Rotación de la tierra
La rotación de la Tierra es el movimiento de la Tierra sobre sí misma alrededor del eje de los polos geográficos que conecta el Polo Norte con el Polo Sur . Se dijo por primera vez por el astrónomo griego Filolao , el V º siglo aC. J.-C.
Además, la Tierra, como cada planeta en el sistema solar , gira en torno al Sol , en un movimiento llamado revolución . En el caso de la Tierra, es el período de este movimiento, es decir, la duración de una revolución completa alrededor del sol, lo que define un año. En mecánica celeste y más en general en física , la revolución se define como "una rotación alrededor de un objeto distante", el movimiento de rotación de la Tierra alrededor del Sol a menudo se denomina " traducción ", sin embargo, esto constituye un abuso del lenguaje: un movimiento de traslación mueve todos los puntos de un objeto geométrico a la misma distancia , en la misma dirección y en la misma dirección, lo que no es el caso de la Tierra. Este movimiento orbital es muy diferente de la rotación de la Tierra, que se discutirá.
La rotación de la Tierra alrededor de su eje es un movimiento complejo cuyo componente principal es una rotación realizada en promedio en 23 h 56 min 4,1 s . El eje de rotación está inclinado sobre la eclíptica una media de 23 ° 26 ′ ; esta inclinación es la causa de las estaciones .
Si, por el pensamiento, miramos a la Tierra desde un punto muy lejano en dirección norte, la rotación de la Tierra es hacia el Este, en dirección directa, es decir en sentido contrario a las agujas del reloj. Desde el mismo punto de vista, su movimiento de revolución alrededor del Sol también se realiza en sentido antihorario.
Origen de los movimientos rotacionales y giratorios
La hipótesis más aceptada por los cosmólogos y planetólogos es que los sistemas estelares, compuestos por una estrella (o un grupo de varias estrellas) alrededor de la cual orbitan los planetas, se formaron por condensación y acreción de una nube de gas y polvo bajo la influencia de la gravedad. . Por lo tanto, los modelos de sistemas estelares comienzan con la formación, durante un colapso, de una estrella central, o incluso dos o más, y luego con la acumulación en planetas de gases y polvo del disco circunestelar residual.
Debido al principio de conservación del momento angular, el de la nube primordial se distribuye entre el movimiento rotacional del Sol sobre sí mismo, los movimientos rotacionales de los planetas alrededor del Sol y los movimientos rotacionales de los planetas sobre ellos- mismo (a lo que hay que añadir los movimientos de revolución y rotación de todos los cuerpos pequeños: planetesimales y satélites de los planetas).
Durante la acumulación de la nube primordial, la fricción entre las partículas se transformó en calor. Esto elevó la temperatura del Sol lo suficiente como para iniciar la reacción nuclear que lo alimenta y para darle a la Tierra su temperatura interna (que también es alimentada por desintegraciones nucleares).
Rotación de la tierra
El movimiento de la Tierra se puede dividir en dos partes: su rotación alrededor de su centro de masa y el movimiento de este último. Cada una de estas dos partes, a su vez, se puede dividir en varios componentes con diferentes propiedades. Así, el movimiento de rotación de la Tierra incluye la rotación alrededor de su eje instantáneo de rotación y el movimiento de este eje, que puede ser identificado en el espacio o en relación con la de la tierra corteza (cf. infra, Movimiento polos). Asimismo, el movimiento de su centro de masa es el resultado del movimiento alrededor del Sol y el movimiento del Sol en la Galaxia (cf. GALAXY).
Dificultad de definición
Considerada en escalas astronómicas de tiempo y distancia, la Tierra tiene una consistencia que no es sólida sino plástica. Su rotación sobre sí misma le dio la forma de un elipsoide de revolución : por efecto de la aceleración centrífuga, su radio en los polos (6.357 km ) es menor que su radio en el ecuador (6.378 km ).
La Tierra no es un simple sólido, es necesario definir con precisión su forma para estudiar su rotación.
Los movimientos de las masas terrestres se estudian mediante la tectónica de placas . Sabemos cómo medir los movimientos de la corteza terrestre, por ejemplo con GPS . Con la llamada convención de Tisserand , esto hace posible congelar un modelo teórico del globo, llamado ITRS ( International Terrestrial Reference System ).
