La rotazione della Terra o rotazione della Terra è la rotazione del pianeta Terra attorno al proprio asse, così come i cambiamenti nell’orientamento dell’asse di rotazione nello spazio. La terra ruota verso est, in movimento progressivo. Visto dalla stella del polo nord Polaris, la Terra gira in senso antiorario.
Il Polo Nord, noto anche come Polo Nord geografico o Polo Nord terrestre, è il punto nell’emisfero settentrionale in cui l’asse di rotazione terrestre incontra la sua superficie. Questo punto è distinto dal Polo magnetico Nord della Terra. Il Polo Sud è l’altro punto in cui l’asse di rotazione terrestre interseca la sua superficie, in Antartide.
La Terra ruota una volta in circa 24 ore rispetto al Sole, ma una volta ogni 23 ore, 56 minuti e 4 secondi rispetto ad altre stelle distanti (vedi sotto). La rotazione della Terra sta rallentando leggermente con il tempo; quindi, un giorno era più breve in passato. Ciò è dovuto agli effetti delle maree che la Luna ha sulla rotazione terrestre. Gli orologi atomici mostrano che un giorno moderno è più lungo di circa 1,7 millisecondi rispetto a un secolo fa, aumentando lentamente la velocità con cui l’UTC viene regolato dai secondi bisestili. L’analisi dei record astronomici storici mostra una tendenza al rallentamento; la durata di un giorno è aumentata di circa 2,3 millisecondi per secolo dall’viii secolo AC. Gli scienziati hanno riferito che nel 2020 la Terra ha iniziato a girare più velocemente, dopo aver costantemente girato più lentamente di 86400 secondi al giorno nei decenni precedenti. Per questo motivo, gli ingegneri di tutto il mondo stanno discutendo un “secondo salto negativo” e altre possibili misure di cronometraggio.
Storia
Tra gli antichi Greci, molti della scuola pitagorica credevano nella rotazione della Terra piuttosto che l’apparente rotazione diurna dei cieli. Forse il primo fu Filolao (470-385 a.C.), anche se il suo sistema era complicato, inclusa una contro-terra che ruotava quotidianamente su un fuoco centrale.
Un quadro più convenzionale è stato sostenuto da Hiceta, Eraclide ed Ecfanto nel IV secolo AC che ha assunto che la Terra ruotava, ma non ha suggerito che la Terra ruotava intorno al Sole. Nel III secolo AC, Aristarco di Samo suggerì il posto centrale del Sole.
Tuttavia, Aristotele nel IV secolo a. C. criticò le idee di Filolao come basate sulla teoria piuttosto che sull’osservazione. Stabilì l’idea di una sfera di stelle fisse che ruotava attorno alla Terra. Questo è stato accettato dalla maggior parte di coloro che sono venuti dopo, in particolare Claudio Tolomeo (2 ° secolo CE), che pensava Terra sarebbe stata devastata da tempeste se ruotato.
Nel 499 d.C., l’astronomo indiano Aryabhata scrisse che la Terra sferica ruota attorno al suo asse ogni giorno, e che il movimento apparente delle stelle è un moto relativo causato dalla rotazione della Terra. Egli ha fornito la seguente analogia: “Proprio come un uomo in una barca che va in una direzione vede le cose stazionarie sulla riva come si muovono nella direzione opposta, nello stesso modo di un uomo a Lanka le stelle fisse sembrano andare verso ovest.”
Nel X secolo, alcuni astronomi musulmani accettarono che la Terra ruotasse attorno al suo asse. Secondo al-Biruni, Abu Sa’id al-Sijzi (†1020 circa) inventò un astrolabio chiamato al-zūraqī basato sull’idea creduta da alcuni dei suoi contemporanei “che il moto che vediamo è dovuto al movimento della Terra e non a quello del cielo. “La prevalenza di questa visione è ulteriormente confermata da un riferimento del 13 ° secolo che afferma: “Secondo i geometri (muhandisīn), la Terra è in costante movimento circolare, e ciò che sembra essere il moto dei cieli è in realtà dovuto al moto della Terra e non alle stelle.”Trattati sono stati scritti per discutere la sua possibilità, sia come confutazioni o esprimere dubbi su argomenti di Tolomeo contro di essa. Negli osservatori di Maragha e Samarcanda, la rotazione terrestre fu discussa da Tusi (n. 1201) e Qushji (n. 1403); gli argomenti e le prove che usarono assomigliano a quelli usati da Copernico.
