La rotation de la Terre ou le spin de la Terre est la rotation de la planète Terre autour de son propre axe, ainsi que les changements dans l’orientation de l’axe de rotation dans l’espace. La Terre tourne vers l’est, en mouvement prograde. Vue de l’étoile du pôle nord Polaris, la Terre tourne dans le sens antihoraire.
Le Pôle Nord, également appelé Pôle Nord Géographique ou Pôle Nord Terrestre, est le point de l’hémisphère Nord où l’axe de rotation de la Terre rencontre sa surface. Ce point est distinct du pôle magnétique Nord de la Terre. Le Pôle Sud est l’autre point où l’axe de rotation de la Terre croise sa surface, en Antarctique.
La Terre tourne une fois en environ 24 heures par rapport au Soleil, mais une fois toutes les 23 heures, 56 minutes et 4 secondes par rapport à d’autres étoiles lointaines (voir ci-dessous). La rotation de la Terre ralentit légèrement avec le temps; ainsi, un jour était plus court dans le passé. Cela est dû aux effets de marée de la Lune sur la rotation de la Terre. Les horloges atomiques montrent qu’une époque moderne est plus longue d’environ 1,7 milliseconde qu’il y a un siècle, augmentant lentement la vitesse à laquelle l’UTC est ajusté en secondes bissextiles. L’analyse des enregistrements astronomiques historiques montre une tendance au ralentissement; la durée d’une journée a augmenté d’environ 2,3 millisecondes par siècle depuis le 8ème siècle avant notre ère. Les scientifiques ont rapporté qu’en 2020, la Terre avait commencé à tourner plus vite, après avoir constamment tourné plus lentement que 86400 secondes par jour au cours des décennies précédentes. Pour cette raison, les ingénieurs du monde entier discutent d’une « seconde intercalaire négative » et d’autres mesures de chronométrage possibles.
Histoire
Parmi les anciens Grecs, plusieurs membres de l’école pythagoricienne croyaient à la rotation de la Terre plutôt qu’à la rotation diurne apparente des cieux. Le premier était peut-être Philolaus (470-385 avant notre ère), bien que son système soit compliqué, y compris une contre-terre tournant quotidiennement autour d’un feu central.
Une image plus conventionnelle a été soutenue par Hicétas, Héraclide et Ecphante au quatrième siècle avant notre ère qui ont supposé que la Terre tournait mais ne suggéraient pas que la Terre tournait autour du Soleil. Au troisième siècle avant notre ère, Aristarque de Samos suggéra la place centrale du Soleil.
Cependant, Aristote au fourth siècle avant notre ère a critiqué les idées de Philolaus comme étant basées sur la théorie plutôt que sur l’observation. Il a établi l’idée d’une sphère d’étoiles fixes qui tournaient autour de la Terre. Cela a été accepté par la plupart de ceux qui sont venus après, en particulier Claude Ptolémée (IIe siècle de notre ère), qui pensait que la Terre serait dévastée par les coups de vent si elle tournait.
En 499 de notre ère, l’astronome indien Aryabhata a écrit que la Terre sphérique tourne quotidiennement autour de son axe et que le mouvement apparent des étoiles est un mouvement relatif causé par la rotation de la Terre. Il a fourni l’analogie suivante: « Tout comme un homme dans un bateau qui va dans une direction voit les choses stationnaires sur la rive comme se déplaçant dans la direction opposée, de la même manière qu’un homme à Lanka, les étoiles fixes semblent aller vers l’ouest. »
Au 10ème siècle, certains astronomes musulmans ont accepté que la Terre tourne autour de son axe. Selon al-Biruni, Abu Sa’id al-Sijzi (décédé vers 1020) a inventé un astrolabe appelé al-zūraqī basé sur l’idée que certains de ses contemporains croyaient « que le mouvement que nous voyons est dû au mouvement de la Terre et non à celui du ciel. »La prévalence de ce point de vue est encore confirmée par une référence du 13ème siècle qui déclare: « Selon les géomètres (muhandisīn), la Terre est en mouvement circulaire constant, et ce qui semble être le mouvement des cieux est en fait dû au mouvement de la Terre et non des étoiles. »Des traités ont été écrits pour discuter de sa possibilité, soit comme des réfutations, soit pour exprimer des doutes sur les arguments de Ptolémée contre elle. Aux observatoires de Maragha et de Samarkand, la rotation de la Terre a été discutée par Tusi (né en 1201) et Qushji (né en 1403); les arguments et les preuves qu’ils ont utilisés ressemblent à ceux utilisés par Copernic.