A continuación, queda por tener en cuenta los demás factores, que intervienen en los distintos entornos e interfaces terrestres, que modulan su forma:
- el viento ( aeronomia ), la marea atmosférica, la marea solar térmica;
- corrientes oceánicas, mareas oceánicas, interacciones océano-atmósfera;
- mareas continentales; los movimientos del manto (por ejemplo , el rebote post-glacial desplazó significativamente el polo norte hacia Groenlandia ); los movimientos de la semilla del núcleo y el núcleo mismo y la interacción núcleo-manto;
- Interacciones Tierra-Atmósfera-Océano (interacciones TAO): por ejemplo, la altitud de Brest varía mucho y la de Rennes mucho menos.
La Tierra así “solidificada” por estas diferentes “reducciones”, podemos estudiar la acción de las estrellas sobre este sólido (ver ángulos de Euler y rotación sincrónica ).
Componentes del movimiento rotacional
La rotación de la Tierra es un movimiento complejo resultante de la superposición de tres movimientos:
- La rotación adecuada es la rotación de la Tierra alrededor de su eje;
- el eje de rotación de la Tierra es objeto de una rotación en un marco de referencia galileano : este eje permanece inclinado en un ángulo constante con respecto a la eclíptica pero describe un cono con un eje perpendicular a la eclíptica. Este movimiento del eje de la Tierra se llama precesión de los equinoccios ;
- el movimiento de rotación del eje de la tierra se ve afectado por oscilaciones periódicas llamadas nutación .
Una parte superior da una imagen del complejo movimiento de rotación de la Tierra cuando se ralentiza debido a la fricción: el eje de la parte superior comienza a girar y esta rotación se ve afectada por las oscilaciones.
Movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje.En un sistema de coordenadas galileano, vinculado a la esfera de lo fijo , la Tierra gira alrededor de su eje de oeste a este en dirección directa, es decir en sentido antihorario visto desde una distancia lejana en dirección norte. En este benchmark, una rotación completa tiene lugar en promedio en poco menos de 86 164,1 s , o 23 h 56 min 4,1 s ( día estelar ). Debido a que la Tierra gira alrededor del Sol al mismo tiempo que gira sobre sí misma, el día solar dura unos minutos más, o 24 horas. La rotación de la Tierra sobre su eje corresponde a una velocidad angular de 7,292 115 × 10 −5 rad / sy tiene una velocidad superficial lineal de 465,1 m / s en el ecuador.
Como la Tierra no es estrictamente un sólido rígido, la velocidad angular de rotación debe ser definida cuidadosamente por geodesianos y astrónomos. Su medición la realiza el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra ( Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra , IERS ), que lanza sus resultados; en particular, el Centro de Orientación de la Tierra del IERS, con sede en el Observatorio de París, ofrece variaciones en la duración del día en su sitio WEB.
Esta velocidad de rotación varía. Además de las variaciones armónicas provocadas por las mareas zonales (periodos entre algunos días y 18,6 años), existen cambios irregulares en el periodo de rotación (duración del día), principalmente una variación estacional de alrededor de 1 ms y cambios decenales. (De 10 a 70 años) de unos 5 ms . Si las variaciones estacionales y subestacionales se explican muy bien por el efecto de los vientos, la fluctuación decenal sigue siendo poco conocida y parece provenir de la interacción entre el núcleo y el manto. Debido a las variaciones decenales, la Tierra se ha acelerado bruscamente desde 2016, por lo que la duración del día tiene un promedio estacional menor que el día de 86400 s SI desde 2021. Además, a largo plazo, las acciones del Sol y la Luna sobre el levantamiento de la marea se produce un par retardador que induce un aumento en la duración del día de aproximadamente 1.3 ms por siglo y una distancia de la Luna de 3.84 cm por año (ver Rotación sincrónica ).
El polo de rotación es la intersección del eje de rotación con la superficie del hemisferio norte. La dirección del polo en el espacio como en la Tierra se mide con una precisión del orden de 0,1 milisegundos de arco.
Precesión de los equinocciosEl eje de rotación de la Tierra forma con la perpendicular al plano de la eclíptica un ángulo constante de 23 ° 26 ′ . Los equinoccios tienen lugar cuando el plano perpendicular a la órbita terrestre (eclíptica) y que contiene su eje de rotación pasa por el Sol cada seis meses. Sin embargo, este plan tiene aproximadamente 28.500 años. Se llama polody al punto de intersección del eje de rotación de la Tierra con la esfera de los arreglos en la dirección del norte y herpolody a la curva descrita por este punto en la esfera de los arreglos. Fue el astrónomo griego Hiparco quien descubrió y describió la precesión de los equinoccios en el 130 a. C. J.-C.
