Para un observador ubicado en el hemisferio norte, por ejemplo, en la parte europea de Rusia, el Sol sale habitualmente por el este y sale por el sur, ocupando la posición más alta en el cielo al mediodía, luego se inclina hacia el oeste y se esconde detrás. la línea del horizonte. Este movimiento del Sol solo es visible y es causado por la rotación de la Tierra alrededor de su eje. Si miras la Tierra desde arriba en la dirección del Polo Norte, girará en sentido contrario a las agujas del reloj. Al mismo tiempo, el sol está en su lugar, la visibilidad de su movimiento se crea debido a la rotación de la Tierra.
rotación anual de la tierra
Alrededor del Sol, la Tierra también gira en sentido antihorario: si miras el planeta desde arriba, desde el Polo Norte. Dado que el eje de la tierra está inclinado con respecto al plano de rotación, cuando la tierra gira alrededor del sol, lo ilumina de manera desigual. Algunas áreas reciben más luz solar, otras menos. Debido a esto, las estaciones cambian y la duración del día cambia.
Equinoccio de primavera y otoño
Dos veces al año, el 21 de marzo y el 23 de septiembre, el Sol ilumina por igual los hemisferios norte y sur. Estos momentos se conocen como el equinoccio de otoño. En marzo comienza el otoño en el hemisferio norte, en el hemisferio sur. En septiembre, por el contrario, llega el otoño al hemisferio norte y la primavera al hemisferio sur.
solsticio de verano e invierno
En el hemisferio norte, el 22 de junio, el Sol sale más alto sobre el horizonte. El día tiene la duración más larga y la noche de este día es la más corta. El solsticio de invierno ocurre el 22 de diciembre: el día tiene la duración más corta y la noche es la más larga. En el hemisferio sur, ocurre lo contrario.
noche polar
Debido a la inclinación del eje de la tierra, las regiones polares y subpolares del hemisferio norte durante los meses de invierno no tienen luz solar: el Sol no se eleva por encima del horizonte. Este fenómeno se conoce como noche polar. Existe una noche polar similar para las regiones subpolares del Hemisferio Sur, la diferencia entre ellas es exactamente de medio año.
¿Qué le da a la Tierra su rotación alrededor del Sol?
Los planetas no pueden dejar de girar alrededor de sus luminarias; de lo contrario, simplemente serían atraídos y quemados. La singularidad de la Tierra radica en que la inclinación de su eje de 23,44 grados resultó ser la óptima para el surgimiento de toda la diversidad de vida en el planeta.
Es gracias a la inclinación del eje que cambian las estaciones, existen diferentes zonas climáticas que aseguran la diversidad de la flora y fauna de la tierra. Un cambio en el calentamiento de la superficie terrestre proporciona el movimiento de masas de aire y, por lo tanto, la precipitación en forma de lluvia y nieve.
La distancia de la Tierra al Sol de 149.600.000 km también resultó ser óptima. Un poco más lejos, y el agua en la Tierra sería solo en forma de hielo. Más cerca, y la temperatura ya sería demasiado alta. El surgimiento mismo de la vida en la Tierra y la diversidad de sus formas se hizo posible precisamente debido a la singular coincidencia de tal multitud de factores.
La Tierra está en constante movimiento, girando alrededor de su propio eje y alrededor del Sol. Esto provoca el origen de diversos fenómenos en su superficie: el cambio de estaciones, la alternancia del día y la noche. Las condiciones favorables para la vida en la Tierra se deben a este movimiento ya la ubicación favorable del planeta con respecto al Sol (a unos 150 millones de kilómetros de distancia). Si el planeta estuviera más cerca, el agua se evaporaría de su superficie. Si además, todos los seres vivos se congelarían. La atmósfera juega un papel importante, que protege contra los dañinos rayos cósmicos.
Detengámonos con más detalle en dos compañeros invisibles constantes de la vida como el movimiento de la Tierra alrededor de una línea imaginaria (eje) y el Sol.
La velocidad de rotación de la tierra alrededor de su eje.
La Tierra es el tercer planeta desde el Sol. Junto con todos los demás, gira alrededor del Sol y también tiene su propia rotación alrededor de su eje. Los planetas más rápidos del sistema solar son los planetas gigantes.:
- Júpiter.
- Saturno.
Completan el día en 10 horas.
La rotación de la Tierra alrededor de su eje dura 23 horas 56 minutos. Además, se requieren 4 minutos adicionales para que el Sol regrese a su posición original. La velocidad de rotación en la superficie depende de dónde se observe el movimiento.
Si hablamos del ecuador, entonces la rotación de la Tierra alcanza los 1670 kilómetros por hora o 465 metros por segundo. Los cálculos se realizan teniendo en cuenta que en la región del ecuador la circunferencia del planeta supera los 40.000 kilómetros. Si el planeta deja de moverse abruptamente, las personas y los objetos ubicados a la misma velocidad se separarán y volarán hacia adelante.
