La rotación de la Tierra o giro de la Tierra es la rotación del planeta Tierra alrededor de su propio eje, así como los cambios en la orientación del eje de rotación en el espacio. La tierra gira hacia el este, en movimiento progresivo. Como se ve desde la estrella Polar del polo norte, la Tierra gira en sentido contrario a las agujas del reloj.
El Polo Norte, también conocido como Polo Norte Geográfico o Polo Norte Terrestre, es el punto en el Hemisferio Norte donde el eje de rotación de la Tierra se encuentra con su superficie. Este punto es distinto del Polo Norte Magnético de la Tierra. El Polo Sur es el otro punto donde el eje de rotación de la Tierra se cruza con su superficie, en la Antártida.
La Tierra gira una vez cada 24 horas con respecto al Sol, pero una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos con respecto a otras estrellas distantes (véase más abajo). La rotación de la Tierra se está desacelerando ligeramente con el tiempo; por lo tanto, un día era más corto en el pasado. Esto se debe a los efectos de marea que la Luna tiene en la rotación de la Tierra. Los relojes atómicos muestran que un día moderno es más largo en aproximadamente 1,7 milisegundos que hace un siglo, aumentando lentamente la velocidad a la que UTC se ajusta por segundos intercalares. El análisis de los registros astronómicos históricos muestra una tendencia a la desaceleración;la duración de un día aumentó aproximadamente 2,3 milisegundos por siglo desde el siglo VIII a. C. Los científicos informaron que en 2020 la Tierra comenzó a girar más rápido, después de girar constantemente más lento que 86400 segundos por día en las décadas anteriores. Debido a eso, los ingenieros de todo el mundo están discutiendo un «segundo salto negativo» y otras posibles medidas de cronometraje.
Historia
Entre los antiguos griegos, varios de la escuela pitagórica creían en la rotación de la Tierra en lugar de la aparente rotación diurna de los cielos. Quizás el primero fue Filolao (470-385 a. C.), aunque su sistema era complicado, incluyendo una contra-tierra que giraba diariamente alrededor de un incendio central.
Una imagen más convencional fue apoyada por Hicetas, Heraclides y Ecfanto en el siglo IV a. C., quienes asumieron que la Tierra giraba, pero no sugirieron que la Tierra girara alrededor del Sol. En el siglo III a. C., Aristarco de Samos sugirió el lugar central del Sol.
Sin embargo, Aristóteles en el siglo IV a.C. criticó las ideas de Filolao por estar basadas en la teoría en lugar de la observación. Estableció la idea de una esfera de estrellas fijas que giraban alrededor de la Tierra. Esto fue aceptado por la mayoría de los que vinieron después, en particular Claudio Ptolomeo (siglo II d.C.), quien pensó que la Tierra sería devastada por los vendavales si giraba.
En el año 499 d. C., el astrónomo indio Aryabhata escribió que la Tierra esférica gira alrededor de su eje diariamente, y que el movimiento aparente de las estrellas es un movimiento relativo causado por la rotación de la Tierra. Proporcionó la siguiente analogía: «Así como un hombre en un barco que va en una dirección ve las cosas estacionarias en la orilla moviéndose en la dirección opuesta, de la misma manera que un hombre en Lanka, las estrellas fijas parecen ir hacia el oeste.»
En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra gira alrededor de su eje. Según al-Biruni, Abu Sa’id al-Sijzi (m. alrededor de 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea que algunos de sus contemporáneos creían «que el movimiento que vemos se debe al movimiento de la Tierra y no al del cielo.»La prevalencia de este punto de vista se confirma aún más por una referencia del siglo XIII que afirma: «Según los geómetras (muhandisīn), la Tierra está en constante movimiento circular, y lo que parece ser el movimiento de los cielos se debe en realidad al movimiento de la Tierra y no de las estrellas.»Los tratados fueron escritos para discutir su posibilidad, ya sea como refutaciones o expresando dudas sobre los argumentos de Ptolomeo en su contra. En los observatorios de Maragha y Samarcanda, la rotación de la Tierra fue discutida por Tusi (nacido en 1201) y Qushji (nacido en 1403); los argumentos y pruebas que utilizaron se asemejan a los utilizados por Copérnico.
