Uma animação da rotação da Terra em torno do planeta eixo

Esta longa exposição de fotografia do norte do céu noturno acima do Himalaia Nepalês mostra a aparente caminhos das estrelas como a Terra gira.

rotação da Terra fotografada pela DSCOVR EPIC em 29 de Maio de 2016, algumas semanas antes do solstício.

a rotação da terra ou rotação da Terra é a rotação do planeta Terra em torno de seu próprio eixo, bem como mudanças na orientação do eixo de rotação no espaço. A Terra gira para o leste, em movimento progressivo. Visto da Estrela Polaris do Pólo Norte, a Terra gira no sentido anti-horário.O Pólo Norte, também conhecido como Pólo Norte Geográfico ou Pólo Norte terrestre, é o ponto no hemisfério norte onde o eixo de rotação da Terra encontra sua superfície. Este ponto é distinto do pólo magnético Norte da Terra. O Pólo Sul é o outro ponto onde o eixo de rotação da Terra cruza sua superfície, na Antártica.A Terra gira uma vez em cerca de 24 horas em relação ao sol, mas uma vez a cada 23 horas, 56 minutos e 4 segundos em relação a outras estrelas distantes (veja abaixo). A rotação da terra está diminuindo ligeiramente com o tempo; assim, um dia foi mais curto no passado. Isso se deve aos efeitos das marés que a Lua tem na rotação da Terra. Os relógios atômicos mostram que um dia moderno é mais longo em cerca de 1,7 milissegundos do que há um século, aumentando lentamente a taxa na qual o UTC é ajustado por segundos bissextos. A análise de registros astronômicos históricos mostra uma tendência de desaceleração; a duração de um dia aumentou cerca de 2,3 milissegundos por século desde o século VIII aC. Os cientistas relataram que em 2020 a terra começou a girar mais rápido, depois de girar consistentemente mais devagar do que 86.400 segundos por dia nas décadas anteriores. Por causa disso, engenheiros em todo o mundo estão discutindo um “segundo salto negativo” e outras possíveis medidas de cronometragem.

história

entre os gregos antigos, vários Da Escola Pitagórica acreditavam na rotação da terra em vez da aparente rotação Diurna dos céus. Talvez o primeiro tenha sido Philolaus (470-385 aC), embora seu sistema fosse complicado, incluindo uma contra-Terra girando diariamente sobre um incêndio central.Uma imagem mais convencional foi apoiada por Hicetas, Heráclides e Ecfanto no século IV aC, que presumiu que a Terra girava, mas não sugeriu que a Terra girasse em torno do sol. No século III aC, Aristarco de Samos sugeriu o lugar central do sol.No entanto, Aristóteles no século IV aC criticou as idéias de Filolau como sendo baseadas na teoria e não na observação. Ele estabeleceu a ideia de uma esfera de estrelas fixas que girava sobre a Terra. Isso foi aceito pela maioria dos que vieram depois, em particular Claudius Ptolomeu (século 2 DC), que pensou que a terra seria devastada por gales se girasse.Em 499 DC, o astrônomo Indiano Aryabhata escreveu que a Terra esférica gira em torno de seu eixo diariamente, e que o movimento aparente das estrelas é um movimento relativo causado pela rotação da Terra. Ele forneceu a seguinte analogia: “assim como um homem em um barco indo em uma direção vê o estacionário coisas no banco como se movendo na direção oposta, da mesma forma que para um homem na Lanka estrelas fixas parecem estar indo para o oeste.No século 10, alguns astrônomos muçulmanos aceitaram que a Terra gira em torno de seu eixo. De acordo com al-Biruni, Abu sa’id al-Sijzi (d. por volta de 1020) inventou um astrolábio chamado al-zūraqī baseado na idéia considerado por alguns de seus contemporâneos “que o movimento que vemos é devido ao movimento da Terra, e não a do céu.”A prevalência deste ponto de vista é confirmado por uma referência a partir do século 13, que afirma: “de Acordo com o geometers (muhandisīn), a Terra está em constante movimento circular, e o que parece ser o movimento do céu é, na verdade, devido ao movimento da Terra e não as estrelas.”Tratados foram escritos para discutir sua possibilidade, seja como refutações ou expressando dúvidas sobre os argumentos de Ptolomeu contra ela. Nos observatórios Maragha e Samarkand, a rotação da terra foi discutida por Tusi (n. 1201) e Qushji (n. 1403); os argumentos e evidências que eles usaram se assemelham aos usados por Copérnico. Na Europa medieval, Tomás de Aquino aceitou a visão de Aristóteles e assim, relutantemente, fez John Buridan e Nicole Oresme no século XIV. Somente quando Nicolau Copérnico, em 1543, adotou um sistema mundial heliocêntrico, a compreensão contemporânea da rotação da Terra começou a ser estabelecida. Copérnico apontou que, se o movimento da Terra é violento, então o movimento das Estrelas deve ser muito mais. Ele reconheceu a contribuição dos pitagóricos e apontou exemplos de movimento relativo. Para Copérnico, este foi o primeiro passo para estabelecer o padrão mais simples de planetas circulando um sol central.Tycho Brahe, que produziu observações precisas sobre as quais Kepler baseou suas leis do movimento planetário, usou o trabalho de Copérnico como base de um sistema assumindo uma terra estacionária. Em 1600, William Gilbert apoiou fortemente a rotação da terra em seu Tratado sobre o magnetismo da terra e, assim, influenciou muitos de seus contemporâneos. Aqueles como Gilbert que não apoiaram ou rejeitaram abertamente o movimento da terra sobre o sol são chamados de “semi-Copernicanos”. Um século depois de Copérnico, Riccioli contestou o modelo de uma terra rotativa devido à falta de deflexões então observáveis para o leste em corpos em queda; tais deflexões seriam mais tarde chamadas de efeito Coriolis. No entanto, as contribuições de Kepler, Galileu e Newton reuniram apoio para a teoria da rotação da Terra.