Dans l’Europe médiévale, Thomas d’Aquin a accepté le point de vue d’Aristote et ainsi, à contrecœur, John Buridan et Nicole Oresme au XIVe siècle. Ce n’est que lorsque Nicolas Copernic, en 1543, a adopté un système mondial héliocentrique que la compréhension contemporaine de la rotation de la Terre a commencé à être établie. Copernic a souligné que si le mouvement de la Terre est violent, alors le mouvement des étoiles doit l’être beaucoup plus. Il a reconnu la contribution des Pythagoriciens et a souligné des exemples de mouvement relatif. Pour Copernic, c’était la première étape pour établir le modèle plus simple des planètes encerclant un Soleil central.
Tycho Brahe, qui a produit des observations précises sur lesquelles Kepler a basé ses lois du mouvement planétaire, a utilisé les travaux de Copernic comme base d’un système supposant une Terre stationnaire. En 1600, William Gilbert a fortement soutenu la rotation de la Terre dans son traité sur le magnétisme terrestre et a ainsi influencé nombre de ses contemporains. Ceux comme Gilbert qui n’ont pas ouvertement soutenu ou rejeté le mouvement de la Terre autour du Soleil sont appelés « semi-Coperniciens ». Un siècle après Copernic, Riccioli a contesté le modèle d’une Terre en rotation en raison de l’absence de déviations alors observables vers l’est dans les corps en chute; de telles déviations seront plus tard appelées l’effet Coriolis. Cependant, les contributions de Kepler, Galilée et Newton ont apporté un soutien à la théorie de la rotation de la Terre.
Essais empiriques
La rotation de la Terre implique que les renflements de l’Équateur et les pôles géographiques sont aplatis. Dans ses Principia, Newton a prédit que cet aplatissement se produirait dans le rapport de 1:230, et a souligné les mesures du pendule prises par Richer en 1673 comme corroborant le changement de gravité, mais les premières mesures des longueurs des méridiens par Picard et Cassini à la fin du XVIIe siècle suggéraient le contraire. Cependant, les mesures effectuées par Maupertuis et la Mission géodésique française dans les années 1730 ont établi l’oblatité de la Terre, confirmant ainsi les positions de Newton et de Copernic.
Dans le référentiel terrestre en rotation, un corps en mouvement libre suit une trajectoire apparente qui s’écarte de celle qu’il suivrait dans un référentiel fixe. En raison de l’effet Coriolis, les corps qui tombent virent légèrement vers l’est à partir du fil à plomb vertical en dessous de leur point de libération, et les projectiles virent à droite dans l’hémisphère Nord (et à gauche dans le Sud) de la direction dans laquelle ils sont tirés. L’effet Coriolis est principalement observable à l’échelle météorologique, où il est responsable des directions opposées de rotation des cyclones dans les hémisphères Nord et Sud (respectivement dans le sens inverse des aiguilles d’une montre et dans le sens des aiguilles d’une montre).
Hooke, suivant une suggestion de Newton en 1679, a tenté sans succès de vérifier la déviation prévue vers l’est d’un corps tombé d’une hauteur de 8,2 mètres, mais des résultats définitifs ont été obtenus plus tard, à la fin du XVIIIe et au début du XIXe siècle, par Giovanni Battista Guglielmini à Bologne, Johann Friedrich Benzenberg à Hambourg et Ferdinand Reich à Freiberg, en utilisant des tours plus hautes et des poids soigneusement libérés. Une balle tombée d’une hauteur de 158,5 m s’est éloignée de 27,4 mm de la verticale par rapport à une valeur calculée de 28,1 mm.
Le test le plus célèbre de la rotation de la Terre est le pendule de Foucault construit pour la première fois par le physicien Léon Foucault en 1851, qui consistait en une sphère en laiton remplie de plomb suspendue à 67 m du sommet du Panthéon à Paris. En raison de la rotation de la Terre sous le pendule oscillant, le plan d’oscillation du pendule semble tourner à une vitesse dépendant de la latitude. À la latitude de Paris, le décalage prévu et observé était d’environ 11 degrés dans le sens horaire par heure. Les pendules de Foucault se balancent désormais dans les musées du monde entier.
