Rotación de la Tierra, Periodo de rotación, Medición, Los cambios en la rotación, Origen

La rotación de la Tierra es la rotación de la Tierra sólida en torno a su propio eje. La Tierra gira hacia el este. Como se ve a partir de la Estrella del Norte Polaris, la Tierra gira en sentido antihorario.

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

La Tierra gira una vez en cerca de 24 horas desde el punto de vista del sol y una vez cada 23 horas 56 minutos y 4 segundos desde el punto de vista de las estrellas. Rotación de la Tierra se está desacelerando ligeramente con el tiempo, por lo que un día fue más corto en el pasado. Esto se debe a los efectos de marea de la Luna tiene sobre la rotación de la Tierra. Los relojes atómicos muestran que un día moderno es más largo por aproximadamente 1,7 milisegundos que hace un siglo, aumentando lentamente la velocidad a la que UTC se ajusta por segundo bisiestos.

Periodo de rotación

Día solar verdadero

Período de rotación de la Tierra con respecto al Sol es su verdadero día solar o día solar aparente. Depende de movimiento orbital de la Tierra y por lo tanto se ve afectada por los cambios en la excentricidad y la inclinación de la órbita de la Tierra. Ambos varían durante miles de años por lo que la variación anual del verdadero día solar también varía. En general, 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 de su perihelio, cuando el Sol aparentemente se mueve a lo largo de la eclíptica en un ángulo mayor de lo habitual, en alrededor de 10 segundos más para hacerlo. Por el contrario, es de unos 10 segundos más corto cerca del afelio. Es aproximadamente 20 segundos ya está 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 mueve a través de un ángulo mayor de lo habitual. Por el contrario, cerca de un equinoccio de la proyección sobre el ecuador es más corto por unos 20 segundos. En la actualidad, los efectos perihelio y el solsticio combinan para alargar el verdadero día solar cerca de 22 de diciembre por 30 segundos solar medio, pero el efecto del solsticio se cancelaron parcialmente por el efecto afelio alrededor de 19 de junio, cuando es sólo 13 segundos más. Los efectos de los equinoccios acortan cerca de 26 de marzo y 16 de septiembre por 18 segundos y 21 segundos, respectivamente.

Media día solar

El promedio de la verdadera día solar durante el curso de un año entero es el día solar medio, que contiene 86.400 segundos solar medio. En la actualidad, cada uno de estos segundos es ligeramente más largo que el segundo SI, porque día solar medio de la Tierra es ahora un poco más largo de lo que era durante el siglo 19 debido a la fricción de las mareas. La duración promedio del día solar medio, desde la introducción del segundo salto en el año 1972 ha sido de unos 0-2 ms más de 86.400 SI segundos. Las fluctuaciones aleatorias debido al acoplamiento de núcleo y el manto tienen una amplitud de alrededor de 5 ms. El segundo solar medio entre 1750 y 1892 fue elegido en 1895 por Simon Newcomb como unidad independiente del tiempo en sus cuadros del sol. Estas tablas se utilizaron para calcular las efemérides del mundo entre 1900 y 1983, por lo que esta segunda se hizo conocido como el segundo efemérides. En 1967 la segunda SI se ha hecho igual a la segunda efemérides.

El tiempo solar aparente es una medida de la rotación de la Tierra y la diferencia entre éste y el tiempo solar medio es conocida como la ecuación de tiempo.

Día estelar y sideral

Período de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas fijas, llamado el día estelar por la rotación de la Tierra Internacional y la referencia de servicio Systems, es 86,164.098 903 691 segundos de tiempo solar medio. Período de rotación de la Tierra con respecto a la precesión o mover equinoccio vernal media, mal llamada de su día sideral, es 86,164.090 530 832 88 segundos de tiempo solar medio. Así, el día sideral es más corto que el día estelar en alrededor de 8,4 ms.

Tanto el día estelar y el día sideral es más corto que el día solar medio en cerca de 3 minutos 56 segundos. El día solar medio en segundos SI está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005 y 1962-2005.

Recientemente, la longitud media anual del día solar medio en exceso de 86.400 segundos SI ha variado entre 0,25 ms y 1 ms, lo que se debe añadir a ambos los días estelares y sideral dado en el tiempo solar medio anteriormente para obtener sus longitudes en SI segundos.