Nell’Europa medievale, Tommaso d’Aquino accettò la visione di Aristotele e così, a malincuore, fece John Buridan e Nicole Oresme nel XIV secolo. Non fino a quando Niccolò Copernico nel 1543 adottò un sistema mondiale eliocentrico, la comprensione contemporanea della rotazione terrestre cominciò a essere stabilita. Copernico ha sottolineato che se il movimento della Terra è violento, allora il movimento delle stelle deve essere molto di più. Riconobbe il contributo dei Pitagorici e indicò esempi di movimento relativo. Per Copernico questo è stato il primo passo per stabilire il modello più semplice di pianeti che circondano un Sole centrale.
Tycho Brahe, che produsse osservazioni accurate su cui Keplero basò le sue leggi del moto planetario, usò il lavoro di Copernico come base di un sistema che assumeva una Terra stazionaria. Nel 1600, William Gilbert sostenne fortemente la rotazione della Terra nel suo trattato sul magnetismo terrestre e quindi influenzò molti dei suoi contemporanei. Quelli come Gilbert che non sostenevano o rifiutavano apertamente il moto della Terra attorno al Sole sono chiamati “semi-copernicani”. Un secolo dopo Copernico, Riccioli contestò il modello di una Terra rotante a causa della mancanza di deflessioni osservabili verso est nei corpi cadenti; tali deflessioni sarebbero poi state chiamate effetto Coriolis. Tuttavia, i contributi di Keplero, Galileo e Newton raccolsero supporto per la teoria della rotazione della Terra.
Prove empiriche
La rotazione terrestre implica che i rigonfiamenti dell’Equatore e i poli geografici sono appiattiti. Nei suoi Principia, Newton predisse che questo appiattimento si sarebbe verificato nel rapporto di 1:230, e indicò le misure del pendolo prese da Richer nel 1673 come conferma del cambiamento di gravità, ma le misurazioni iniziali delle lunghezze dei meridiani di Picard e Cassini alla fine del xvii secolo suggerivano il contrario. Tuttavia, le misurazioni di Maupertuis e della Missione geodetica francese negli anni 1730 stabilirono l’oblateness della Terra, confermando così le posizioni sia di Newton che di Copernico.
Nel quadro di riferimento rotante della Terra, un corpo che si muove liberamente segue un percorso apparente che devia da quello che seguirebbe in un quadro di riferimento fisso. A causa dell’effetto Coriolis, i corpi cadenti virano leggermente verso est dal filo a piombo verticale sotto il loro punto di rilascio, e i proiettili virano a destra nell’emisfero settentrionale (e a sinistra nel sud) dalla direzione in cui vengono sparati. L’effetto Coriolis è principalmente osservabile su scala meteorologica, dove è responsabile delle direzioni opposte della rotazione del ciclone negli emisferi settentrionale e meridionale (rispettivamente in senso antiorario e orario).
Hooke, a seguito di un suggerimento da Newton nel 1679, ha cercato, senza successo, per verificare il predetto est deviazione di un corpo lasciato cadere da un’altezza di 8,2 metri, ma i risultati definitivi sono stati ottenuti in seguito, alla fine del 18 ° e l’inizio del 19 ° secolo, da Giovanni Battista Guglielmini a Bologna, Johann Friedrich Benzenberg ad Amburgo e Ferdinand Reich in Freiberg, utilizzando più alto di torri e attentamente rilasciato pesi. Una palla caduta da un’altezza di 158,5 m è partita di 27,4 mm dalla verticale rispetto a un valore calcolato di 28,1 mm.
Il test più celebre della rotazione terrestre è il pendolo di Foucault costruito per la prima volta dal fisico Léon Foucault nel 1851, che consisteva in una sfera di ottone piena di piombo sospesa a 67 m dalla cima del Panthéon a Parigi. A causa della rotazione della Terra sotto il pendolo oscillante, il piano di oscillazione del pendolo sembra ruotare ad una velocità a seconda della latitudine. Alla latitudine di Parigi lo spostamento previsto e osservato era di circa 11 gradi in senso orario all’ora. I pendoli di Foucault ora oscillano nei musei di tutto il mondo.