Périodes
Jour solaire vrai
La période de rotation de la Terre par rapport au Soleil (midi solaire à midi solaire) est son vrai jour solaire ou jour solaire apparent. Il dépend du mouvement orbital de la Terre et est donc affecté par les changements d’excentricité et d’inclinaison de l’orbite terrestre. Les deux varient sur des milliers d’années, de sorte que la variation annuelle du vrai jour solaire varie également. Généralement, il est plus long que le jour solaire moyen pendant deux périodes de l’année et plus court pendant deux autres. Le vrai jour solaire a tendance à être plus long près du périhélie lorsque le Soleil se déplace apparemment le long de l’écliptique d’un angle plus grand que d’habitude, ce qui prend environ 10 secondes de plus pour le faire. Inversement, il est environ 10 secondes plus court près de l’aphélie. Il est environ 20 secondes de plus près d’un solstice lorsque la projection du mouvement apparent du Soleil le long de l’écliptique sur l’équateur céleste fait que le Soleil se déplace d’un angle plus grand que d’habitude. Inversement, près d’un équinoxe, la projection sur l’équateur est plus courte d’environ 20 secondes. Actuellement, les effets du périhélie et du solstice se combinent pour allonger le vrai jour solaire vers le 22 décembre de 30 secondes solaires moyennes, mais l’effet du solstice est partiellement annulé par l’effet de l’aphélie vers le 19 juin alors qu’il n’est plus que de 13 secondes. Les effets des équinoxes le raccourcissent vers le 26 mars et le 16 septembre de 18 secondes et 21 secondes, respectivement.
Jour solaire moyen
La moyenne du vrai jour solaire au cours d’une année entière est le jour solaire moyen, qui contient 86400 secondes solaires moyennes. Actuellement, chacune de ces secondes est légèrement plus longue qu’une seconde SI car le jour solaire moyen de la Terre est maintenant légèrement plus long qu’au 19ème siècle en raison de la friction des marées. La durée moyenne du jour solaire moyen depuis l’introduction de la seconde intercalaire en 1972 a été d’environ 0 à 2 ms supérieure à 86400 SI secondes. Les fluctuations aléatoires dues au couplage noyau-manteau ont une amplitude d’environ 5 ms. La seconde solaire moyenne entre 1750 et 1892 a été choisie en 1895 par Simon Newcomb comme unité de temps indépendante dans ses Tables du Soleil. Ces tables ont été utilisées pour calculer les éphémérides du monde entre 1900 et 1983, de sorte que cette seconde est devenue connue sous le nom de seconde éphéméride. En 1967, la seconde SI a été rendue égale à la seconde éphéméride.
Le temps solaire apparent est une mesure de la rotation de la Terre et la différence entre celui-ci et le temps solaire moyen est connue sous le nom d’équation du temps.
Jour stellaire et sidéral
La période de rotation de la Terre par rapport au Référentiel Céleste International, appelée son jour stellaire par le Service International des Systèmes de Rotation et de Référence de la Terre (ERS), est de 86 164,098 903 691 secondes de temps solaire moyen (UT1) (23h 56m 4,098903691s, 0,99726966323716 jours solaires moyens). La période de rotation de la Terre par rapport à l’équinoxe vernal moyen antérieur, nommé jour sidéral, est de 86164,09053083288 secondes de temps solaire moyen (UT1) (23h 56m 4,09053083288s, 0,99726956632908 jours solaires moyens). Ainsi, le jour sidéral est plus court que le jour stellaire d’environ 8,4 ms.
Le jour stellaire et le jour sidéral sont tous deux plus courts que le jour solaire moyen d’environ 3 minutes 56 secondes. Ceci est le résultat d’une rotation supplémentaire de la Terre, par rapport au référentiel céleste, lorsqu’elle tourne autour du Soleil (donc 366,25 rotations/an). Le jour solaire moyen en SI secondes est disponible à partir de l’ERS pour les périodes 1623-2005 et 1962-2005.
Récemment (1999-2010), la durée annuelle moyenne du jour solaire moyen supérieure à 86400 SI secondes a varié entre 0.25 ms et 1 ms, qui doivent être ajoutés aux jours stellaires et sidériques donnés en temps solaire moyen ci-dessus pour obtenir leurs longueurs en SI secondes (voir Fluctuations de la durée du jour).