Más cerca de la latitud 30, la rotación de la Tierra alrededor de su eje disminuye a 1440 kilómetros por hora, cayendo gradualmente a 0 kilómetros por hora en los polos (la regla funciona tanto hacia el Polo Sur como hacia el Polo Norte). Este movimiento permanece imperceptible para las personas debido a la enorme masa del planeta.
En este video aprenderás por qué no sentimos la rotación de la tierra.
Importancia para la humanidad
Las diferencias en la velocidad del movimiento tienen su significado práctico. Los países prefieren construir puertos espaciales más cerca del ecuador. Debido a la velocidad de rotación del planeta, se requiere menos propulsor para alcanzar la órbita o se puede levantar una mayor cantidad de carga útil. Al mismo tiempo, al inicio, el cohete ya tiene una velocidad de 1.675 kilómetros por hora, por lo que es más fácil que acelere hasta una velocidad orbital de 28.000 kilómetros por hora.
La luna, por su influencia, estabiliza constantemente la inclinación del eje del planeta. Debido a esto, la velocidad de rotación del planeta está disminuyendo gradualmente. Dos veces al año, en noviembre y abril, la duración del día aumenta en 0,001 segundos.
Tiempo de revolución completa alrededor del sol.
La velocidad de rotación de la Tierra alrededor del Sol es de unos 107.000 kilómetros por hora. El planeta hace una revolución completa en 365 días, 5 horas 48 minutos y 46 segundos, recorriendo unos mil millones de kilómetros durante este tiempo. Cada año, se "ejecutan" cinco horas adicionales, que los astrónomos suman y suman 366 días cada cuatro años; ese año se llama año bisiesto.
Si vuelve a calcular, resulta que cada segundo la Tierra vuela en el espacio exterior unos 30 kilómetros. Incluso la velocidad del auto de carreras más rápido del mundo es de solo unos 300 kilómetros por hora, esto es 350 veces menos que la velocidad del planeta en órbita. El hombre no puede imaginar adecuadamente velocidades tan enormes.
Durante la rotación, surge una fuerza que podría arrojar a una persona u objeto desde la superficie de la Tierra como un objeto girando sobre una cuerda. Pero es poco probable que esto suceda en un futuro previsible, ya que esta fuerza es suprimida casi por completo por la gravedad y es solo el 0,03% de ella.
Al igual que la rotación alrededor de un eje, este movimiento se ralentiza gradualmente en cantidades imperceptibles para la gente común. Además, el eje en la dirección de viaje se desvía gradualmente durante el año, por lo que las regiones cambian alternativamente de lugar en los que:
- invierno verano;
- otoño primavera.
Antes la gente creía que la Tierra es un cuerpo inmóvil alrededor del cual giran el Sol y todos los demás objetos. Las observaciones a largo plazo y la mejora de la tecnología permitieron comprender gradualmente el problema, y ahora casi todos los habitantes del planeta saben qué tan rápido gira la Tierra, y que ella misma tiene que trabajar duro, sustituyendo los lados de una gran estrella para Proporcionar día/noche e invierno/verano.
Video
Con este video aprenderás cómo y a qué velocidad la Tierra gira alrededor del Sol.
Nuestro planeta está en constante movimiento, gira alrededor del Sol y de su propio eje. El eje de la tierra es una línea imaginaria trazada desde el Polo Norte hasta el Polo Sur (permanecen inmóviles durante la rotación) en un ángulo de 66 0 33 ꞌ con respecto al plano de la Tierra. Las personas no pueden notar el momento de rotación, porque todos los objetos se mueven en paralelo, su velocidad es la misma. Se vería exactamente igual que si estuviéramos navegando en un barco y no notáramos el movimiento de objetos y objetos en él.
Una rotación completa alrededor del eje se completa en un día sideral, que consta de 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Durante este intervalo, luego un lado del planeta, luego el otro lado del planeta gira hacia el Sol, recibiendo de él una cantidad diferente de calor y luz. Además, la rotación de la Tierra alrededor de su eje afecta su forma (los polos achatados son el resultado de la rotación del planeta alrededor del eje) y la desviación cuando los cuerpos se mueven en un plano horizontal (los ríos, corrientes y vientos del Hemisferio Sur se desvían hacia la izquierda, Norte - a la derecha).
Velocidad de rotación lineal y angular
(rotación de la tierra)
La velocidad lineal de rotación de la Tierra alrededor de su eje es de 465 m/s o 1674 km/h en la zona ecuatorial, a medida que nos alejamos de ella, la velocidad disminuye gradualmente, en los polos norte y sur es igual a cero. Por ejemplo, para los ciudadanos de la ciudad ecuatorial de Quito (la capital de Ecuador en América del Sur), la velocidad de rotación es de solo 465 m / s, y para los moscovitas que viven en el paralelo 55 al norte del ecuador: 260 m / s (casi la mitad).
Cada año, la velocidad de rotación alrededor del eje disminuye en 4 milisegundos, lo que está asociado con la influencia de la Luna en la fuerza del flujo y reflujo del mar y el océano. El tirón de la Luna "jala" el agua en la dirección opuesta a la rotación axial de la Tierra, creando una ligera fuerza de fricción que reduce la velocidad de rotación en 4 milisegundos. La velocidad de rotación angular sigue siendo la misma en todas partes, su valor es de 15 grados por hora.