Periodi
Vero giorno solare
Il periodo di rotazione della Terra rispetto al Sole (mezzogiorno solare a mezzogiorno solare) è il suo vero giorno solare o apparente giorno solare. Dipende dal moto orbitale della Terra ed è quindi influenzato dai cambiamenti nell’eccentricità e nell’inclinazione dell’orbita terrestre. Entrambi variano nel corso di migliaia di anni, quindi varia anche la variazione annuale del vero giorno solare. Generalmente, è più lungo del giorno solare medio durante due periodi dell’anno e più breve durante altri due. Il vero giorno solare tende ad essere più lungo vicino al perielio quando il Sole si muove apparentemente lungo l’eclittica attraverso un angolo maggiore del solito, impiegando circa 10 secondi in più per farlo. Al contrario, è circa 10 secondi più breve vicino all’afelio. È circa 20 secondi più lungo vicino a un solstizio quando la proiezione del moto apparente del Sole lungo l’eclittica sull’equatore celeste fa sì che il Sole si muova attraverso un angolo maggiore del solito. Al contrario, vicino a un equinozio la proiezione sull’equatore è più breve di circa 20 secondi. Attualmente, gli effetti del perielio e del solstizio si combinano per allungare il vero giorno solare vicino al 22 dicembre di 30 secondi solari medi, ma l’effetto solstizio è parzialmente annullato dall’effetto afelio vicino al 19 giugno quando è solo 13 secondi più lungo. Gli effetti degli equinozi lo accorciano vicino a 26 marzo e 16 settembre di 18 secondi e 21 secondi, rispettivamente.
Giorno solare medio
La media del vero giorno solare nel corso di un intero anno è il giorno solare medio, che contiene 86400 secondi solari medi. Attualmente, ciascuno di questi secondi è leggermente più lungo di un secondo SI perché il giorno solare medio della Terra è ora leggermente più lungo di quanto non fosse durante il 19 ° secolo a causa dell’attrito delle maree. La durata media del giorno solare medio dall’introduzione del secondo bisestile nel 1972 è stata di circa 0-2 ms più lunga di 86400 SI secondi. Le fluttuazioni casuali dovute all’accoppiamento nucleo-mantello hanno un’ampiezza di circa 5 ms. Il secondo solare medio tra il 1750 e il 1892 fu scelto nel 1895 da Simon Newcomb come unità di tempo indipendente nelle sue Tavole del Sole. Queste tabelle sono state utilizzate per calcolare le effemeridi del mondo tra il 1900 e il 1983, quindi questa seconda divenne nota come seconda effemeride. Nel 1967 il secondo SI è stato reso uguale al secondo effemeridi.
Il tempo solare apparente è una misura della rotazione terrestre e la differenza tra esso e il tempo solare medio è nota come equazione del tempo.
Giorno stellare e siderale
Il periodo di rotazione della Terra rispetto al Quadro di riferimento Celeste Internazionale, chiamato il suo giorno stellare dall’International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), è 86 164.098 903 691 secondi di tempo solare medio (UT1) (23h 56m 4.098903691 s, 0.99726966323716 giorni solari medi). Il periodo di rotazione della Terra rispetto all’equinozio di primavera medio di precessione, chiamato giorno siderale, è 86164,09053083288 secondi di tempo solare medio (UT1) (23h 56m 4,09053083288 s, 0,99726956632908 giorni solari medi). Pertanto, il giorno siderale è più corto del giorno stellare di circa 8,4 ms.
Sia il giorno stellare che il giorno siderale sono più brevi del giorno solare medio di circa 3 minuti e 56 secondi. Questo è il risultato della rotazione della Terra di 1 rotazione aggiuntiva, rispetto al telaio di riferimento celeste, mentre orbita attorno al Sole (quindi 366,25 rotazioni/y). Il giorno solare medio in secondi SI è disponibile dall’IERS per i periodi 1623-2005 e 1962-2005.
Recentemente (1999-2010) la durata media annuale del giorno solare medio superiore a 86400 SI secondi è variata tra 0.25 ms e 1 ms, che devono essere aggiunti sia ai giorni stellari che siderali dati in tempo solare medio sopra per ottenere le loro lunghezze in SI secondi (vedi Fluttuazioni nella lunghezza del giorno).