testes empíricos

a rotação da Terra implica que as protuberâncias do equador e os pólos geográficos são achatados. Em seu Principia, Newton previu que esse achatamento ocorreria na proporção de 1:230, e apontou para as medições do pêndulo tomadas por Richer em 1673 como corroboração da mudança na gravidade, mas as medições iniciais dos comprimentos dos meridianos de Picard e Cassini no final do século 17 sugeriram o oposto. No entanto, as medições de Maupertuis e da missão geodésica francesa na década de 1730 estabeleceram a oblateza da Terra, confirmando assim as posições de Newton e Copérnico.No quadro de referência rotativo da terra, um corpo em movimento livre segue um caminho aparente que se desvia daquele que seguiria em um quadro fixo de referência. Por causa do efeito Coriolis, os corpos em queda se desviam ligeiramente para o leste da linha de prumo vertical abaixo de seu ponto de liberação, e os projéteis se desviam para a direita no hemisfério norte (e à esquerda no sul) da Direção em que são disparados. O efeito Coriolis é observável principalmente em uma escala meteorológica, onde é responsável pelas direções opostas de rotação do ciclone nos hemisférios norte e Sul (no sentido anti-horário e no sentido horário, respectivamente).

Hooke, seguindo uma sugestão de Newton, em 1679, tentou, sem sucesso, para verificar o previsto para o oriente desvio de um corpo caiu de uma altura de 8.2 metros, mas definitivo resultados foram obtidos mais tarde, no final do século 18 e início do século 19, por Giovanni Battista Guglielmini, em Bolonha, Johann Friedrich Benzenberg em Hamburgo, e Ferdinand Reich, em Freiberg, usando mais alto de torres e cuidadosamente lançado pesos. Uma bola caiu de uma altura de 158,5 m partiu em 27,4 mm da vertical em comparação com um valor calculado de 28,1 mm.O teste mais célebre da rotação da Terra é o pêndulo de Foucault construído pela primeira vez pelo físico Léon Foucault em 1851, que consistia em uma esfera de latão cheia de chumbo suspensa a 67 m do topo do Panteão em Paris. Devido à rotação da Terra Sob O pêndulo oscilante, O plano de oscilação do pêndulo parece girar a uma taxa dependendo da latitude. Na latitude de Paris, o deslocamento previsto e observado foi de cerca de 11 graus no sentido horário por hora. Os pêndulos de Foucault agora oscilam em museus ao redor do mundo.

períodos

círculos estrelados se estendem ao redor do Pólo celeste Sul, Vistos no alto do Observatório de La Silla do ESO.

