Rotación de la Tierra
Rotación de la Tierra alrededor de su eje

La rotación de la Tierra fotografiada por el Observatorio Climático del Espacio Profundo , que muestra la inclinación del eje

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 progrado . Visto desde la estrella polar norteña Polaris , 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 del 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 aproximadamente con respecto al Sol , pero una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4 segundos con respecto a otras estrellas distantes (ver 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 sobre la rotación de la Tierra. Los relojes atómicos muestran que el día moderno es más largo en aproximadamente 1,7 milisegundos que hace un siglo, [1] aumentando lentamente la velocidad a la que el 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. [2]

Los científicos informaron que en 2020 la Tierra había comenzado a girar más rápido, después de girar consistentemente a una velocidad inferior a 86.400 segundos por día en las décadas anteriores. El 29 de junio de 2022, la Tierra completó su giro en 1,59 milisegundos en menos de 24 horas, lo que estableció un nuevo récord. [3] Debido a esa tendencia, los ingenieros de todo el mundo están debatiendo un "segundo intercalar negativo" y otras posibles medidas de cronometraje. [4]

Se cree que este aumento de velocidad se debe a varios factores, entre ellos el complejo movimiento de su núcleo fundido, los océanos y la atmósfera, el efecto de cuerpos celestes como la Luna y, posiblemente, el cambio climático, que está provocando que el hielo de los polos de la Tierra se derrita. Las masas de hielo explican que la Tierra tenga la forma de un esferoide achatado, abultado alrededor del ecuador. Cuando estas masas se reducen, los polos se recuperan de la pérdida de peso y la Tierra se vuelve más esférica, lo que tiene el efecto de acercar la masa a su centro de gravedad. La conservación del momento angular dicta que una masa distribuida más de cerca alrededor de su centro de gravedad gira más rápido. [5]

Historia

Esta fotografía de larga exposición del cielo nocturno del norte sobre el Himalaya nepalí muestra las trayectorias aparentes de las estrellas a medida que la Tierra gira.

Entre los antiguos griegos , varios miembros de la escuela pitagórica creían en la rotación de la Tierra en lugar de la aparente rotación diurna de los cielos. Tal vez el primero fue Filolao (470-385 a. C.), aunque su sistema era complicado, ya que incluía una contratierra que giraba diariamente alrededor de un fuego central. [6]

Una imagen más convencional fue apoyada por Hicetas , Heráclides y Ecfanto en el siglo IV a. C., quienes asumieron que la Tierra rotaba 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, en el siglo IV a. C., Aristóteles criticó las ideas de Filolao por basarse en la teoría y no en la observación. Estableció la idea de una esfera de estrellas fijas que giraban alrededor de la Tierra. [7] Esta idea fue aceptada por la mayoría de los que vinieron después, en particular Claudio Ptolomeo (siglo II d. C.), quien pensaba que la Tierra sería devastada por vendavales si girara. [8]

En el año 499 d. C., el astrónomo indio Aryabhata sugirió 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. Propuso la siguiente analogía: "Así como un hombre en un barco que se desplaza en una dirección ve que las cosas estacionarias en la orilla se mueven en la dirección opuesta, de la misma manera, para un hombre en Lanka, las estrellas fijas parecen ir hacia el oeste". [9] [10]

En el siglo X, algunos astrónomos musulmanes aceptaron que la Tierra gira alrededor de su eje. [11] Según al-Biruni , al-Sijzi (dc 1020) inventó un astrolabio llamado al-zūraqī basado en la idea creída por algunos de sus contemporáneos "de que el movimiento que vemos se debe al movimiento de la Tierra y no al del cielo". [12] [13] La prevalencia de esta visión se confirma además por una referencia del siglo XIII que dice: "Según los geómetras [o ingenieros] ( 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 al de las estrellas". [12] Se escribieron tratados para discutir su posibilidad, ya sea como refutaciones o expresando dudas sobre los argumentos de Ptolomeo en su contra. [14] En los observatorios de Maragha y Samarcanda , Tusi (nacido en 1201) y Qushji (nacido en 1403) analizaron la rotación de la Tierra ; los argumentos y las pruebas que utilizaron se parecen a los utilizados por Copérnico. [15]

En la Europa medieval, Tomás de Aquino aceptó la visión de Aristóteles [16] y lo mismo hicieron, a regañadientes, John Buridan [17] y Nicole Oresme [18] en el siglo XIV. La comprensión contemporánea de la rotación de la Tierra no empezó a establecerse hasta que Nicolás Copérnico, en 1543, adoptó un sistema mundial heliocéntrico . Copérnico señaló que si el movimiento de la Tierra es violento, entonces el movimiento de las estrellas debe serlo 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 los planetas girando alrededor de un Sol central. [19]