Vitesse angulaire
La vitesse angulaire de rotation de la Terre dans l’espace inertiel est (7,2921150 ± 0,0000001) × 10-5 radians par SI seconde. En multipliant par (180°/π radians) × (86 400 secondes/jour), on obtient 360,9856°/jour, ce qui indique que la Terre tourne de plus de 360° par rapport aux étoiles fixes en un jour solaire. Le mouvement de la Terre le long de son orbite presque circulaire alors qu’elle tourne une fois autour de son axe nécessite que la Terre tourne légèrement plus d’une fois par rapport aux étoiles fixes avant que le Soleil moyen ne puisse passer à nouveau au-dessus de sa tête, même s’il ne tourne qu’une seule fois (360 °) par rapport au Soleil moyen. En multipliant la valeur en rad/s par le rayon équatorial de la Terre de 6 378 137 m (ellipsoïde WGS84) (facteurs de 2π radians nécessaires pour les deux annulations), on obtient une vitesse équatoriale de 465,10 mètres par seconde (1 674,4 km/h). Certaines sources indiquent que la vitesse équatoriale de la Terre est légèrement inférieure, soit 1 669,8 km / h. Ceci est obtenu en divisant la circonférence équatoriale de la Terre par 24 heures. Cependant, l’utilisation du jour solaire est incorrecte; il doit s’agir du jour sidéral, donc l’unité de temps correspondante doit être une heure sidérale. Ceci est confirmé en multipliant par le nombre de jours sidéraux dans un jour solaire moyen, 1.002 737 909 350 795, ce qui donne la vitesse équatoriale en heures solaires moyennes donnée ci-dessus de 1 674,4 km / h.
La vitesse tangentielle de la rotation de la Terre en un point de la Terre peut être approximée en multipliant la vitesse à l’équateur par le cosinus de la latitude. Par exemple, le Centre spatial Kennedy est situé à la latitude 28,59 ° N, ce qui donne une vitesse de: cos (28,59 °) × 1674,4 km / h = 1470,2 km / h. La latitude est une considération de placement pour les ports spatiaux.
Le sommet du volcan Cayambe est le point de la surface de la Terre le plus éloigné de son axe; ainsi, il tourne le plus rapidement lorsque la Terre tourne.
Changements
Dans l’axe de rotation
L’axe de rotation de la Terre se déplace par rapport aux étoiles fixes (espace inertiel); les composantes de ce mouvement sont la précession et la nutation. Il se déplace également par rapport à la croûte terrestre; c’est ce qu’on appelle le mouvement polaire.
La précession est une rotation de l’axe de rotation de la Terre, causée principalement par les couples externes de la gravité du Soleil, de la Lune et d’autres corps. Le mouvement polaire est principalement dû à la nutation libre du noyau et au vacillement de Chandler.
En vitesse de rotation
Interactions de marée
Au cours de millions d’années, la rotation de la Terre a été considérablement ralentie par l’accélération des marées grâce aux interactions gravitationnelles avec la Lune. Ainsi, le moment angulaire est lentement transféré sur la Lune à une vitesse proportionnelle à r-6 {\displaystyle r^{-6}} 
Cette décélération rotationnelle progressive est documentée empiriquement par des estimations de la durée des jours obtenues à partir d’observations de rythmites de marée et de stromatolites; une compilation de ces mesures a révélé que la durée du jour a augmenté régulièrement, passant d’environ 21 heures à 600 Myr il y a à la valeur actuelle de 24 heures. En comptant les lamelles microscopiques qui se forment à des marées plus élevées, on peut estimer les fréquences des marées (et donc les longueurs des jours), tout comme le comptage des cernes des arbres, bien que ces estimations puissent être de plus en plus peu fiables à des âges plus avancés.
Stabilisation résonante
Le taux actuel de décélération des marées est anormalement élevé, ce qui implique que la vitesse de rotation de la Terre a dû diminuer plus lentement dans le passé. Les données empiriques montrent provisoirement une forte augmentation de la décélération de rotation il y a environ 600 Myr. Certains modèles suggèrent que la Terre a maintenu une durée de jour constante de 21 heures dans une grande partie du Précambrien. Cette durée du jour correspond à la période de résonance semi-diurne de la marée atmosphérique entraînée par la chaleur; à cette durée du jour, le couple lunaire décélératif aurait pu être annulé par un couple accélératif de la marée atmosphérique, ce qui n’a entraîné aucun couple net et une période de rotation constante. Cet effet stabilisant aurait pu être rompu par un changement soudain de la température globale. Des simulations informatiques récentes corroborent cette hypothèse et suggèrent que les glaciations marinoennes ou sturtiennes ont brisé cette configuration stable il y a environ 600 Myr; les résultats simulés concordent assez étroitement avec les données paléorotationnelles existantes.