En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó la opinión de Aristóteles y así, a regañadientes, lo hicieron John Buridan y Nicole Oresme en el siglo XIV. No fue hasta que Nicolás Copérnico en 1543 adoptó un sistema mundial heliocéntrico que la comprensión contemporánea de la rotación de la Tierra comenzó a establecerse. Copérnico señaló que si el movimiento de la Tierra es violento, entonces el movimiento de las estrellas debe ser mucho más violento. Reconoció la contribución de los Pitagóricos y señaló ejemplos de movimiento relativo. Para Copérnico, este fue el primer paso para establecer el patrón más simple de planetas que giran alrededor de un Sol central.
Tycho Brahe, que produjo observaciones precisas en las que Kepler basó sus leyes del movimiento planetario, utilizó el trabajo de Copérnico como la base de un sistema que asumía una Tierra estacionaria. En 1600, William Gilbert apoyó firmemente la rotación de la Tierra en su tratado sobre el magnetismo de la Tierra y, por lo tanto, influyó en muchos de sus contemporáneos. Aquellos como Gilbert que no apoyaron o rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol son llamados «semi-Copernicanos». Un siglo después de Copérnico, Riccioli disputó el modelo de una Tierra en rotación debido a la falta de deflexiones observables hacia el este en los cuerpos en caída; tales deflexiones más tarde se llamarían el efecto Coriolis. Sin embargo, las contribuciones de Kepler, Galileo y Newton reunieron apoyo para la teoría de la rotación de la Tierra.
Pruebas empíricas
La rotación de la Tierra implica que las protuberancias del Ecuador y los polos geográficos están aplanados. En su Principia, Newton predijo que este aplanamiento ocurriría en la proporción de 1:230, y señaló las medidas de péndulo tomadas por Richer en 1673 como corroboración del cambio en la gravedad, pero las mediciones iniciales de longitudes de meridianos por Picard y Cassini a finales del siglo XVII sugirieron lo contrario. Sin embargo, las mediciones de Maupertuis y la Misión Geodésica Francesa en la década de 1730 establecieron la oblatividad de la Tierra, confirmando así las posiciones de Newton y Copérnico.
En el marco de referencia giratorio de la Tierra, un cuerpo que se mueve libremente sigue un camino aparente que se desvía del que seguiría en un marco de referencia fijo. Debido al efecto Coriolis, los cuerpos que caen giran ligeramente hacia el este desde la línea vertical de plomada por debajo de su punto de liberación, y los proyectiles giran a la derecha en el hemisferio Norte (y a la izquierda en el Sur) desde la dirección en la que son disparados. El efecto Coriolis es principalmente observable a escala meteorológica, donde es responsable de las direcciones opuestas de rotación de ciclones en los hemisferios Norte y Sur (en sentido contrario a las agujas del reloj y a las agujas del reloj, respectivamente).
Hooke, siguiendo una sugerencia de Newton en 1679, intentó sin éxito verificar la desviación hacia el este prevista de un cuerpo caído desde una altura de 8,2 metros, pero los resultados definitivos se obtuvieron más tarde, a finales del siglo XVIII y principios del XIX, por Giovanni Battista Guglielmini en Bolonia, Johann Friedrich Benzenberg en Hamburgo y Ferdinand Reich en Freiberg, utilizando torres más altas y pesos cuidadosamente liberados. Una bola que cayó desde una altura de 158,5 m se apartó 27,4 mm de la vertical en comparación con un valor calculado de 28,1 mm.
La prueba más célebre de la rotación de la Tierra es el péndulo de Foucault construido por primera vez por el físico Léon Foucault en 1851, que consistía en una esfera de latón llena de plomo suspendida a 67 m de la parte superior del Panteón en París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante, el plano de oscilación del péndulo parece girar a una velocidad dependiendo de la latitud. A la latitud de París, el cambio predicho y observado era de unos 11 grados en el sentido de las agujas del reloj por hora. Los péndulos de Foucault ahora oscilan en museos de todo el mundo.