solar Verdadeiro dia

período de rotação da Terra em relação ao Sol (meio-dia solar ao meio-dia solar) é o seu dia solar verdadeiro ou aparente dia solar. Depende do movimento orbital da terra e, portanto, é afetado por mudanças na excentricidade e inclinação da órbita da Terra. Ambos variam ao longo de milhares de anos, então a variação anual do verdadeiro dia solar também varia. Geralmente, é mais longo do que o dia solar médio durante dois períodos do ano e mais curto durante outros dois. O verdadeiro dia solar tende a ser mais longo perto do periélio quando o sol aparentemente se move ao longo da eclíptica através de um ângulo maior do que o normal, levando cerca de 10 segundos a mais para fazê-lo. Por outro lado, é cerca de 10 segundos mais curto perto do afélio. É cerca de 20 segundos mais longo perto de um solstício quando a projeção do movimento aparente do sol ao longo da eclíptica para o equador celeste faz com que o sol se mova através de um ângulo maior do que o habitual. Por outro lado, perto de um equinócio, a projeção para o Equador é mais curta em cerca de 20 segundos. Atualmente, os efeitos do periélio e do solstício se combinam para alongar o verdadeiro dia solar perto de 22 de dezembro em 30 segundos solares médios, mas o efeito do solstício é parcialmente cancelado pelo efeito do afélio perto de 19 de junho, quando é apenas 13 segundos a mais. Os efeitos dos equinócios o encurtam perto de 26 de março e 16 de setembro em 18 segundos e 21 segundos, respectivamente.

dia solar médio

a média do verdadeiro dia solar durante o curso de um ano inteiro é o dia solar médio, que contém 86400 segundos solares médios. Atualmente, cada um desses segundos é um pouco mais longo do que um segundo SI porque o dia solar médio da Terra é agora um pouco mais longo do que era durante o século 19 devido ao atrito das marés. A duração média do dia solar médio desde a introdução do segundo bissexto em 1972 foi de cerca de 0 a 2 ms a mais de 86400 segundos SI. Flutuações aleatórias devido ao acoplamento núcleo-manto têm uma amplitude de cerca de 5 ms. O segundo solar médio entre 1750 e 1892 foi escolhido em 1895 por Simon Newcomb como a unidade independente de tempo em suas mesas do sol. Essas tabelas foram usadas para calcular as efemérides do mundo entre 1900 e 1983, então esta segunda ficou conhecida como a segunda efeméride. Em 1967, o SI second foi igual ao ephemeris second.O tempo solar aparente é uma medida da rotação da terra e a diferença entre ele e o tempo solar médio é conhecida como a equação do tempo.

dia estelar e sideral

em um planeta prograde como a terra, o dia estelar é mais curto que o dia solar. No momento 1, O Sol e uma certa estrela distante estão ambos no alto. No momento 2, o planeta girou 360° e a estrela distante está no alto novamente, mas o sol não está (1→2 = Um dia estelar). Não é até um pouco mais tarde, no tempo 3, que o sol está em cima novamente (1→3 = um dia solar).

o período de rotação da terra em relação ao quadro de referência Celestial internacional, chamado de dia estelar pelo International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), é de 86 164.098 903 691 segundos de tempo solar médio (UT1) (23h 56m 4.098903691 s, 0.99726966323716 dias solares médios). O período de rotação da terra em relação ao equinócio vernal médio precessing, chamado dia sideral, é 86164.09053083288 segundos de tempo solar médio (UT1) (23h 56m 4.09053083288 s, 0.99726956632908 dias solares médios). Assim, o dia sideral é mais curto que o dia estelar em cerca de 8,4 ms.Tanto o dia estelar quanto o dia sideral são mais curtos do que o dia solar médio em cerca de 3 minutos e 56 segundos. Este é um resultado da terra girando 1 rotação adicional, em relação ao quadro de referência celestial, Pois orbita o sol (então 366,25 rotações/y). O dia solar médio em segundos SI está disponível no IERS para os períodos 1623-2005 e 1962-2005.

recentemente (1999-2010) a duração média anual do dia solar médio superior a 86400 segundos SI variou entre 0.25 ms e 1 ms, que devem ser adicionados aos dias estelares e siderais dados em tempo solar médio acima para obter seus comprimentos em segundos SI (ver flutuações na duração do dia).

velocidade Angular

Lote de latitude vs velocidade tangencial. A linha tracejada mostra o exemplo do Centro Espacial Kennedy. A linha dot-dash denota velocidade típica de cruzeiro de avião.