InclinaciónLa nutación es un movimiento de oscilación rápida y pequeña amplitud del eje de la Tierra alrededor del eje de rotación del cono. Este movimiento se describe en sí mismo como la combinación de varias nutaciones. La principal es la nutación Bradley que tiene un período de 18,6 años y una amplitud de 9,2 ″ .
Causas de precesión y nutación.La forma de la Tierra no es exactamente esférica, sino la de un elipsoide de revolución ligeramente achatado , y su diámetro en el ecuador es ligeramente mayor que el que pasa por los polos. Al estar su eje de rotación inclinado con respecto a la eclíptica, la Tierra experimenta en promedio mayores fuerzas de marea en el ecuador que en el resto del planeta, debido a una mayor concentración de materia. Esto provoca un par de torsión que tiende a llevar el ecuador hacia el plano de la eclíptica. Como el eje de esta pareja es aproximadamente perpendicular al eje de rotación de la Tierra, este eje sufre una precesión , al igual que una cima. Estos movimientos no existirían si la Tierra fuera perfectamente esférica.
Dia largo
La duración del día depende del marco de referencia utilizado para medirlo:
- el día solar es la duración entre dos pasos del Sol en el meridiano de un lugar. Varía ligeramente durante el año. El día solar medio está fijado por convención en 86.400 s TAI, es decir, 24 h , con un margen de más o menos 5 ms .
- el día estelar es la duración entre dos pasos consecutivos de las estrellas en el meridiano de un lugar, corrección hecha por su propio movimiento. La longitud del día estelar se fija en 86 164.098 903 691 s o 23 h 56 min 4,1 s . La diferencia con el día solar se debe al movimiento diario de la Tierra en su órbita alrededor del Sol.
- el día sideral es la duración entre dos pasajes en el meridiano de un lugar del punto vernal , el punto de intersección del ecuador celeste y el ecuador terrestre. El día sideral está muy cerca del día estelar; la diferencia, muy pequeña en la escala del día, se debe a la precesión de los equinoccios, es decir a la rotación del eje de la Tierra sobre la esfera de los fijos.
Duración del año
El período anual de rotación de la Tierra depende del punto de referencia utilizado:
- en un sistema de coordenadas galileano, vinculado a la esfera de lo fijo, la Tierra gira sobre sí misma en poco menos de 86 164,1 s , o 23 h 56 min 4,1 s . Vuelve a la misma posición en su órbita en 365,256 3 d , o 365 d 6 h 9 min 4 s . Es el año sideral .
- si medimos la rotación con respecto al punto vernal (punto de intersección de la esfera de las luminarias con la dirección Tierra-Sol), gira en 365.242 2 d, es decir , 365 d 5 h 48 min 45 s . Es el año tropical , un poco más corto que el año sideral debido a la rotación del eje de la Tierra.
- si consideramos el punto de la órbita de la Tierra más cercano al Sol (el perihelio de la órbita de la Tierra, actualmente el 3 de enero), dado que la órbita de la Tierra es una elipse, la Tierra tarda 365,259 6 días , o 365 d 6 h 13 min 53 s volver. Esta duración se llama año anómalo . Esta duración es diferente del año sideral porque la elipse de la órbita de la Tierra gira lentamente en un marco galileano.
- finalmente, si nos ubicamos en relación al nodo de la órbita lunar, el año dura 365.593 0 días o 365 días 14 h 13 min 53 s . Es el año draconiano .
El calendario gregoriano
El calendario gregoriano se estableció para asegurar su estabilidad con respecto a las estaciones, es decir, el equinoccio de primavera siempre tiene lugar en la misma fecha. Por lo tanto, este calendario es una aproximación en fracciones enteras del año tropical (en fracciones enteras porque no podemos sumar o restar fracciones de días para ajustar la duración del año calendario).
El método que utiliza es sumar un día completo cada 4 años (años bisiestos ) y restar tres días cada 400 años (años seculares no bisiestos), a saber:
Año gregoriano promedio en días =
El año gregoriano difiere del año tropical en 0,000 310 2 días cada año y el equinoccio de primavera tardará 3224 años en diferir en promedio un día del equinoccio calendario establecido para el 21 de marzo. En la práctica, agregar un día completo cada cuatro años hace que el equinoccio de primavera astronómico caiga cíclicamente el 20, 21 o 22 de marzo, pero su fecha promedio se fija dentro de la aproximación anterior.