¿Por qué el día se convierte en noche?
(El cambio de noche y día)
El tiempo de una rotación completa de la Tierra alrededor de su eje es un día sideral (23 horas 56 minutos 4 segundos), durante este período de tiempo el lado iluminado por el Sol es el primero "en el poder" del día, el lado oscuro es a merced de la noche, y luego viceversa.
Si la Tierra girara de manera diferente y un lado de ella estuviera constantemente girado hacia el Sol, entonces habría una temperatura alta (hasta 100 grados centígrados) y toda el agua se evaporaría, en el otro lado, la escarcha se enfurecería y el agua se evaporaría. estar bajo una gruesa capa de hielo. Tanto la primera como la segunda condición serían inaceptables para el desarrollo de la vida y la existencia de la especie humana.
¿Por qué cambian las estaciones?
(Cambio de estaciones en la tierra)
Debido a que el eje está inclinado con respecto a la superficie terrestre en cierto ángulo, sus secciones reciben diferentes cantidades de calor y luz en diferentes momentos, lo que provoca el cambio de estaciones. De acuerdo con los parámetros astronómicos necesarios para determinar la época del año, se toman como puntos de referencia algunos puntos en el tiempo: para el verano y el invierno, estos son los días del solsticio (21 de junio y 22 de diciembre), para la primavera y el otoño, los equinoccios. (20 de marzo y 23 de septiembre). De septiembre a marzo, el Hemisferio Norte está menos tiempo girado hacia el Sol y, en consecuencia, recibe menos calor y luz, hola invierno-invierno, el Hemisferio Sur en esta época recibe mucho calor y luz, ¡viva el verano! Pasan 6 meses y la Tierra se mueve al punto opuesto de su órbita y el Hemisferio Norte ya recibe más calor y luz, los días se hacen más largos, el Sol sale más alto - se acerca el verano.
Si la Tierra estuviera ubicada en relación al Sol exclusivamente en posición vertical, entonces las estaciones no existirían en absoluto, porque todos los puntos de la mitad iluminada por el Sol recibirían la misma y uniforme cantidad de calor y luz.
La rotación de la Tierra es uno de los movimientos de la Tierra, que refleja muchos fenómenos astronómicos y geofísicos que ocurren en la superficie de la Tierra, en sus entrañas, en la atmósfera y los océanos, así como en el espacio cercano.
La rotación de la Tierra explica el cambio de día y noche, el movimiento diario visible de los cuerpos celestes, la rotación del plano de oscilación de una carga suspendida en un hilo, la desviación de los cuerpos que caen hacia el este, etc. Debido a la rotación de la Tierra, los cuerpos que se mueven a lo largo de su superficie se ven afectados por la fuerza de Coriolis, cuya influencia se manifiesta en el socavamiento de las orillas derechas de los ríos en el hemisferio norte y la izquierda, en el hemisferio sur de la Tierra y en algunas características de la circulación atmosférica. La fuerza centrífuga generada por la rotación de la Tierra explica en parte las diferencias en la aceleración de la gravedad en el ecuador y los polos de la Tierra.
Para estudiar los patrones de rotación de la Tierra, se introducen dos sistemas de coordenadas con un origen común en el centro de masa de la Tierra (Fig. 1.26). El sistema terrestre X 1 Y 1 Z 1 participa en la rotación diaria de la Tierra y permanece inmóvil en relación con los puntos de la superficie terrestre. El sistema de coordenadas estelares XYZ no está relacionado con la rotación diaria de la Tierra. Aunque su inicio se mueve en el espacio mundial con cierta aceleración, participando en el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol en la Galaxia, pero este movimiento de estrellas relativamente distantes puede considerarse uniforme y rectilíneo. Por lo tanto, el movimiento de la Tierra en este sistema (así como cualquier objeto celeste) se puede estudiar de acuerdo con las leyes de la mecánica para un marco de referencia inercial. El plano XOY está alineado con el plano de la eclíptica y el eje X está dirigido al punto γ del equinoccio vernal de la época inicial. Es conveniente tomar los ejes principales de inercia de la Tierra como los ejes del sistema de coordenadas de la Tierra, también es posible otra elección de ejes. La posición del sistema terrestre en relación con el sistema estelar suele estar determinada por tres ángulos de Euler ψ, υ, φ.
Figura 1.26. Sistemas de coordenadas utilizados para estudiar la rotación de la Tierra
La información básica sobre la rotación de la Tierra la proporcionan las observaciones del movimiento diario de los cuerpos celestes. La rotación de la Tierra se produce de oeste a este, es decir, en sentido antihorario visto desde el Polo Norte de la Tierra.