Períodos
Día solar verdadero
El período de rotación de la Tierra en relación con el Sol (mediodía solar a mediodía solar) es su día solar verdadero o día solar aparente. Depende del movimiento orbital de la Tierra y, por lo tanto, se ve afectado por cambios en la excentricidad y la inclinación de la órbita de la Tierra. Ambos varían a lo largo de miles de años, por lo que la variación anual del verdadero día solar también varía. Generalmente, 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 del perihelio cuando el Sol aparentemente se mueve a lo largo de la eclíptica a través de un ángulo mayor de lo habitual, tardando unos 10 segundos más en hacerlo. Por el contrario, es aproximadamente 10 segundos más corto cerca del afelio. Es aproximadamente 20 segundos más largo 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 mueva a través de un ángulo mayor de lo habitual. Por el contrario, cerca de un equinoccio, la proyección sobre el ecuador es más corta en unos 20 segundos. Actualmente, los efectos del perihelio y el solsticio se combinan para alargar el día solar verdadero cerca del 22 de diciembre en 30 segundos solares medios, pero el efecto del solsticio se cancela parcialmente por el efecto afelio cerca del 19 de junio cuando es solo 13 segundos más largo. Los efectos de los equinoccios lo acortan cerca del 26 de marzo y el 16 de septiembre en 18 segundos y 21 segundos, respectivamente.
Día solar medio
El promedio del día solar verdadero durante el transcurso de un año entero es el día solar medio, que contiene 86400 segundos solares medios. Actualmente, cada uno de estos segundos es ligeramente más largo que un segundo SI porque el día solar medio de la Tierra es ahora un poco más largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la fricción de las mareas. La duración media del día solar medio desde la introducción del segundo intercalar en 1972 ha sido de 0 a 2 ms más de 86400 segundos SI. Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento núcleo-manto tienen una amplitud de aproximadamente 5 ms. El segundo solar medio entre 1750 y 1892 fue elegido en 1895 por Simon Newcomb como la unidad de tiempo independiente en sus Tablas del Sol. Estas tablas se utilizaron para calcular las efemérides del mundo entre 1900 y 1983, por lo que este segundo se conoció como el segundo de efemérides. En 1967 el segundo SI fue igualado al segundo efemérides.
El tiempo solar aparente es una medida de la rotación de la Tierra y la diferencia entre ella y el tiempo solar medio se conoce como la ecuación del tiempo.
Día estelar y sideral
El período de rotación de la Tierra en relación con el Marco de Referencia Celeste Internacional, llamado día estelar por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (Service), es de 86 164,098 903 691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23h 56m 4,098903691 s, 0,99726966323716 días solares medios). El período de rotación de la Tierra en relación con el equinoccio vernal medio de precesión, llamado día sideral, es de 86164.09053083288 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23h 56m 4.09053083288 s, 0.99726956632908 días solares medios). Por lo tanto, el día sideral es más corto que el día estelar en unos 8,4 ms.
Tanto el día estelar como el día sideral son más cortos que el día solar medio en unos 3 minutos y 56 segundos. Esto es el resultado de que la Tierra gira 1 rotación adicional, en relación con el marco de referencia celeste, a medida que orbita alrededor del Sol (es decir, 366,25 rotaciones/año). El día solar medio en segundos SI está disponible en elERS para los períodos 1623-2005 y 1962-2005.
Recientemente (1999-2010) la duración media anual del día solar medio superior a 86400 segundos SI ha variado entre 0.25 ms y 1 ms, que se deben agregar a los días estelares y siderales dados en tiempo solar medio arriba para obtener sus longitudes en segundos SI (ver Fluctuaciones en la duración del día).