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 suponía una Tierra estacionaria. En 1600, William Gilbert apoyó firmemente la rotación de la Tierra en su tratado sobre el magnetismo de la Tierra [20] y, por lo tanto, influyó en muchos de sus contemporáneos. [21] : 208  Aquellos como Gilbert que no apoyaron ni rechazaron abiertamente el movimiento de la Tierra alrededor del Sol son llamados "semi-copernicanos". [21] : 221  Un siglo después de Copérnico, Riccioli cuestionó el modelo de una Tierra en rotación debido a la falta de desviaciones hacia el este observables en ese momento en los cuerpos que caen; [22] tales desviaciones 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 el Ecuador se abulta y los polos geográficos se aplanan. En sus Principia , Newton predijo que este aplanamiento ascendería a una parte en 230, y señaló las mediciones del péndulo tomadas por Richer en 1673 como corroboración del cambio en la gravedad , [23] pero las mediciones iniciales de las longitudes de los meridianos por Picard y Cassini a fines del siglo XVII sugirieron lo contrario. Sin embargo, las mediciones de Maupertuis y la Misión Geodésica Francesa en la década de 1730 establecieron el achatamiento de la Tierra , confirmando así las posiciones tanto de Newton como de Copérnico . [24]

En el marco de referencia giratorio de la Tierra, un cuerpo que se mueve libremente sigue una trayectoria aparente que se desvía de la que seguiría en un marco de referencia fijo. Debido al efecto Coriolis , los cuerpos que caen se desvían ligeramente hacia el este desde la plomada vertical debajo de su punto de lanzamiento, y los proyectiles se desvían 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 se observa principalmente a escala meteorológica, donde es responsable de las direcciones opuestas de rotación de los ciclones en los hemisferios norte y sur (en sentido contrario a las agujas del reloj y en el sentido de 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 dejado caer 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 liberados con cuidado. [n 1] Una pelota lanzada desde una altura de 158,5 m se desvió 27,4 mm de la vertical en comparación con un valor calculado de 28,1 mm.

La prueba más famosa 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 rellena de plomo suspendida a 67 m de la cima del Panteón de París. Debido a la rotación de la Tierra bajo el péndulo oscilante, el plano de oscilación del péndulo parece rotar a una velocidad 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 oscilan ahora en museos de todo el mundo .

Periodos

Los círculos estrellados se arquean alrededor del polo sur celeste, vistos desde el Observatorio La Silla de ESO . [25]

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 . [26] Depende del movimiento orbital de la Tierra y, por lo tanto, se ve afectado por los cambios en la excentricidad e inclinación de la órbita terrestre. Ambos varían a lo largo de miles de años, por lo que la variación anual del día solar verdadero también varía. Generalmente, es más largo que el día solar medio durante dos períodos del año y más corto durante otros dos. [n 2] El día solar verdadero 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 unos 10 segundos más corto cerca del afelio . Es unos 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 . En la actualidad, los efectos del perihelio y del 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 anula parcialmente por el efecto del 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 y 21 segundos , respectivamente. [27] [28]

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 ligeramente más largo que un segundo SI porque el día solar medio de la Tierra es ahora ligeramente 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 unos 0 a 2 ms más larga que 86.400 segundos SI. [29] [30] [31] Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento núcleo-manto tienen una amplitud de unos 5 ms. [32] [33] El segundo solar medio entre 1750 y 1892 fue elegido en 1895 por Simon Newcomb como 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 pasó a conocerse como segundo de efemérides . En 1967 el segundo SI se igualó al segundo de efemérides. [34]

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

Día estelar y sideral

En un planeta progrado como la Tierra, el día estelar es más corto que el día solar . En el momento 1, el Sol y una determinada estrella distante están en lo alto. En el momento 2, el planeta ha girado 360 grados y la estrella distante está de nuevo en lo alto, pero el Sol no (1→2 = un día estelar). No es hasta un poco más tarde, en el momento 3, que el Sol vuelve a estar en lo alto (1→3 = un día solar).