La inclinación media del ecuador a la eclíptica de la época inicial (ángulo υ) es casi constante (en 1900 era igual a 23° 27¢ 08,26² y aumentó menos de 0,1² durante el siglo XX). La línea de intersección del ecuador terrestre y la eclíptica de la época inicial (la línea de los nodos) se mueve lentamente a lo largo de la eclíptica de este a oeste, moviéndose 1° 13¢ 57.08² por siglo, como resultado de lo cual el ángulo ψ cambia en 360° en 25.800 años (precesión). El eje de rotación instantáneo del OR casi siempre coincide con el eje de inercia más pequeño de la Tierra. El ángulo entre estos ejes, según observaciones realizadas desde finales del siglo XIX, no supera los 0,4².
El período de tiempo durante el cual la Tierra realiza una rotación alrededor de su eje con respecto a algún punto del cielo se llama día. Los puntos que determinan la duración del día pueden ser:
el punto del equinoccio vernal;
El centro del disco visible del Sol, desplazado por la aberración anual ("Sol verdadero");
· "Mean Sun" - un punto ficticio, cuya posición en el cielo se puede calcular teóricamente para cualquier momento de tiempo.
Tres períodos de tiempo diferentes determinados por estos puntos se denominan días siderales, solares verdaderos y solares medios, respectivamente.
La velocidad de rotación de la Tierra se caracteriza por el valor relativo
donde Pz es la duración del día terrestre, T es la duración de un día estándar (atómico), que es igual a 86400s;
- velocidades angulares correspondientes a días terrestres y estándar.
Dado que el valor de ω cambia solo en el noveno - octavo lugar decimal, entonces los valores de ν son del orden de 10 -9 -10 -8 .
La Tierra hace una revolución completa alrededor de su eje en relación con las estrellas en un período de tiempo más corto que en relación con el Sol, ya que el Sol se mueve a lo largo de la eclíptica en la misma dirección en que gira la Tierra.
El día sideral está determinado por el período de rotación de la Tierra alrededor de su eje con respecto a cualquier estrella, pero como las estrellas tienen un movimiento propio y, además, muy complejo, se acordó que el comienzo del día sideral debe contarse. desde el momento de la culminación superior del equinoccio vernal, y se toma como intervalo la duración del día sideral el tiempo entre dos clímax superiores sucesivos del equinoccio vernal situados en el mismo meridiano.
Debido a los fenómenos de precesión y nutación, la posición relativa del ecuador celeste y la eclíptica cambia constantemente, lo que significa que la ubicación del equinoccio vernal en la eclíptica cambia en consecuencia. Se ha establecido que un día sideral es 0,0084 segundos más corto que el período real de la rotación diaria de la Tierra y que el Sol, moviéndose a lo largo de la eclíptica, llega al punto del equinoccio vernal antes de que llegue al mismo lugar en relación con las estrellas.
La Tierra, a su vez, gira alrededor del Sol no en un círculo, sino en una elipse, por lo que el movimiento del Sol nos parece desigual desde la Tierra. En invierno, el verdadero día solar es más largo que en verano, por ejemplo, a fines de diciembre son 24 horas 04 minutos 27 segundos, ya mediados de septiembre, 24 horas 03 minutos. 36 seg. Se considera que la unidad promedio de un día solar es 24 horas 03 minutos. 56,5554 segundos de tiempo sidéreo.
La velocidad angular de la Tierra con respecto al Sol, debido a la elipticidad de la órbita terrestre, depende de la época del año. La Tierra orbita más lentamente cuando está en el perihelio, el punto más alejado de su órbita del Sol. Como resultado, la duración del verdadero día solar no es la misma durante todo el año: la elipticidad de la órbita cambia la duración del verdadero día solar según una ley que puede describirse mediante una sinusoide con una amplitud de 7,6 minutos. y un plazo de 1 año.
La segunda razón de la irregularidad del día es la inclinación del eje de la tierra con respecto a la eclíptica, lo que lleva al movimiento aparente del Sol hacia arriba y hacia abajo desde el ecuador durante el año. La ascensión recta del Sol cerca de los equinoccios (Fig. 1.17) cambia más lentamente (ya que el Sol se mueve formando un ángulo con el ecuador) que durante los solsticios, cuando se mueve paralelo al ecuador. Como resultado, se suma un término sinusoidal con una amplitud de 9,8 minutos a la duración de un día solar verdadero. y un plazo de seis meses. Hay otros efectos periódicos que cambian la duración del verdadero día solar y dependen del tiempo, pero son pequeños.
Como resultado de la acción conjunta de estos efectos, los días solares verdaderos más cortos se observan el 26 y 27 de marzo y el 12 y 13 de septiembre, y los más largos, el 18 y 19 de junio y el 20 y 21 de diciembre.
Para eliminar esta variabilidad, se utiliza el día solar medio, ligado al llamado Sol medio, un punto condicional que se mueve uniformemente a lo largo del ecuador celeste, y no a lo largo de la eclíptica, como el Sol real, y que coincide con el centro del Sol. en el momento del equinoccio vernal. El período de revolución del Sol medio en la esfera celeste es igual al año tropical.