Velocidad angular
La velocidad angular de la rotación de la Tierra en el espacio inercial es (7,2921150 ± 0,0000001)×10-5 radianes por segundo SI. Multiplicando por (180 ° / π radianes) × (86.400 segundos / día) se obtienen 360,9856 °/día, lo que indica que la Tierra rota más de 360° con respecto a las estrellas fijas en un día solar. El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita casi circular mientras gira una vez alrededor de su eje requiere que la Tierra gire ligeramente más de una vez en relación con las estrellas fijas antes de que el Sol medio pueda pasar de nuevo por encima, a pesar de que gira solo una vez (360°) en relación con el Sol medio. Multiplicando el valor en rad / s por el radio ecuatorial de la Tierra de 6.378.137 m (elipsoide WGS84) (factores de 2π radianes necesarios para ambos cancelados) se obtiene una velocidad ecuatorial de 465,10 metros por segundo (1.674, 4 km/h). Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es ligeramente menor, o 1,669. 8 km / h. Esto se obtiene dividiendo la circunferencia ecuatorial de la Tierra por 24 horas. Sin embargo, el uso del día solar es incorrecto; debe ser el día sideral, por lo que la unidad de tiempo correspondiente debe ser una hora sideral. Esto se confirma multiplicando por el número de días siderales en un día solar medio, 1.002 737 909 350 795, que produce la velocidad ecuatorial en horas solares medias indicadas anteriormente de 1.674, 4 km/h.
La velocidad tangencial de rotación de la Tierra en un punto de la Tierra se puede aproximar multiplicando la velocidad en el ecuador por el coseno de la latitud. Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy se encuentra a 28,59° N de latitud, lo que produce una velocidad de: cos(28,59°) × 1674,4 km/h = 1470,2 km/h. La latitud es una consideración de ubicación para los puertos espaciales.
El pico del volcán Cayambe es el punto de la superficie de la Tierra más alejado de su eje; por lo tanto, gira más rápido a medida que gira la Tierra.
Cambios
En el eje de rotación
El eje de rotación de la Tierra se mueve con respecto a las estrellas fijas (espacio inercial); los componentes de este movimiento son precesión y nutación. También se mueve con respecto a la corteza terrestre; esto se llama movimiento polar.
La precesión es una rotación del eje de rotación de la Tierra, causada principalmente por pares externos de la gravedad del Sol, la Luna y otros cuerpos. El movimiento polar se debe principalmente a la nutación del núcleo libre y a la oscilación de Chandler.
En velocidad de rotación
Interacciones de marea
Durante millones de años, la rotación de la Tierra se ha ralentizado significativamente por la aceleración de marea a través de interacciones gravitacionales con la Luna. Así, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una velocidad proporcional a r – 6 {\displaystyle r^{-6}} 
Esta desaceleración rotacional gradual se documenta empíricamente mediante estimaciones de la duración del día obtenidas a partir de observaciones de rítmicas de marea y estromatolitos; una compilación de estas mediciones encontró que la duración del día ha aumentado constantemente de aproximadamente 21 horas a 600 millones de años atrás al valor actual de 24 horas. Al contar la lámina microscópica que se forma en las mareas más altas, se pueden estimar las frecuencias de las mareas (y, por lo tanto, la duración de los días), al igual que contar los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden ser cada vez más poco confiables a edades más avanzadas.
Estabilización resonante
La tasa actual de desaceleración de las mareas es anómalamente alta, lo que implica que la velocidad de rotación de la Tierra debe haber disminuido más lentamente en el pasado. Los datos empíricos muestran tentativamente un fuerte aumento de la desaceleración de la rotación hace unos 600 millones de años. Algunos modelos sugieren que la Tierra mantuvo una duración constante del día de 21 horas a lo largo de gran parte del Precámbrico. Esta duración del día corresponde al período resonante semidiurnal de la marea atmosférica impulsada térmicamente; en esta duración del día, el par lunar desacelerativo podría haber sido cancelado por un par acelerativo de la marea atmosférica, lo que resulta en un par neto y un período de rotación constante. Este efecto estabilizador podría haberse roto por un cambio repentino en la temperatura global. Simulaciones computacionales recientes apoyan esta hipótesis y sugieren que las glaciaciones marinoas o esturianas rompieron esta configuración estable hace unos 600 millones de años; los resultados simulados coinciden bastante con los datos paleorotacionales existentes.
