidrógeno y helio producidos en el Big Bang , así como por elementos más pesados expulsados por supernovas . Como este polvo interestelar es heterogéneo, cualquier asimetría durante la acumulación gravitacional resultó en el momento angular del eventual planeta. [58]
Sin embargo, si la hipótesis del impacto gigante sobre 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. [59] Los efectos de las mareas habrían reducido este ritmo a su valor moderno.
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