Événements mondiaux
Certains événements récents à grande échelle, tels que le tremblement de terre de l’océan Indien de 2004, ont réduit la durée d’une journée de 3 microsecondes en réduisant le moment d’inertie de la Terre. Le rebond post-glaciaire, en cours depuis la dernière période glaciaire, modifie également la distribution de la masse terrestre, affectant ainsi le moment d’inertie de la Terre et, par la conservation du moment cinétique, la période de rotation de la Terre.
La longueur de la journée peut également être influencée par les structures artificielles. Par exemple, les scientifiques de la NASA ont calculé que l’eau stockée dans le barrage des Trois Gorges a augmenté la durée du jour terrestre de 0,06 microseconde en raison du changement de masse.
Mesure
La surveillance primaire de la rotation de la Terre est effectuée par interférométrie à très longue base coordonnée avec le Système de positionnement global, la télémétrie laser par satellite et d’autres techniques de géodésie par satellite. Ceci fournit une référence absolue pour la détermination du temps universel, de la précession et de la nutation.La valeur absolue de la rotation de la Terre, y compris UT1 et la nutation, peut être déterminée à l’aide d’observations géodésiques spatiales, telles que l’interférométrie de base très longue et la télémétrie laser lunaire, tandis que leurs dérivées, désignées par Excès de longueur de jour et taux de nutation, peuvent être dérivées d’observations satellitaires, telles que GPS, GLONASS, Galileo et télémétrie laser par satellite aux satellites géodésiques.
Observations anciennes
Il y a des observations enregistrées d’éclipses solaires et lunaires par des astronomes babyloniens et chinois à partir du 8ème siècle avant notre ère, ainsi que du monde islamique médiéval et ailleurs. Ces observations peuvent être utilisées pour déterminer les changements de rotation de la Terre au cours des 27 derniers siècles, car la longueur du jour est un paramètre critique dans le calcul du lieu et de l’heure des éclipses. Un changement de la longueur du jour de millisecondes par siècle se traduit par un changement d’heures et de milliers de kilomètres dans les observations d’éclipses. Les données anciennes sont cohérentes avec une journée plus courte, ce qui signifie que la Terre tournait plus vite tout au long du passé.
Variabilité cyclique
Environ tous les 25-30 ans, la rotation de la Terre ralentit temporairement de quelques millisecondes par jour, généralement pendant environ 5 ans. 2017 a été la quatrième année consécutive où la rotation de la Terre a ralenti. La cause de cette variabilité n’a pas encore été déterminée.
Origine
La rotation initiale de la Terre était un vestige du moment angulaire initial du nuage de poussière, de roches et de gaz qui a fusionné pour former le Système solaire. Ce nuage primordial était composé d’hydrogène et d’hélium produits lors du Big Bang, ainsi que d’éléments plus lourds éjectés par les supernovas. Comme cette poussière interstellaire est hétérogène, toute asymétrie lors de l’accrétion gravitationnelle a entraîné le moment angulaire de la planète éventuelle.
Cependant, si l’hypothèse de l’impact géant pour l’origine de la Lune est correcte, ce taux de rotation primordial aurait été réinitialisé par l’impact de Theia il y a 4,5 milliards d’années. Indépendamment de la vitesse et de l’inclinaison de la rotation de la Terre avant l’impact, elle aurait connu une journée environ cinq heures après l’impact. Les effets de marée auraient alors ralenti ce taux à sa valeur moderne.
Voir aussi
- ^ Voir Fallexperimente zum Nachweis der Erdotation (article de Wikipédia en allemand).
- ^ Lorsque l’excentricité de la Terre dépasse 0.047 et le périhélie est à un équinoxe ou solstice approprié, une seule période avec un pic équilibre une autre période qui a deux pics.
- ^ Aoki, la source ultime de ces chiffres, utilise le terme « secondes d’UT1 » au lieu de « secondes du temps solaire moyen ».
- ^ On peut établir que les secondes SI s’appliquent à cette valeur en suivant la citation dans « CONSTANTES UTILES » de E. Groten « Paramètres de pertinence commune de l’Astronomie, de la Géodésie et de la Géodynamique » qui stipule que les unités sont des unités SI, à l’exception d’une instance non pertinente pour cette valeur.
- ^ En astronomie, contrairement à la géométrie, 360 ° signifie revenir au même point dans une échelle de temps cyclique, soit un jour solaire moyen ou un jour sidéral pour la rotation sur l’axe de la Terre, soit une année sidérale ou une année tropicale moyenne ou même une année julienne moyenne contenant exactement 365,25 jours pour la révolution autour du Soleil.
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