El período de rotación de la Tierra relativo al Marco de Referencia Celeste Internacional , llamado su día estelar por el Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS), es de 86 164,098 903 691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4,098 903 691 s , 0,997 269 663 237 16  días solares medios ). [35] [n 3] El período de rotación de la Tierra relativo al equinoccio de primavera medio en precesión , llamado día sideral , es de 86 164,090 530 832 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 ). [35] Por lo tanto, el día sideral es más corto que el día estelar en unos 8,4 ms . [37]

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 resultado de que la Tierra gira una rotación adicional, en relación con el marco de referencia celeste, mientras orbita alrededor del Sol (es decir, 366,24 rotaciones/año). El día solar medio en segundos del SI está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005 [38] y 1962-2005 [39] .

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

Velocidad angular

Gráfico de latitud en función de la velocidad tangencial. La línea discontinua muestra el ejemplo del Centro Espacial Kennedy . La línea de puntos y rayas indica la velocidad de crucero típica de un avión de pasajeros .

La velocidad angular de rotación de la Tierra en el espacio inercial es (7,292 115 0 ± 0,000 000 1) × 10 −5 radianes por segundo SI^  . [35] [n 4] Multiplicando por (180°/π radianes) × (86 400 segundos/día) se obtiene 360,985 6  °/día , lo que indica que la Tierra gira más de 360 ​​grados 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 un poco más de una vez con respecto a las estrellas fijas antes de que el Sol medio pueda pasar de nuevo por encima, aunque gira solo una vez (360°) con respecto al Sol medio. [n 5] Al multiplicar el valor en rad/s por el radio ecuatorial de la Tierra de 6.378.137 m ( elipsoide WGS84 ) (los factores de 2π radianes necesarios para ambos se cancelan) se obtiene una velocidad ecuatorial de 465,10 metros por segundo (1.674,4 km/h). [40] Algunas fuentes afirman que la velocidad ecuatorial de la Tierra es ligeramente menor, o 1.669,8 km/h . [41] 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 , [35] lo que da la velocidad ecuatorial en horas solares medias dada 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. [42] Por ejemplo, el Centro Espacial Kennedy está ubicado en la latitud 28,59° N, lo que da 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 .

Mientras que el Everest es la elevación más alta de la Tierra (verde) y el Mauna Kea es el más alto desde su base (naranja), el Cayambe es el más alejado del eje de la Tierra (rosa) y el Chimborazo es el más alejado del centro de la Tierra (azul). No está a escala

La cima del volcán Cayambe es el punto de la superficie de la Tierra más alejado de su eje; por lo tanto, gira más rápido que la Tierra. [43]

Cambios

La inclinación del eje de la Tierra es de aproximadamente 23,4°. Oscila entre 22,1° y 24,5° en un ciclo de 41.000 años y actualmente está disminuyendo.

En eje rotacional

El eje de rotación de la Tierra se mueve con respecto a las estrellas fijas ( espacio inercial ); los componentes de este movimiento son la precesión y la 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 al bamboleo de Chandler .

En velocidad de rotación

Interacciones de mareas

Durante millones de años, la rotación de la Tierra se ha ralentizado significativamente debido a la aceleración de las mareas a través de las interacciones gravitacionales con la Luna. De este modo, el momento angular se transfiere lentamente a la Luna a una velocidad proporcional a , donde es el radio orbital de la Luna. Este proceso ha aumentado gradualmente la duración del día hasta su valor actual y ha dado como resultado que la Luna esté bloqueada por las mareas con la Tierra. a − 6 estilo de visualización r^{-6}} a {\estilo de visualización r}

Esta desaceleración rotacional gradual está documentada empíricamente por estimaciones de la duración del día obtenidas a partir de observaciones de ritmitas y estromatolitos de marea ; una compilación de estas mediciones [44] encontró que la duración del día ha aumentado de manera constante desde aproximadamente 21 horas hace 600 millones de años [45] hasta el valor actual de 24 horas. Al contar la lámina microscópica que se forma con las mareas más altas, se pueden estimar las frecuencias de las mareas (y, por lo tanto, la duración del día), de manera similar a contar los anillos de los árboles, aunque estas estimaciones pueden ser cada vez menos confiables a edades más avanzadas. [46]

Estabilización resonante

Una historia simulada de la duración del día de la Tierra, que representa un evento estabilizador resonante a lo largo de la era Precámbrica [47]

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 [44] muestran tentativamente un aumento brusco de la desaceleración rotacional hace unos 600 millones de años. Algunos modelos sugieren que la Tierra mantuvo una duración constante del día de 21 horas durante gran parte del Precámbrico . [45] Esta duración del día corresponde al período resonante semidiurno de la marea atmosférica impulsada térmicamente ; en esta duración del día, el par lunar desacelerador podría haber sido cancelado por un par acelerante de la marea atmosférica, lo que resultó en la ausencia de par neto y un período rotacional constante. Este efecto estabilizador podría haberse roto por un cambio repentino en la temperatura global. Simulaciones computacionales recientes respaldan esta hipótesis y sugieren que las glaciaciones Marinoan o Sturtiana rompieron esta configuración estable hace unos 600 millones de años; los resultados simulados concuerdan bastante con los datos paleorrotacionales existentes. [47]