Los días solares medios no están sujetos a cambios periódicos, como los días solares verdaderos, pero su duración cambia monótonamente debido a cambios en el período de rotación axial de la Tierra y (en menor medida) con cambios en la duración del año tropical, aumentando en unos 0,0017 segundos por siglo. Así, la duración del día solar medio a principios de 2000 era igual a 86400,002 segundos SI (el segundo SI se determina mediante el proceso periódico intraatómico).
Un día sideral son 365,2422/366,2422=0,997270 días solares medios. Este valor es una relación constante entre el tiempo sideral y el solar.
El tiempo solar medio y el tiempo sideral están relacionados por las siguientes relaciones:
24h mié tiempo solar = 24h. 03 minutos 56.555 seg. tiempo sideral
1 hora = 1h. 00 minutos 09.856 seg.
1 minuto. = 1 minuto 00.164 seg.
1 segundo. = 1,003 seg.
24 horas tiempo sideral = 23 horas 56 minutos 04.091 seg. cf. tiempo solar
1 hora = 59 minutos 50.170 seg.
1 minuto. = 59,836 seg.
1 segundo. = 0,997 seg.
El tiempo en cualquier dimensión - sideral, solar verdadera o solar media - es diferente en diferentes meridianos. Pero todos los puntos que se encuentran en el mismo meridiano al mismo tiempo tienen la misma hora, que se llama hora local. Al moverse por el mismo paralelo hacia el oeste o el este, la hora en el punto de partida no se corresponderá con la hora local de todos los demás puntos geográficos ubicados en este paralelo.
Para eliminar hasta cierto punto esta deficiencia, el canadiense S. Fleshing sugirió introducir el tiempo estándar, es decir, un sistema de cómputo del tiempo basado en la división de la superficie de la Tierra en 24 zonas horarias, cada una de las cuales está separada 15° de la zona vecina en longitud. Flushing trazó 24 meridianos principales en el mapa mundial. Aproximadamente 7,5 ° al este y al oeste de ellos, se trazaron condicionalmente los límites de la zona horaria de esta zona. Se consideró igual la hora del mismo huso horario en cada momento para todos sus puntos.
Antes de Flushing, se publicaron mapas con varios meridianos principales en muchos países del mundo. Entonces, por ejemplo, en Rusia, las longitudes se contaron desde el meridiano que pasa por el Observatorio de Pulkovo, en Francia, por el Observatorio de París, en Alemania, por el Observatorio de Berlín, en Turquía, por el Observatorio de Estambul. Para introducir la hora estándar, fue necesario unificar un solo meridiano inicial.
La hora estándar se introdujo por primera vez en los Estados Unidos en 1883 y en 1884. en Washington en la Conferencia Internacional, en la que también participó Rusia, se tomó una decisión acordada sobre el tiempo estándar. Los participantes de la conferencia acordaron considerar el meridiano del Observatorio de Greenwich como el meridiano inicial o cero, y la hora solar media local del meridiano de Greenwich se denominó hora universal o mundial. En la conferencia también se estableció la llamada “línea de fecha”.
La hora estándar se introdujo en nuestro país en 1919. Tomando como base el sistema internacional de husos horarios y las fronteras administrativas entonces existentes, se marcaron los husos horarios del II al XII inclusive en el mapa de la RSFSR. La hora local de las zonas horarias ubicadas al este del meridiano de Greenwich aumenta en una hora de un cinturón a otro y disminuye en una hora al oeste de Greenwich.
Al contar el tiempo en días naturales, es importante establecer en qué meridiano comienza una nueva fecha (día del mes). Por acuerdo internacional, la línea de fecha corre en su mayor parte a lo largo del meridiano, que está a 180 ° de distancia de Greenwich, alejándose de él: al oeste, cerca de la isla de Wrangel y las islas Aleutianas, al este, frente a la costa de Asia, las islas de Fiji, Samoa, Tongatabu, Kermandek y Chatham.
Al oeste de la línea de fecha, el día del mes siempre es uno más que al este. Por lo tanto, después de cruzar esta línea de oeste a este, es necesario disminuir el número del mes en uno, y después de cruzarlo de este a oeste, aumentarlo en uno. Este cambio de fecha generalmente se realiza a la medianoche más cercana después de cruzar la línea de fecha internacional. Es bastante obvio que el nuevo mes calendario y el nuevo año comienzan en la línea de fecha.
Por lo tanto, el meridiano principal y el meridiano 180° E, a lo largo de los cuales corre la línea de fecha internacional, dividen el globo en los hemisferios occidental y oriental.
A lo largo de la historia de la humanidad, la rotación diaria de la Tierra siempre ha servido como un estándar de tiempo ideal, que regulaba las actividades de las personas y era un símbolo de uniformidad y precisión.
La herramienta más antigua para determinar el tiempo antes de Cristo era el gnomon, en griego puntero, un pilar vertical sobre una superficie nivelada, cuya sombra, cambiando de dirección cuando el Sol se movía, indicaba una u otra hora del día en una escala marcada en el suelo cerca del pilar. Los relojes de sol se conocen desde el siglo VII a. Inicialmente, se distribuyeron en Egipto y los países de Medio Oriente, desde donde se trasladaron a Grecia y Roma, e incluso más tarde penetraron en los países de Europa occidental y oriental. Los astrónomos y matemáticos del mundo antiguo, la Edad Media y los tiempos modernos se ocuparon de cuestiones de gnomónica, el arte de hacer relojes de sol y la capacidad de usarlos. En el siglo 18 y a principios del siglo XIX. la gnomónica se expuso en los libros de texto de matemáticas.
