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Movimientos de la tierra: Descubre sus 3 periodos

Los movimientos de la tierra son las rotaciones del planeta Tierra alrededor de su propio eje. La Tierra gira hacia el este, en movimiento directo.

Visto desde la estrella Polar del polo norte, la Tierra gira en sentido antihorario.

movimientos de la tierra

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 en aproximadamente 24 horas con respecto al Sol, pero una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos con respecto a otras estrellas distantes.

Los movimientos de la tierra se están desacelerando ligeramente con el tiempo; por lo tanto, un «día normal» era más corto en el pasado que en la actualidad. Esto se debe a los efectos de marea que tiene la Luna en los movimientos de la tierra. 

Los relojes atómicos muestran que un día moderno es aproximadamente 1,7 milisegundos más largos que hace un siglo, aumentando lentamente la velocidad a la que se ajusta UTC en segundos intercalares. 

Historia de los movimientos de la Tierra

Varios miembros de la escuela pitagórica creían en los movimientos de la tierra más que en la aparente rotación diurna de los cielos. 

Quizás el primero fue Filolao (470–385 a. C.), aunque su sistema era complicado, incluida una contra-tierra que giraba diariamente alrededor de un fuego central.

Una imagen más convencional fue la apoyada por Hicetas , Heraclides y Ecphantus 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 más que en la observación. Aristóteles 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 vendavales si giraba.

En 499 EC, 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 Los movimientos de la tierra.

En los observatorios de Maragha y Samarcanda , Tusi (n. 1201) y Qushji (n. 1403) discutieron los movimientos de la tierra; los argumentos y pruebas que utilizaron se parecen a los utilizados por Copérnico.

En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó el punto de vista de Aristóteles y, de mala gana, lo hicieron John Buridan y Nicole Oresme en el siglo XIV.

No fue hasta que Nicolás Copérnico adoptó en 1543 un sistema mundial heliocéntrico que comenzó a establecerse la comprensión contemporánea de los movimientos de la tierra. 

Copérnico señaló que si el movimiento de la Tierra es violento, entonces el movimiento de las estrellas debe ser mucho más. 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, quien produjo observaciones precisas en las que Kepler basó sus leyes del movimiento planetario , utilizó el trabajo de Copérnico como base de un sistema que asume una Tierra estacionaria. 

En 1600, William Gilbert apoyó firmemente los movimientos 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 cuestionó el modelo de una Tierra en rotación debido a la falta de desviaciones hacia el este observable en ese momento en los cuerpos que caen; tales desviaciones se llamarían más tarde efecto Coriolis

Sin embargo, las contribuciones de Kepler, Galileo y Newton reunieron apoyo para la teoría de Los movimientos de la tierra.

Pruebas empíricas

Los movimientos de la tierra implica que el ecuador se abulta y los polos geográficos se aplanan. 

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.

Utilizando torres más altas y pesos cuidadosamente liberados. Una bola caída 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 famosa de los movimientos de la tierra es el péndulo de Foucault construido por primera vez por el físico Léon Foucault en 1851.

Esta consistía en una esfera de latón llena de plomo suspendida a 67 m de la cima del Panteón en París. Debido a los movimientos de la tierra bajo el péndulo oscilante.

El plano de oscilación del péndulo parece girar a un ritmo que depende de la latitud. En la latitud de París, el cambio previsto y observado fue 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 de los movimientos de la Tierra

Verdadero día solar

El período de rotación de la Tierra en relación con el Sol (del mediodía solar al mediodía solar) es su verdadero día solar o su aparente día solar.

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 durante 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 en 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.  Son unos 20 segundos más cerca de un solsticio cuando la proyección del movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica hacia el ecuador celeste hace que el Sol se mueva en un ángulo mayor de lo habitual. 

Por el contrario, cerca de un equinoccio, la proyección hacia 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 de media segundos solares.

Pero el efecto de solsticio se cancela parcialmente por el efecto de afelio cerca del 19 de junio, cuando solo dura 13 segundos. 

Los efectos de los equinoccios lo acortan cerca del 26 de marzo y el 16 de septiembre en 18 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 86.400  segundos solares medios. 

Actualmente, cada uno de estos segundos es un poco más largo que un segundo, porque el día solar medio de la Tierra es ahora un poco más largo que 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 larga que 86.400  

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 esta segunda se conoció como la segunda efemérides. 

En 1967, el segundo de la IS fue igualado al segundo de las efemérides. 

El tiempo solar aparente es una medida de la rotación de la Tierra y la diferencia entre este y el tiempo solar medio se conoce como la ecuación del tiempo.

Día estelar y sideral

En un planeta progrado como la Tierra, el día estelar es más corto que el día solar. 

El período de rotación de la Tierra en relación con el Marco de Referencia Celeste Internacional, llamado su día estelar por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS), es 86164,098 903691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.098 903 691 s, 0,997 269 663 237 16  días solares medios). Período de rotación de la Tierra con respecto a la precesión vernal media equinoccio, llamado día sideral, es 86164,090 530 832 88  segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.090 530 832 88 s, 0,997 269 566 329 08  días solares medios). 

Por lo tanto, el día sideral es más corto que el día estelar en aproximadamente 8,4 ms.

Tanto el día estelar como el día sidéreo son más cortos que el día solar medio en aproximadamente 3 minutos 56 segundos. 

Este es el resultado de que la Tierra gira 1 rotación adicional, en relación con el marco de referencia celeste, mientras orbita el Sol (por lo tanto, 366,25 rotaciones / año). 

Recientemente (1999-2010) la duración media anual del día solar medio superior a 86.400  SI segundos ha variado entre 0,25 ms y 1 ms, que deben sumarse a los días estelares y siderales dados en el tiempo solar medio anterior para obtener sus duraciones en segundos.

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