Velocità angolare
La velocità angolare della rotazione terrestre nello spazio inerziale è (7,2921150 ± 0,0000001)×10-5 radianti per SI secondo. Moltiplicando per (180 °/π radianti) × (86.400 secondi/giorno) si ottengono 360,9856° / giorno, indicando che la Terra ruota di più di 360 ° rispetto alle stelle fisse in un giorno solare. Il movimento della Terra lungo la sua orbita quasi circolare mentre ruota una volta attorno al suo asse richiede che la Terra ruoti leggermente più di una volta rispetto alle stelle fisse prima che il Sole medio possa passare di nuovo in testa, anche se ruota solo una volta (360°) rispetto al Sole medio. Moltiplicando il valore in rad / s per il raggio equatoriale terrestre di 6.378.137 m (WGS84 ellissoide) (fattori di 2π radianti necessari per entrambi annullare) produce una velocità equatoriale di 465,10 metri al secondo (1.674, 4 km/h). Alcune fonti affermano che la velocità equatoriale della Terra è leggermente inferiore, o 1.669, 8 km/h. Ciò si ottiene dividendo la circonferenza equatoriale della Terra per 24 ore. Tuttavia, l’uso del giorno solare non è corretto; deve essere il giorno siderale, quindi l’unità di tempo corrispondente deve essere un’ora siderale. Ciò è confermato moltiplicando per il numero di giorni siderali in un giorno solare medio, 1.002 737 909 350 795, che produce la velocità equatoriale in ore solari medie sopra indicate di 1.674, 4 km/h.
La velocità tangenziale della rotazione terrestre in un punto della Terra può essere approssimata moltiplicando la velocità all’equatore per il coseno della latitudine. Ad esempio, il Kennedy Space Center si trova alla latitudine 28,59° N, che produce una velocità di: cos(28,59°) × 1674,4 km/h = 1470,2 km/h. La latitudine è una considerazione di posizionamento per gli spazioporti.
Il picco del vulcano Cayambe è il punto della superficie terrestre più lontano dal suo asse; quindi, consente di ruotare il più veloce come gira la Terra.
Modifiche
In asse di rotazione
L’asse di rotazione terrestre si muove rispetto alle stelle fisse (spazio inerziale); le componenti di questo movimento sono la precessione e la nutazione. Si muove anche rispetto alla crosta terrestre; questo è chiamato movimento polare.
La precessione è una rotazione dell’asse di rotazione terrestre, causata principalmente da coppie esterne dalla gravità del Sole, della Luna e di altri corpi. Il movimento polare è dovuto principalmente alla nutazione del nucleo libero e all’oscillazione del Chandler.
In velocità di rotazione
Interazioni delle maree
Nel corso di milioni di anni, la rotazione della Terra è stata rallentata significativamente dall’accelerazione delle maree attraverso interazioni gravitazionali con la Luna. Quindi il momento angolare viene lentamente trasferito alla Luna ad una velocità proporzionale a r-6 {\displaystyle r ^ {-6}} 
Questa decelerazione rotazionale graduale è documentata empiricamente da stime di lunghezze giornaliere ottenute da osservazioni di ritmiti di marea e stromatoliti; una raccolta di queste misurazioni ha rilevato che la lunghezza del giorno è aumentata costantemente da circa 21 ore a 600 Myr fa all’attuale valore di 24 ore. Contando la lamina microscopica che si forma alle maree più alte, le frequenze di marea (e quindi le lunghezze dei giorni) possono essere stimate, proprio come il conteggio degli anelli degli alberi, anche se queste stime possono essere sempre più inaffidabili in età avanzata.
Stabilizzazione risonante
L’attuale tasso di decelerazione delle maree è anomalo, il che implica che la velocità di rotazione della Terra deve essere diminuita più lentamente in passato. I dati empirici mostrano provvisoriamente un forte aumento della decelerazione rotazionale circa 600 Myr fa. Alcuni modelli suggeriscono che la Terra ha mantenuto una durata giornaliera costante di 21 ore in gran parte del Precambriano. Questa lunghezza del giorno corrisponde al periodo di risonanza semidiurnale della marea atmosferica termicamente guidata; a questa lunghezza del giorno, la coppia lunare decelerativa potrebbe essere stata annullata da una coppia accelerativa della marea atmosferica, con conseguente assenza di coppia netta e un periodo di rotazione costante. Questo effetto stabilizzante potrebbe essere stato interrotto da un improvviso cambiamento della temperatura globale. Recenti simulazioni computazionali supportano questa ipotesi e suggeriscono che le glaciazioni marinoane o sturziane hanno rotto questa configurazione stabile circa 600 Myr fa; i risultati simulati concordano abbastanza strettamente con i dati paleorotazionali esistenti.