Y solo después de 1955, cuando los requisitos de los físicos y los astrónomos sobre la precisión del tiempo aumentaron considerablemente, se volvió imposible estar satisfecho con la rotación diaria de la Tierra como un estándar de tiempo, ya desigual con la precisión requerida. El tiempo, determinado por la rotación de la Tierra, es desigual debido a los movimientos del polo y la redistribución del momento angular entre las diferentes partes de la Tierra (hidrosfera, manto, núcleo líquido). El meridiano aceptado para contar el tiempo está determinado por el punto EOR y el punto en el ecuador correspondiente a la longitud cero. Este meridiano está muy cerca de Greenwich.
La tierra gira de manera desigual, lo que provoca un cambio en la duración del día. La velocidad de rotación de la Tierra se puede caracterizar simplemente por la desviación de la duración del día de la Tierra con respecto a la referencia (86.400 s). Cuanto más corto es el día de la Tierra, más rápido gira la Tierra.
Se distinguen tres componentes en la magnitud del cambio en la velocidad de rotación de la Tierra: desaceleración secular, fluctuaciones estacionales periódicas y cambios intermitentes irregulares.
La desaceleración secular del ritmo de rotación de la Tierra se debe a la acción de las fuerzas de atracción de marea de la Luna y el Sol. La fuerza de marea estira la Tierra a lo largo de una línea recta que conecta su centro con el centro del cuerpo perturbador: la Luna o el Sol. En este caso, la fuerza de compresión de la Tierra aumenta si la resultante coincide con el plano del ecuador, y disminuye cuando se desvía hacia los trópicos. El momento de inercia de la Tierra comprimida es mayor que el de un planeta esférico no deformado, y dado que el momento angular de la Tierra (es decir, el producto de su momento de inercia por la velocidad angular) debe permanecer constante, la velocidad de rotación del la tierra comprimida es menor que la de la no deformada. Debido al hecho de que las declinaciones de la Luna y el Sol, las distancias de la Tierra a la Luna y al Sol cambian constantemente, la fuerza de marea fluctúa con el tiempo. La compresión de la Tierra cambia en consecuencia, lo que en última instancia provoca fluctuaciones de marea en la velocidad de rotación de la Tierra. Las más significativas son las fluctuaciones con períodos quincenales y mensuales.
La desaceleración en la velocidad de rotación de la Tierra se encuentra en observaciones astronómicas y estudios paleontológicos. Las observaciones de los antiguos eclipses solares llevaron a la conclusión de que la duración de un día aumenta en 2 segundos cada 100.000 años. Las observaciones paleontológicas de los corales han demostrado que los corales marinos cálidos crecen para formar un cinturón cuyo grosor depende de la cantidad de luz recibida por día. Así, es posible determinar los cambios anuales en su estructura y calcular el número de días en un año. En la era moderna, se encuentran 365 cinturones de coral. Según las observaciones paleontológicas (Cuadro 5), la duración del día aumenta linealmente con el tiempo en 1,9 s cada 100.000 años.
Tabla 5
Según las observaciones de los últimos 250 años, el día ha aumentado 0,0014 s por siglo. Según algunos datos, además de la ralentización de las mareas, se produce un aumento de la velocidad de rotación de 0,001 s por siglo, que se produce por un cambio en el momento de inercia de la Tierra debido al lento movimiento de la materia en el interior de la Tierra y en su superficie. La propia aceleración reduce la duración del día. En consecuencia, si no estuviera allí, entonces el día aumentaría en 0,0024 s por siglo.
Antes de la creación de los relojes atómicos, la rotación de la Tierra se controlaba comparando las coordenadas observadas y calculadas de la Luna, el Sol y los planetas. De esta forma, fue posible hacerse una idea del cambio en la velocidad de rotación de la Tierra durante los últimos tres siglos -desde finales del siglo XVII, cuando se realizaron las primeras observaciones instrumentales del movimiento de la Luna, el Sol , y comenzaron a fabricarse planetas. Un análisis de estos datos muestra (Fig. 1.27) que desde principios del siglo XVII. hasta mediados del siglo XIX. La velocidad de rotación de la Tierra ha cambiado poco. De la segunda mitad del siglo XIX Hasta ahora, se han observado fluctuaciones de velocidad irregulares significativas con tiempos característicos del orden de 60 a 70 años.
Figura 1.27. Desviación de la duración del día de la referencia para 350 años
La Tierra giró más rápidamente alrededor de 1870, cuando la duración del día de la Tierra fue 0,003 s más corta que la referencia. El más lento: alrededor de 1903, cuando el día de la Tierra era más largo que el día de referencia en 0,004 s. De 1903 a 1934 hubo una aceleración de la rotación de la Tierra, desde finales de los años 30 hasta 1972. hubo una desaceleración, y desde 1973. La Tierra actualmente está acelerando su rotación.