A velocidade angular de rotação da Terra no espaço inercial é (7.2921150 ± 0.0000001)×10-5 radianos por SI segundo. Multiplicando por (180°/π radianos) × (86.400 segundos/dia) produz 360.9856 °/dia, indicando que a Terra gira 360° em relação às estrelas fixas em um dia solar. O movimento da terra ao longo de sua órbita quase circular enquanto gira uma vez em torno de seu eixo requer que a Terra gire um pouco mais de uma vez em relação às estrelas fixas antes que o sol médio possa passar por cima novamente, embora gire apenas uma vez (360°) em relação ao sol médio. Multiplicar o valor em rad / s pelo raio equatorial da terra de 6.378.137 m (elipsóide WGS84) (fatores de 2π radianos necessários para ambos cancelar) produz uma velocidade equatorial de 465,10 metros por segundo (1.674, 4 km/h). Algumas fontes afirmam que a velocidade equatorial da Terra é um pouco menor, ou 1.669, 8 km/h. Isso é obtido dividindo a circunferência equatorial da terra por 24 horas. No entanto, o uso do dia solar está incorreto; deve ser o dia sideral, portanto, a unidade de tempo correspondente deve ser uma hora sideral. Isso é confirmado multiplicando-se pelo número de dias siderais em um dia solar médio, 1.002 737 909 350 795, que produz a velocidade equatorial em horas solares médias dadas acima de 1.674, 4 km/h.

a velocidade tangencial da rotação da terra em um ponto da terra pode ser aproximada multiplicando a velocidade no Equador pelo cosseno da latitude. Por exemplo, o Centro Espacial Kennedy está localizado na latitude 28,59° N, o que produz uma velocidade de: cos(28,59°) × 1674,4 km/h = 1470,2 km/h. Latitude é uma consideração de colocação para espaçoportos.

Comparação de Terra maior elevação (verde) com os pontos mais distantes do seu eixo (rosa) e a partir de seu centro (azul) – sem escala

O pico do vulcão Cayambe é o ponto da superfície da Terra mais distante de seu eixo; assim, ele gira mais rápido enquanto a Terra gira.

alterações

a inclinação axial da Terra é de cerca de 23,4°. Ele oscila entre 22,1° e 24,5° em um ciclo de 41.000 anos e atualmente está diminuindo.

em eixo rotacional

artigo principal: O eixo de rotação da terra se move em relação às estrelas fixas (espaço inercial); os componentes desse movimento são precessão e nutação. Ele também se move em relação à crosta terrestre; isso é chamado de movimento polar.Precessão é uma rotação do eixo de rotação da Terra, causada principalmente por torques externos da gravidade do Sol, Lua e outros corpos. O movimento polar é principalmente devido à nutação do núcleo livre e à oscilação de Chandler.

em velocidade de rotação

artigos principais: Flutuações da duração do dia e ΔT (cronometragem)

interações das marés

ao longo de milhões de anos, a rotação da terra foi desacelerada significativamente pela aceleração das marés por meio de interações gravitacionais com a lua. Assim, o momento angular é lentamente transferido para a Lua, a uma taxa proporcional a r − 6 {\displaystyle r^{-6}} , onde r {\displaystyle r} é o raio orbital da Lua. Este processo aumentou gradualmente a duração do dia para o seu valor atual, e resultou na Lua ser tidally bloqueado com a Terra.

esta desaceleração rotacional gradual é empiricamente documentada por estimativas de comprimentos de dia obtidas a partir de observações de ritmites de maré e estromatólitos; uma compilação dessas medidas descobriu que a duração do dia aumentou constantemente de cerca de 21 horas a 600 Mir atrás para o valor atual de 24 horas. Contando a lâmina microscópica que se forma em marés mais altas, as frequências das marés (e, portanto, os comprimentos dos dias) podem ser estimadas, assim como a contagem de anéis de árvores, Embora essas estimativas possam ser cada vez mais não confiáveis em idades mais avançadas.

estabilização ressonante

uma história simulada da duração do Dia da Terra, representando um evento ressonante-estabilizador ao longo da era pré-cambriana.

a taxa atual de desaceleração das marés é anormalmente alta, o que implica que a velocidade de rotação da terra deve ter diminuído mais lentamente no passado. Dados empíricos mostram provisoriamente um aumento acentuado na desaceleração rotacional cerca de 600 Myr atrás. Alguns modelos sugerem que a Terra manteve uma duração de dia constante de 21 horas durante grande parte do Pré-Cambriano. Este comprimento do dia corresponde ao período ressonante semidiurnal da maré atmosférica termicamente acionada; neste Comprimento do dia, o torque lunar desacelerativo poderia ter sido cancelado por um torque acelerativo da maré atmosférica, resultando em nenhum torque líquido e um período rotacional constante. Esse efeito estabilizador poderia ter sido quebrado por uma mudança repentina na temperatura global. Simulações computacionais recentes apóiam essa hipótese e sugerem que as glaciações Marinoan ou Sturtian quebraram essa configuração estável há cerca de 600 milhões; os resultados simulados concordam bastante com os dados paleorotacionais existentes.