Sincronización pasada de la Luna alrededor de la Tierra
El impacto gigante de hace 4.400 millones de años sería el responsable de inclinar el eje de rotación de la Tierra y acelerar la rotación de la Tierra (en ese momento, parece que un día duraba diez horas).
Si la órbita de la Tierra hubiera sido la misma que ahora, un año habría sido de 880 días.
La rotación sincrónica de la Luna se debe a las fuerzas de marea que ejerce la Tierra, cuya fricción provocó la desaceleración de la rotación lunar hasta la sincronización de la rotación y la revolución de la Luna alrededor de la Tierra. Por lo tanto, ahora siempre nos presenta el mismo lado visible (de ahí el lado oculto).
Rastros paleontológicos de la desaceleración de la rotación de la Tierra
Por el contrario, las fuerzas de marea entre la Tierra y la Luna también ralentizan la rotación de la Tierra sobre sí misma, tanto que cuando se cuenta el número de anillos de crecimiento diarios visibles en los anillos de crecimiento anual de los corales fósiles del Devónico (380 Ma ago ) se revela que en esa época, el año tenía 400 días pero un día que solo duraba 22 horas.
Esta desaceleración sumando una hora por rotación diaria cada 200 millones de años (o dos millones de siglos) es aproximadamente de unos pocos milisegundos por siglo.
Sincronización futura de la rotación de la Tierra con el Sol y la Luna.
Cuando dos cuerpos giran uno alrededor del otro, la fuerza de la gravedad tiende a sincronizar la rotación de los dos cuerpos con su revolución de modo que, a largo plazo, los dos cuerpos aparecen fijos en el cielo cuando se ven de un lado al otro. El efecto depende de la relación de masa y la distancia entre los dos cuerpos. Sin embargo, la Tierra es un satélite del Sol y tiene a la Luna como satélite. Por tanto, su rotación está influenciada por estas dos estrellas.
La relación más importante de masas y distancias es la de la Tierra sobre la Luna: la rotación de la Luna sobre sí misma está sincronizada con su revolución alrededor de la Tierra y siempre le presenta la misma cara.Como miembro de la pareja Tierra-Luna, la Tierra girará sobre sí misma cada vez más lentamente para finalmente lograr la sincronización con el mes lunar que, por su parte, también aumenta lentamente a medida que la Luna se aleja de la Tierra. Siendo la velocidad angular de rotación de la Tierra mayor que la de la Luna en su órbita, tiende a ralentizarse y la duración del día se alarga inevitablemente. Debido al principio de conservación del momento angular, el momento angular de rotación de la Tierra así perdido lo gana exactamente la Luna en su traslación orbital, lo que da como resultado la distancia de esta última a la Tierra. La energía cinética de rotación perdida por la Tierra se transforma en calor por la fricción de las mareas. La Luna también pierde lentamente su energía cinética, E c , (una magnitud siempre positiva), porque su velocidad orbital se ralentiza cuanto más se aleja (desacelera en su órbita alargada); pero, como con cualquier satélite, su energía potencial E p y total de energía orbital E es negativo (E = E p + E c = -E c = ( 1 / 2 ) E p , porque el virial teorema : E p = - 2 E c ). Por tanto, E se vuelve menos negativo y por tanto aumenta. Actualmente, la pérdida total de energía “mecánica” del sistema Tierra-Luna es del orden de -3,2 TW, es decir -3,321 TW perdidos por la Tierra que se ralentiza y +0,121 TW ganados por la Luna que se aleja.El efecto de la Luna en la Tierra es casi medio millón de veces mayor que el del Sol. La Tierra siempre presentará la misma cara a la Luna mucho antes de que presente la misma cara al Sol. Les calculs suggèrent qu'il faudra plusieurs milliards d'années pour que le jour terrestre et le mois lunaire soient de 47 de nos jours et encore plus pour qu'il y ait synchronisation des trois astres, soit plus que la durée de vie estimée du sistema solar. El sistema Plutón-Caronte ya ha alcanzado este estado con una rotación sincrónica de 6 días, 9 horas y 17 minutos.Referencias
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Ver también
Artículos relacionados
- Astronomía básica ;
- Geodesia ;
- Período de rotación ;
- Rotación sincrónica ;
- Cálculo de la fecha de Semana Santa .
Bibliografía
- Emmanuel di Folco, ¿Por qué gira la Tierra? , Les Petites Pommes del Saber n o 73, ediciones Le Pommier , París, 2011, 64 páginas ( ISBN 978-2-7465-0564-3 )