Las fluctuaciones periódicas anuales y semestrales en la velocidad de rotación de la Tierra se explican por cambios periódicos en el momento de inercia de la Tierra debido a la dinámica estacional de la atmósfera y la distribución planetaria de la precipitación. Según datos modernos, la duración del día durante el año varía en ±0,001 segundos. Al mismo tiempo, el día más corto cae en julio-agosto y el más largo en marzo.
Los cambios periódicos en la velocidad de rotación de la Tierra tienen períodos de 14 y 28 días (lunar) y 6 meses y 1 año (solar). La velocidad mínima de rotación de la Tierra (aceleración es cero) corresponde al 14 de febrero, la velocidad promedio (aceleración máxima) - 28 de mayo, la velocidad máxima (aceleración es cero) - 9 de agosto, la velocidad promedio (desaceleración mínima) - 6 de noviembre .
También se observan cambios aleatorios en la velocidad de rotación de la Tierra, que ocurren a intervalos irregulares, casi un múltiplo de once años. El valor absoluto del cambio relativo en la velocidad angular alcanzado en 1898. 3,9 × 10 -8, y en 1920. - 4,5 × 10 -8. La naturaleza y la naturaleza de las fluctuaciones aleatorias en la velocidad de rotación de la Tierra han sido poco estudiadas. Una de las hipótesis explica las fluctuaciones irregulares en la velocidad angular de rotación de la Tierra por la recristalización de ciertas rocas en el interior de la Tierra, lo que cambia su momento de inercia.
Antes del descubrimiento de la irregularidad de la rotación de la Tierra, la unidad de tiempo derivada, el segundo, se definía como 1/86400 de la fracción de un día solar medio. La variabilidad del día solar promedio debido a la rotación desigual de la Tierra nos obligó a abandonar tal definición del segundo.
en octubre de 1959 La Oficina Internacional de Pesos y Medidas decidió dar la siguiente definición a la unidad fundamental de tiempo, el segundo:
"Un segundo es 1/31556925.9747 del año tropical de 1900, 0 de enero, a las 12 en punto de las efemérides".
El segundo así definido se llama "efemérides". El número 31556925.9747=86400´365.2421988 es el número de segundos de un año tropical cuya duración para el año 1900, 0 de enero, a las 12 en punto de efemérides (tiempo newtoniano uniforme) fue de 365.2421988 días solares medios.
En otras palabras, un segundo de efemérides es un intervalo de tiempo igual a 1/86400 de la duración promedio de un día solar medio que tenían en 1900, 0 de enero, a las 12 en punto de efemérides. Así, la nueva definición del segundo también estaba asociada al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, mientras que la antigua definición se basaba únicamente en su rotación alrededor de su eje.
Hoy en día, el tiempo es una cantidad física que se puede medir con la mayor precisión. La unidad de tiempo, un segundo de tiempo "atómico" (segundo SI), se equipara a la duración de 9192631770 períodos de radiación correspondientes a la transición entre dos niveles hiperfinos del estado fundamental del átomo de cesio-133, se introdujo en 1967 por decisión de la XII Conferencia General de Pesos y Medidas, y en 1970 “se tomó como tiempo de referencia fundamental el tiempo atómico. La precisión relativa del estándar de frecuencia de cesio es 10 -10 -10 -11 durante varios años. El patrón del tiempo atómico no tiene fluctuaciones diurnas ni seculares, no envejece y tiene suficiente certeza, precisión y reproducibilidad.
Con la introducción del tiempo atómico, la precisión para determinar la rotación desigual de la Tierra ha mejorado significativamente. A partir de ese momento, fue posible registrar todas las fluctuaciones en la velocidad de rotación de la Tierra con un período de más de un mes. La Figura 1.28 muestra el curso de las desviaciones mensuales promedio para el período 1955-2000.
De 1956 a 1961 La rotación de la Tierra se aceleró desde 1962 hasta 1972. - ralentizado, y desde 1973. al presente - acelerado de nuevo. Esta aceleración aún no ha terminado y durará hasta 2010. Aceleración de la rotación 1958-1961 y desaceleración 1989-1994. son fluctuaciones a corto plazo. Las fluctuaciones estacionales llevan al hecho de que la velocidad de rotación de la Tierra es la más baja en abril y noviembre, y la más alta en enero y julio. El máximo de enero es mucho menor que el de julio. La diferencia entre la desviación mínima de la duración del día de la Tierra con respecto al estándar en julio y la máxima en abril o noviembre es de 0,001 s.
Figura 1.28. Desviaciones medias mensuales de la duración del día de la tierra con respecto a la referencia durante 45 años
El estudio de la irregularidad de la rotación de la Tierra, las nutaciones del eje de la Tierra y el movimiento de los polos es de gran importancia científica y práctica. El conocimiento de estos parámetros es necesario para determinar las coordenadas de los objetos celestes y terrestres. Contribuyen a la expansión de nuestro conocimiento en varios campos de las geociencias.