Eventos globales
Algunos acontecimientos recientes a gran escala, como el terremoto del Océano Índico de 2004, han hecho que la duración de un día se reduzca en 3 microsegundos al reducir el momento de inercia de la Tierra. El rebote postglacial, en curso desde la última edad de Hielo, también está cambiando la distribución de la masa de la Tierra, afectando así el momento de inercia de la Tierra y, mediante la conservación del momento angular, el período de rotación de la Tierra.
La duración del día también puede estar influenciada por estructuras artificiales. Por ejemplo, los científicos de la NASA calcularon que el agua almacenada en la Presa de las Tres Gargantas ha aumentado la duración del día de la Tierra en 0,06 microsegundos debido al cambio de masa.
Medición
El monitoreo primario de la rotación de la Tierra se realiza mediante interferometría de línea de base muy larga coordinada con el Sistema de Posicionamiento Global, telemetría por láser por satélite y otras técnicas de geodesia por satélite. Esto proporciona una referencia absoluta para la determinación del tiempo universal, la precesión y la nutación.El valor absoluto de la rotación de la Tierra, incluidos el UT1 y la nutación, puede determinarse mediante observaciones geodésicas espaciales, como la Interferometría de referencia Muy Larga y la medición por láser lunar, mientras que sus derivados, que se indican como exceso de duración del día y tasas de nutación, pueden derivarse de observaciones satelitales, como el GPS, GLONASS, Galileo y la medición por láser satelital a satélites geodésicos.
Observaciones antiguas
Hay observaciones registradas de eclipses solares y lunares por astrónomos babilónicos y chinos a partir del siglo VIII a.C., así como del mundo islámico medieval y de otros lugares. Estas observaciones se pueden utilizar para determinar los cambios en la rotación de la Tierra durante los últimos 27 siglos, ya que la duración del día es un parámetro crítico en el cálculo del lugar y el tiempo de los eclipses. Un cambio en la duración del día de milisegundos por siglo se muestra como un cambio de horas y miles de kilómetros en las observaciones de eclipses. Los datos antiguos son consistentes con un día más corto, lo que significa que la Tierra giraba más rápido a lo largo del pasado.
Variabilidad cíclica
Alrededor de cada 25-30 años, la rotación de la Tierra se ralentiza temporalmente unos pocos milisegundos por día, generalmente durando alrededor de 5 años. 2017 fue el cuarto año consecutivo en que la rotación de la Tierra se ha ralentizado. Aún no se ha determinado la causa de esta variabilidad.
Origen
La rotación original de la Tierra era un vestigio del momento angular original de la nube de polvo, rocas y gas que se fusionó para formar el Sistema Solar. Esta nube primordial estaba compuesta de hidrógeno y helio producidos en el Big Bang, así como de elementos más pesados expulsados por supernovas. Como este polvo interestelar es heterogéneo, cualquier asimetría durante la acreción gravitacional resultó en el momento angular del planeta eventual.
Sin embargo, si la hipótesis de impacto gigante para el origen de la Luna es correcta, esta tasa de rotación primordial se habría restablecido por el impacto de Theia hace 4,5 mil millones de años. Independientemente de la velocidad e inclinación de la rotación de la Tierra antes del impacto, habría experimentado un día unas cinco horas después del impacto. Los efectos de las mareas habrían reducido esta tasa a su valor moderno.
Véase también
- ^ Véase Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (artículo en alemán de Wikipedia).
- ^ Cuando la excentricidad de la Tierra excede 0.047 y el perihelio está en un equinoccio o solsticio apropiado, solo un período con un pico equilibra otro período que tiene dos picos.
- ^ Aoki, la fuente última de estas figuras, utiliza el término «segundos de UT1 «en lugar de»segundos de tiempo solar medio».
- ^ Se puede establecer que los segundos SI se aplican a este valor siguiendo la cita en » CONSTANTES ÚTILES «a E. Groten» Parámetros de Relevancia Común de Astronomía, Geodesia y Geodinámica», que estados unidades son unidades SI, excepto para una instancia que no es relevante para este valor.
- ^ En astronomía, a diferencia de la geometría, 360° significa regresar al mismo punto en alguna escala de tiempo cíclico, ya sea un día solar medio o un día sideral para la rotación en el eje de la Tierra, o un año sideral o un año tropical medio o incluso un año juliano medio que contiene exactamente 365,25 días para la revolución alrededor del Sol.