Eventos globales

Desviación de la duración del día con respecto al día basado en el SI

Algunos eventos recientes a gran escala, como el terremoto del Océano Índico de 2004 , han provocado que la duración de un día se acorte en 3 microsegundos al reducir el momento de inercia de la Tierra . [48] El rebote posglacial , 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, por la conservación del momento angular , el período de rotación de la Tierra. [49]

La duración del día también puede verse influida por las estructuras construidas por el hombre. 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 terrestre en 0,06 microsegundos debido al cambio de masa. [50]

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 , medición de distancia por láser satelital y otras técnicas de geodesia satelital . Esto proporciona una referencia absoluta para la determinación del tiempo universal , la precesión y la nutación . [51] El valor absoluto de la rotación de la Tierra, incluyendo UT1 y nutación, se puede determinar utilizando observaciones geodésicas espaciales, como la interferometría de línea de base muy larga y la medición de distancia por láser lunar , mientras que sus derivados, denominados exceso de longitud del día y tasas de nutación, se pueden derivar de observaciones satelitales, como GPS , GLONASS , Galileo [52] y medición de distancia por láser satelital a satélites geodésicos. [53]

Observaciones antiguas

Existen registros de observaciones de eclipses solares y lunares por parte de astrónomos babilónicos y chinos a partir del siglo VIII a. C., así como del mundo islámico medieval [54] y de otros lugares. Estas observaciones se pueden utilizar para determinar los cambios en la rotación de la Tierra a lo largo de los últimos 27 siglos, ya que la duración del día es un parámetro crítico en el cálculo del lugar y la hora de los eclipses. Un cambio en la duración del día de milisegundos por siglo se refleja 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 durante todo el pasado. [55] [56]

Variabilidad cíclica

Cada 25 o 30 años aproximadamente, la rotación de la Tierra se ralentiza temporalmente unos pocos milisegundos al día, lo que suele durar unos cinco años. 2017 fue el cuarto año consecutivo en que la rotación de la Tierra se ralentizó. La causa de esta variabilidad aún no se ha determinado. [57]

Origen

Representación artística del disco protoplanetario.

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 eventual planeta. [58]

Sin embargo, si la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna es correcta, esta tasa de rotación primordial se habría restablecido con el impacto de Theia hace 4.500 millones de años. Independientemente de la velocidad y la inclinación de la rotación de la Tierra antes del impacto, habría experimentado un día de unas cinco horas de duración después del impacto. [59] Los efectos de las mareas habrían ralentizado esta tasa hasta su valor actual.

Véase también

Notas

  1. ^ Véase Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (artículo de Wikipedia en alemán).
  2. ^ Cuando la excentricidad de la Tierra supera 0,047 y el perihelio se encuentra en un equinoccio o solsticio apropiado, sólo un período con un pico equilibra otro período que tiene dos picos. [27]
  3. ^ Aoki, la fuente última de estas cifras, utiliza el término "segundos de UT1" en lugar de "segundos de tiempo solar medio". [36]
  4. ^ Se puede establecer que los segundos SI se aplican a este valor siguiendo la cita en "CONSTANTES ÚTILES" de E. Groten "Parámetros de relevancia común de astronomía, geodesia y geodinámica" Archivado el 21 de marzo de 2019 en Wayback Machine que establece que las unidades son unidades SI, excepto en una instancia no relevante para este valor.
  5. ^ En astronomía, a diferencia de la geometría, 360° significa regresar al mismo punto en alguna escala de tiempo cíclica, ya sea un día solar medio o un día sideral para la rotación sobre el eje de la Tierra, o un año sideral o un año tropical medio o incluso un año juliano medio que contenga exactamente 365,25 días para la revolución alrededor del Sol.

Referencias

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  • Orientación de la Tierra del USNO Archivado el 14 de mayo de 2011 en Wayback Machine nuevo sitio, que se está completando
  • Antiguo emplazamiento de USNO IERS, a punto de abandonarse
  • Centro de Orientación Terrestre del IERS: datos de rotación de la Tierra y análisis interactivo
  • Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS)
  • Si el período de rotación de la Tierra es inferior a 24 horas, ¿por qué nuestros relojes no se desincronizan con el Sol?
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