eventos globais

desvio da duração do dia do dia baseado em SI

alguns eventos recentes em grande escala, como o terremoto no Oceano Índico de 2004, fizeram com que a duração de um dia diminuísse em 3 microssegundos, reduzindo o momento de inércia da Terra. A recuperação pós-glacial, em curso desde a última Idade do gelo, também está mudando a distribuição da massa da Terra, afetando assim o momento de inércia da terra e, pela conservação do momento angular, o período de rotação da Terra.

a duração do dia também pode ser influenciada por estruturas artificiais. Por exemplo, cientistas da NASA calcularam que a água armazenada na Barragem das Três Gargantas aumentou a duração do Dia da terra em 0,06 microssegundos devido à mudança de massa.

medição

Veja Também: Tempo Universal § medição

o monitoramento primário da rotação da Terra é realizado por interferometria de linha de base muito longa coordenada com o sistema de Posicionamento Global, raio laser de satélite e outras técnicas de Geodésia por satélite. Isso fornece uma referência absoluta para a determinação do Tempo universal, precessão e nutação.O valor absoluto da rotação da Terra, incluindo UT1 e nutation, pode ser determinado usando observações geodésicas espaciais, como interferometria de linha de base muito longa e alcance do laser Lunar, enquanto seus derivados, denotados como excesso de comprimento de dia e taxas de nutação podem ser derivados de observações de satélite, como GPS, GLONASS, Galileo e laser de satélite variando para satélites geodésicos.

observações antigas

há observações registradas de eclipses solares e lunares por astrônomos babilônicos e chineses a partir do século 8 AC, bem como do mundo islâmico medieval e em outros lugares. Essas observações podem ser usadas para determinar mudanças na rotação da terra nos últimos 27 séculos, uma vez que a duração do dia é um parâmetro crítico no cálculo do local e da hora dos eclipses. Uma mudança na duração do dia de milissegundos por século aparece como uma mudança de horas e milhares de quilômetros nas observações do eclipse. Os dados antigos são consistentes com um dia mais curto, o que significa que a terra estava se tornando mais rápida ao longo do passado.

variabilidade cíclica

em torno de cada 25-30 anos a rotação da Terra diminui temporariamente em alguns milissegundos por dia, geralmente com duração de cerca de 5 anos. 2017 foi o quarto ano consecutivo em que a rotação da Terra diminuiu. A causa dessa variabilidade ainda não foi determinada.

origem

uma representação artística do disco protoplanetário.

a rotação original da Terra era um vestígio do momento angular original da nuvem de poeira, rochas e gás que se fundiu para formar o Sistema Solar. Esta nuvem primordial era composta de hidrogênio e hélio produzidos no Big Bang, bem como elementos mais pesados ejetados por supernovas. Como essa poeira interestelar é heterogênea, qualquer assimetria durante a acreção gravitacional resultou no momento angular do eventual planeta.No entanto, se a hipótese de impacto gigante para a origem da lua estiver correta, essa taxa de rotação primordial teria sido redefinida pelo impacto Theia há 4,5 bilhões de anos. Independentemente da velocidade e inclinação da rotação da Terra antes do impacto, teria experimentado um dia cerca de cinco horas após o impacto. Os efeitos das marés teriam então desacelerado essa taxa para seu valor moderno.

Ver também

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2. ^ quando a excentricidade da terra excede 0.047 e periélio está em um equinócio ou solstício apropriado, apenas um período com um pico equilibra outro período que tem dois picos. ^ Aoki, a fonte final dessas figuras, usa o termo “segundos de UT1” em vez de “segundos de tempo solar médio”.
3. ^ pode-se estabelecer que os segundos SI se aplicam a esse valor seguindo a citação em “constantes úteis” para E. Groten “Parâmetros de relevância comum da astronomia, Geodésia e Geodinâmica”, que afirma que as unidades são unidades SI, exceto por uma instância não relevante para esse valor. ^ Em astronomia, ao contrário da geometria, 360° significa retornar ao mesmo ponto em alguma escala de tempo cíclica, seja um dia solar médio ou um dia sideral para rotação no eixo da terra, ou um ano sideral ou um ano tropical médio ou mesmo um ano Juliano médio contendo exatamente 365,25 dias para revolução ao redor do sol.

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