- ^ Dennis D. McCarthy; Kenneth P. Seidelmann (18 de septiembre de 2009). Time: From Earth Rotation to Atomic Physics (en inglés). John Wiley & Sons. p. 232. ISBN 978-3-527-62795-0.
- ^ Stephenson, F. Richard (2003). «Historical eclipses and Earth’s rotation». Astronomía & Geofísica. 44 (2): 2.22–2.27. Código dorsal: 2003A& G….44b..22S. doi: 10.1046 / j. 1468-4004. 2003. 44222.x.
- ^ Knapton, Sarah (4 de enero de 2021). «La Tierra está girando más rápido ahora que en cualquier otro momento en el último medio siglo». El Telegraph. Consultado el 11 de febrero de 2021.
- ^ Pseudo-Plutarco, Placita philosophorum (874d-911c), Estéfano página 896, sección A, línea 5 ποντικρακλίδης του πουταγορειος κινουντος του πυθαγορειος κινοινος μην την γιαν, ο μην γεν γεντατατικος, αλλην τρεπτικος του διανευσημενης ,ππward hacia el oeste de este centro; plutarco biogr., Phil., Numa, Capítulo 11, sección 1, línea 5, Νομᾶς de repente llama y el τῆς Ἑστίας ἱερὸν ἐγκύκλιον περιβαλέσθαι la ἀσβέστῳ πυρὶ guarnición, ἀπομιμούμενος no la σχῆμα τῆς γῆς como Ἑστίας οὔσης, pero del universo, οὗ medio de la Πυθαγορικοὶ la πῦρ ἱδρῦσθαι νομίζουσι, y este Ἑστίαν καλοῦσι y la unidad; el de repente de la tierra cualquier ἀκίνητον dibujar ἐν μέσῳ τῆς περιφορᾶς οὖσαν, ἀλλὰ κύκλῳ περὶ τὸ πῦρ αἰωρουμένην οὐ τῶν τιμιωτάτων οὐδὲ τῶν πρώτων τοῦ κόσμου μορίων ὑπάρχειν. Burch, George Bosworth (1954). «The Counter-Earth» (en inglés). Osiris. 11: 267–294. doi: 10.1086 / 368583. JSTOR 301675. S2CID 144330867.
- ^ Aristóteles. De los Cielos. Libro II, Capítulo 13. 1.
- ^ Ptolomeo. Libro I de Almagesto, Capítulo 8.
- ^ «Copia archivada» (PDF). Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2013. Consultado el 8 de diciembre de 2013.CS1 maint: copia archivada como título (enlace)
- ^ Kim Plofker (2009). Mathematics in India (en inglés). Princeton University Press. p. 71. ISBN 978-0-691-12067-6.
- ^ Alessandro Bausani (1973). «Cosmology and Religion in Islam». Scientia / Rivista di Scienza. 108 (67): 762.
- ^ a b Young, M. J. L., ed. (2 de noviembre de 2006). Religion, Learning and Science in the ‘Abbasid Period (en inglés). Cambridge University Press. p. 413. ISBN 9780521028875.
- ^ Nasr, Seyyed Hossein (1 de enero de 1993). An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines (en inglés). SUNY Press. p. 135. ISBN 9781438414195.
- ^ Ragep, Sally P. (2007). «Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā». En Thomas Hockey; et al. (eréctil.). The Biographical Encyclopedia of Astronomers (en inglés). Nueva York: Springer. p 570-2. ISBN 978-0-387-31022-0. (Versión PDF)
- ^ Ragep, F. Jamil (2001a), «Tusi y Copérnico: El movimiento de la Tierra en Contexto», Ciencia en Contexto, 14 (1-2): 145-163, doi:10.1017/s0269889701000060, S2CID 145372613
- ^ Aquino, Thomas. Commentaria in libros Aristotelis De caelo et Mundo. Lib II, cap XIV. trans in Grant, Edward, ed. (1974). A Source Book in Medieval Science (en inglés). Harvard University Press. páginas 496-500
- ^ Buridan, John (1942). Quaestiones super libris quattuo De Caelo et mundo. p 226-232. en Grant 1974, pp. 500-503
- ^ Oresme, Nicole. Le livre du ciel et du monde. p 519-539. en Grant 1974, pp. 503-510
- ^ Copérnico, Nicolas. Sobre las Revoluciones de las Esferas Celestiales. Libro I, Cap 5-8.