Eventi globali
Alcuni recenti eventi su larga scala, come il terremoto dell’Oceano Indiano del 2004, hanno causato l’accorciamento della durata di un giorno di 3 microsecondi riducendo il momento di inerzia della Terra. Il rimbalzo post-glaciale, in corso dall’ultima era glaciale, sta anche cambiando la distribuzione della massa terrestre, influenzando così il momento di inerzia della Terra e, con la conservazione del momento angolare, il periodo di rotazione della Terra.
La durata della giornata può anche essere influenzata dalle strutture artificiali. Ad esempio, gli scienziati della NASA hanno calcolato che l’acqua immagazzinata nella diga delle Tre Gole ha aumentato la lunghezza della Giornata terrestre di 0,06 microsecondi a causa dello spostamento della massa.
Misurazione
Il monitoraggio primario della rotazione terrestre viene eseguito mediante interferometria di base molto lunga coordinata con il Global Positioning System, il laser ranging satellitare e altre tecniche di geodesia satellitare. Ciò fornisce un riferimento assoluto per la determinazione del tempo universale, della precessione e della nutazione.Il valore assoluto della rotazione terrestre tra cui UT1 e nutazione può essere determinato utilizzando osservazioni geodetiche spaziali, come l’interferometria di base molto lunga e il laser lunare che vanno, mentre i loro derivati, indicati come eccesso di lunghezza del giorno e tassi di nutazione possono essere derivati da osservazioni satellitari, come GPS, GLONASS, Galileo e laser satellitare che vanno ai satelliti geodetici.
Osservazioni antiche
Ci sono osservazioni registrate di eclissi solari e lunari da astronomi babilonesi e cinesi a partire dall’viii secolo AC, così come dal mondo islamico medievale e altrove. Queste osservazioni possono essere utilizzate per determinare i cambiamenti nella rotazione della Terra negli ultimi 27 secoli, poiché la lunghezza del giorno è un parametro critico nel calcolo del luogo e del tempo delle eclissi. Un cambiamento nella lunghezza del giorno di millisecondi per secolo si presenta come un cambiamento di ore e migliaia di chilometri nelle osservazioni di eclissi. I dati antichi sono coerenti con un giorno più breve, il che significa che la Terra stava girando più velocemente in tutto il passato.
Variabilità ciclica
Circa ogni 25-30 anni La rotazione terrestre rallenta temporaneamente di alcuni millisecondi al giorno, di solito della durata di circa 5 anni. 2017 è stato il quarto anno consecutivo che la rotazione della Terra ha rallentato. La causa di questa variabilità non è stata ancora determinata.
Origine
La rotazione originale della Terra era una traccia del momento angolare originale della nube di polvere, rocce e gas che si fusero per formare il Sistema Solare. Questa nube primordiale era composta da idrogeno ed elio prodotti nel Big Bang, oltre a elementi più pesanti espulsi dalle supernove. Poiché questa polvere interstellare è eterogenea, qualsiasi asimmetria durante l’accrescimento gravitazionale ha provocato il momento angolare dell’eventuale pianeta.
Tuttavia, se l’ipotesi di impatto gigante per l’origine della Luna è corretta, questa velocità di rotazione primordiale sarebbe stata azzerata dall’impatto di Theia 4,5 miliardi di anni fa. Indipendentemente dalla velocità e dall’inclinazione della rotazione terrestre prima dell’impatto, avrebbe vissuto un giorno circa cinque ore dopo l’impatto. Gli effetti delle maree avrebbero quindi rallentato questo tasso al suo valore moderno.
Vedi anche
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- ^ Quando l’eccentricità della Terra supera 0.047 e il perielio è a un equinozio o solstizio appropriato, solo un periodo con un picco bilancia un altro periodo che ha due picchi.
- ^ Aoki, la fonte ultima di queste cifre, usa il termine “secondi di UT1” invece di “secondi di tempo solare medio”.
- ^ Si può stabilire che i secondi SI si applicano a questo valore seguendo la citazione in “COSTANTI UTILI” di E. Groten “Parametri di rilevanza comune di Astronomia, geodesia e geodinamica” che afferma che le unità sono unità SI, ad eccezione di un’istanza non rilevante per questo valore.
- ^ In astronomia, a differenza della geometria, 360° significa tornare allo stesso punto in una scala temporale ciclica, o un giorno solare medio o un giorno siderale per la rotazione sull’asse terrestre, o un anno siderale o un anno tropicale medio o anche un anno giuliano medio contenente esattamente 365,25 giorni per la rivoluzione attorno al Sole.
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