Velocidad angular

La velocidad angular de rotación de la Tierra en el espacio inercial es 10-5 radianes por segundo SI. Multiplicar por rendimientos día solar 360.9856/mean, lo que indica que la Tierra gira más de 360 con respecto a las estrellas fijas en un solo día solar. El movimiento de la Tierra en su órbita casi circular mientras gira una vez sobre 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 puede pasar por encima de nuevo, a pesar de que rota una vez en relación con el Sol medio. Multiplicando el valor en rad/s por radio ecuatorial de la Tierra de 6.378.137 m produce una velocidad ecuatorial de 465,1 m/s, 1,674.4 km/ho 1,040.4 km/h. Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es un poco menos, o 1,669.8 km/h. Esto se obtiene dividiendo la circunferencia ecuatorial de la Tierra por 24 horas. Sin embargo, el uso de una sola circunferencia implica sin darse cuenta sólo una rotación en el espacio inercial, por lo que la unidad de tiempo correspondiente debe ser una hora sideral. Esto se confirma mediante la multiplicación por el número de días siderales en uno significa día solar, 1.002 737 909 350 795, que da la velocidad ecuatorial en hora solar medio dado anteriormente de 1,674.4 km/h.

La velocidad tangencial de rotación de la Tierra en un punto en la Tierra se puede aproximar mediante la multiplicación de la velocidad en el ecuador por el coseno de la latitud. Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy se encuentra en 28.59 latitud norte, lo que da una velocidad de: 1,674.4 kilómetros por hora cos = 1,470.23 kilómetros por hora

Medición

La evidencia preliminar

En el marco de rotación de la Tierra de referencia, un cuerpo que se mueve libremente sigue una trayectoria aparente que se desvía de la que se seguiría en un marco fijo de referencia. Debido a este efecto Coriolis, los cuerpos que caen viran hacia el este de la línea vertical a plomo por debajo de su punto de liberación, y proyectiles girar a la derecha en el hemisferio norte de la dirección en la que se les dispara. El efecto Coriolis tiene muchas otras manifestaciones, especialmente en materia de meteorología, donde es responsable de la dirección de rotación diferentes de los ciclones en los hemisferios norte y sur. Hooke, siguiendo una sugerencia de Newton 1679, intentó, sin éxito, para verificar la predicción de desviación hacia el este de un cuerpo desde una altura de 8,2 metros, pero los resultados definitivos sólo se obtuvieron más tarde, a finales de los 18 y principios del siglo 19, por Giovanni Battista Gugliemini en Bolonia, Johann Friedrich Benzenberg en Hamburgo y Ferdinand Reich en Freiberg, con torres más altas y cuidadosamente lanzado pesos.

La prueba más célebre de la rotación de la Tierra es el péndulo de Foucault que fue construido por el físico Lon Foucault en 1851, que consistía en una esfera de latón lleno de plomo suspendido 67 m de la parte superior de la Panthon en París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante plano del péndulo de oscilación aparece para girar a una velocidad que depende de la latitud. En la latitud de París, la predicción y observó cambio era de unos 11 grados hacia la derecha por hora. Péndulos de Foucault ahora oscilar en museos de todo el mundo.

Los métodos modernos

El monitoreo permanente de la rotación de la Tierra requiere el uso de interferometría de base muy larga en coordinación con el Sistema de Posicionamiento Global, que van laser satélite y otras técnicas de satélite. Esto proporciona la referencia absoluta para la determinación del tiempo universal, la precesión y nutación.

Los cambios en la rotación

 Artículo principal: fluctuaciones en la longitud del día y T?

El eje de rotación de la Tierra se mueve con respecto a las estrellas fijas; los componentes de este movimiento son precesión y nutación. Eje de rotación de la Tierra también se mueve con respecto a la corteza de la Tierra, lo que se denomina movimiento polar.

La precesión es una rotación del eje de rotación de la Tierra, causado principalmente por pares externos de la gravedad del Sol, la Luna y otros cuerpos. El movimiento polar se debe a la nutación base libre y el bamboleo Chandler principalmente.

Durante millones de años, la rotación se redujo de manera significativa por las interacciones gravitacionales con la Luna, tanto la energía de rotación y el momento angular se transfieren lentamente a la Luna: véase la aceleración de marea. Sin embargo, algunos eventos de gran escala, como el terremoto del Océano Índico de 2004, han hecho que la rotación de acelerar por alrededor de 3 microsegundos al afectar el momento de inercia de la Tierra. Rebote post-glacial, en curso desde la última edad de hielo, también está cambiando la distribución de la masa de la Tierra afecta el momento de inercia de la Tierra y, por la conservación del momento angular, el período de rotación de la Tierra.

Origen

La Tierra se formó como parte del nacimiento del Sistema Solar: lo que eventualmente se convirtió en el sistema solar inicialmente existió como una nube grande, rotación de polvo, rocas y gas. Estaba compuesto de hidrógeno y helio producido en el Big Bang, así como los elementos más pesados expulsadas por supernovas. Como este polvo interestelar no es homogéneo, cualquier asimetría en los resultados de acreción gravitatoria en el momento angular de la eventual planeta. El actual período de rotación de la Tierra es el resultado de esta rotación inicial y otros factores, incluyendo la fricción de las mareas y el impacto hipotético de Theia.