- ↑ Gilbert, William (1893). De Magnete, Sobre el Imán y los Cuerpos Magnéticos, y sobre el Gran Imán la Tierra. New York, J. Wiley & sons. p 313-347.
- ^ Russell, John L (1972). «Sistema Copernicano en Gran Bretaña». En J. Dobrzycki (ed.). La Recepción de la Teoría Heliocéntrica de Copérnico. p. 208. ISBN 9789027703118.
- ^ J. Dobrzycki 1972, p. 221 error de harvnb: no target: CITEREFJ._Dobrzycki1972 (ayuda)
- ^ Almagestum novum, capítulo nueve, citado en Graney, Christopher M. (2012). «126 argumentos relativos al movimiento de la tierra. GIOVANNI BATTISTA RICCIOLI in his 1651 ALMAGESTUM NOVUM». Journal for the History of Astronomy (en inglés). volume 43, pages 215-226. arXiv: 1103.2057.
- ^ Newton, Isaac (1846). Principios de Newton. Traducido por A. Motte. Nueva York: Publicado por Daniel Adee. p. 412.
- ^ Shank, J. B. (2008). The Newton Wars and the Beginning of the French Enlightenment (en inglés). University of Chicago Press. p 324, 355. ISBN 9780226749471.
- ^ «Spin-up estrellado». Consultado el 24 de agosto de 2015.
- ^ a b Jean Meeus; J. M. A. Danby (enero de 1997). Bocados de Astronomía Matemática. Willmann-Bell. págs. 345 y 346. ISBN 978-0-943396-51-4.
- ^ Ricci, Pierpaolo. «www.pierpaoloricci.it/dati/giorno solare vero VERSIONE EN». Pierpaoloricci.it. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ «INTERNATIONAL EARTH ROTATION AND REFERENCE SYSTEMS SERVICE: EARTH ORIENTATION PARAMETERS: EOP (ERS) 05 C04». Hpiers.obspm.fr. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ «Base física de segundos intercalares» (PDF). Iopscience.iop.org. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ Leap seconds Archivado el 12 de marzo de 2015 en la Wayback Machine.
- ^ «Prediction of Universal Time and LOD Variations» (PDF). Ien.it. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ R. Hide et al., «Topographic core-mantle coupling and fluctuations in the Earth’s rotation» 1993.
- ^ Leap seconds por USNO Archivado el 12 de marzo de 2015 en la Wayback Machine.
- ^ a b c d «USEFUL CONSTANTS». Hpiers.obspm.fr. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ Aoki, et al., «The new definition of Universal Time», Astronomy and Astrophysics 105 (1982) 359-361.
- ^ P. Kenneth Seidelmann, ed. (1992). Suplemento Explicativo del Almanaque Astronómico. Mill Valley, California: University Science Books. p. 48. ISBN 978-0-935702-68-2.
- ^ERS Excess of the duration of the day to 86,400 s since since 1623 Archivado el 3 de octubre de 2008 en la Wayback Machine.
- ^ «Exceso a 86400 del día de duración, 1995-1997». 13 de agosto de 2007. Archivado desde el original el 13 de agosto de 2007. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ Arthur N. Cox, ed., Allen’s Astrophysical Quantities p. 244.
- ^ Michael E. Bakich, The Cambridge planetary handbook, p. 50.
- ^ Butterworth & Palmer. «Velocidad del giro de la Tierra». Pregúntale a un astrofísico. Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA.
- ^ Klenke, Paul. «Distancia al Centro de la Tierra». Cumbre Post. Consultado el 4 de julio de 2018.
- ^ a b Williams, George E. (1 de febrero de 2000). «Geological constraints on the Precambrian history of Earth’s rotation and the Moon’s orbit». Reviews of Geophysics (en inglés). 38 (1): 37–59. Bibcode: 2000RvGeo..38…37W. doi: 10.1029 / 1999RG900016. ISSN 1944-9208.