En los años 80 del siglo XX, los métodos astronómicos para determinar los parámetros de rotación de la Tierra fueron reemplazados por nuevos métodos de geodesia. Las observaciones Doppler de los satélites, el láser de medición de la Luna y los satélites, el sistema de posicionamiento global GPS, la radiointerferometría son herramientas eficaces para estudiar la rotación desigual de la Tierra y el movimiento de los polos. Los más adecuados para la radiointerferometría son los cuásares, potentes fuentes de emisión de radio de tamaño angular extremadamente pequeño (menos de 0,02²), que son, aparentemente, los objetos más distantes del Universo, prácticamente inmóviles en el cielo. La interferometría de radio Quasar es la herramienta de medición óptica más eficiente e independiente para estudiar el movimiento de rotación de la Tierra.
17.03.11 15:54
¿Alguna vez te has preguntado qué tan rápido gira la Tierra sobre su eje y cómo logramos caminar de manera constante sobre la Tierra, a pesar de que la velocidad de su rotación aún no es pequeña? Comencemos con el hecho de que la Tierra tiene una fuerza de atracción que nos mantiene sobre ella, ¡y la enorme inercia de la Tierra no nos permite sentir la rotación! Este artículo nos ayudará a averiguar cuál es la velocidad de la Tierra alrededor de su eje, y también nos dirá qué tan rápido gira la Tierra alrededor del Sol.
Cuando hablamos de la velocidad de la Tierra, debemos tener en cuenta que la velocidad es relativa y por tanto siempre se mide en relación a otro objeto relativo. Esto significa que el movimiento solo se puede medir cuando hay un punto de control. Por ejemplo, la velocidad de la Tierra solo se puede calcular en relación con su propio eje, la Vía Láctea, el Sistema Solar, los objetos celestes circundantes o el Sol. Por lo tanto, para averiguar, por ejemplo, la velocidad de rotación de la Tierra alrededor del Sol, se deben utilizar Unidades Astronómicas especiales. La Tierra tarda un año o 365 días en completar una revolución alrededor del Sol. La Tierra recorre 150 millones de km en su órbita alrededor del Sol. Por lo tanto, la Tierra gira alrededor del Sol a una velocidad de aproximadamente 30 km/seg.
La tierra da una vuelta completa alrededor de su eje en 23 horas 56 minutos y 04.09053 segundos, este tiempo es aproximado y se toma como la duración del día - 24 horas. El eje de la Tierra es una línea imaginaria que pasa por el centro de la Tierra, los polos norte y sur. Para comprender qué tan rápido gira la Tierra, necesitamos averiguar qué tan rápido gira la Tierra en el ecuador. Para ello, necesitamos conocer la circunferencia de la Tierra en el ecuador, que es de 40.070 km. Ahora, simplemente dividiendo la circunferencia del ecuador por la duración del día, obtenemos la velocidad de rotación de la tierra alrededor de su eje:
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40070km/ 24h = 1674,66 km/h
El valor de 1674,66 km/h es la respuesta a la pregunta de qué tan rápido gira la Tierra alrededor de su eje en el ecuador. Sin embargo, esta velocidad no se puede considerar como una constante, ya que la velocidad de rotación en diferentes lugares es diferente. La velocidad varía según la ubicación del punto en la superficie terrestre, es decir, qué tan lejos está este punto del ecuador. Es que en el ecuador la circunferencia de la Tierra es mayor, y por lo tanto, estando en el ecuador, tú, junto con la superficie terrestre, recorres la mayor distancia alrededor del eje de la Tierra en 24 horas. Sin embargo, a medida que te acercas al Polo Norte, la circunferencia de la superficie terrestre disminuye y tú y la Tierra recorren una distancia más corta en 24 horas.
¡Idealmente, la velocidad de rotación en los polos norte y sur cae a cero! Así, la velocidad de rotación de la Tierra alrededor de su eje depende de la ubicación latitudinal del lugar. La velocidad más alta está en el ecuador, luego disminuye a medida que se acerca al Polo Norte o Sur. Por ejemplo, ¡la velocidad de rotación de la Tierra en Alaska es de solo 570 km por hora! En latitudes medias, la velocidad de rotación alcanza su valor medio. Por ejemplo, en lugares como Nueva York y Europa, la velocidad de rotación de la Tierra es de aproximadamente 1125 -1450 km/h.
Esperamos que ahora sea más consciente de lo rápido que gira la Tierra sobre su propio eje. Para calcular la circunferencia de la tierra donde te encuentras, solo necesitas determinar el coseno del ángulo de tu latitud, que, como sabes, se da en ángulos, solo mira más de cerca el mapa. Luego necesitas multiplicar este valor por la circunferencia de la Tierra en el ecuador para obtener la circunferencia en tu latitud. Al dividir la circunferencia por 24 (el número de horas en un día), obtendrás la velocidad de rotación de la Tierra alrededor de su eje en el lugar donde te encuentras.