- ^ a b Zahnle, K.; Walker, J.C. (1 de enero de 1987). «A constant daylength during the Precambrian era?». Investigación Precámbrica. 37 (2): 95–105. Bibcode: 1987PreR…37…95Z. CiteSeerX 10.1.1.1020.8947. doi: 10.1016/0301-9268(87)90073-8. ISSN 0301-9268. PMID 11542096.
- ^ Scrutton, C. T. (1 de enero de 1978). «Periodic Growth Features in Fossil Organisms and the Length of the Day and Month». En Brosche, Profesor Dr. Peter; Sündermann, Profesor Dr. Jürgen (eds.). Fricción de Marea y Rotación de la Tierra. Springer Berlin Heidelberg. p 154-196. doi: 10.1007 / 978-3-642-67097-8_12. ISBN 9783540090465.
- ^ a b Bartlett, Benjamin C.; Stevenson, David J. (1 de enero de 2016). «Analysis of a Precambrian resonance-stabilized day length» (en inglés). Cartas de Investigación Geofísica. 43 (11): 5716–5724. arXiv: 1502.01421. Código postal: 2016GeoRL..43.5716 B. doi: 10.1002 / 2016GL068912. ISSN 1944-8007. S2CID 36308735.
- ^ El terremoto de Sumatra aceleró la rotación de la Tierra, Nature, 30 de diciembre de 2004.
- ^ Wu, P.; W. R. Peltier (1984). «Pleistocene deglaciation and the earth’s rotation: a new analysis». Geophysical Journal of the Royal Astronomical Society (en inglés). 76 (3): 753–792. Bibcode: 1984GeoJ…76..753W. doi: 10.1111 / j. 1365-246X. 1984.tb01920.x.
- ^ «NASA Details Earthquake Effects on the Earth»(en inglés). NASA / JPL. Consultado el 22 de marzo de 2019.
- ^ «Supervisión permanente». Hpiers.obspm.fr. Consultado el 22 de septiembre de 2018.
- ^ Zajdel, Radosław; Sośnica, Krzysztof; Bury, Grzegorz; Dach, Rolf; Prange, Lars (julio de 2020). «System-specific systematic errors in earth rotation parameters derived from GPS, GLONASS, and Galileo»(en inglés). Soluciones GPS. 24 (3): 74. doi: 10.1007 / s10291-020-00989-w.
- ^ Sośnica, K.; Bury, G.; Zajdel, R. (16 de marzo de 2018). «Contribution of Multi‐GNSS Constellation to SLR-Derived Terrestrial Reference Frame». Cartas de Investigación Geofísica. 45 (5): 2339–2348. Código dorsal: 2018GeoRL..45.2339 S. doi: 10.1002 / 2017GL076850.
- ^ Sid Perkins (6 de diciembre de 2016). «Ancient eclipses show Earth’s rotation is slowing» (en inglés). Ciencia. doi: 10.1126 / ciencia.aal0469.
- ^ FR Stephenson; LV Morrison; CY Hohonkerk (7 de diciembre de 2016). «Measurement of the Earth’s rotation: 720 BC to AD 2015» (en inglés). Proceedings of the Royal Society A. 472 (2196): 20160404. Código postal: 2016RSPSA.47260404S. doi: 10.1098 / rspa.2016.0404. PMC 5247521. PMID 28119545.
- ^ Nace, Trevor. «Earth’s Rotation Is Mysteriously Slowing Down: Experts Predict Uptick In 2018 Earthquakes»(en inglés). Forbes. Consultado el 18 de octubre de 2019.
- ^ » ¿Por qué rotan los planetas?». Pregúntale a un astrónomo.
- ^ Stevenson, D. J. (1987). «Origin of the moon-The collision hypothesis»(en inglés). Annual Review of Earth and Planetary Sciences (en inglés). 15 (1): 271–315. Bibcode: 1987AREPS..15..271S. doi: 10.1146 / annurev.ea.15.050187.001415.