La rotación de la Tierra es uno de los movimientos de la Tierra que consiste en girar en torno a su propio eje. La Tierra gira de oeste a este, al igual que el resto de planetas del Sistema Solar (con la excepción de Venus y Urano). Tomando al polo norte como punto de vista, la Tierra gira en sentido antihorario. Un giro completo en relación a una estrella fija dura 24 horas Este movimiento se hace patente con el péndulo de Foucault cuya masa considerable se suspende de un punto a gran altura para independizar su movimiento del propio movimiento de rotación terrestre, es decir, del suelo, aunque no se puede independizar de manera absoluta del movimiento del punto del techo de donde se suspende.
La velocidad de rotación de La Tierra es de 1670 km/h en el ecuador, disminuyendo este valor conforme nos acercamos a los polos (donde el valor es nulo). A lo largo de millones de años la rotación se ha ralentizado de forma significativa por interacciones gravitacionales con la Luna. Sin embargo, algunos acontecimientos de grandes proporciones, como el terremoto del océano Índico de 2004 han acelerado la rotación en tres microsegundos. El ajuste postglacial, en marcha desde la última edad de hielo, está cambiando la distribución de la masa de la Tierra y, por consiguiente, modificando el momento de inercia y, a causa de la ley de conservación del momento angular, también el período de rotación.
La medición del día exacto del movimiento de rotación. Como ese valor se hace cada vez más corto, se hace necesario ajustar periódicamente la medida del tiempo con un reloj atómico que es de gran precisión y no depende de la velocidad de rotación de la Tierra. Como resulta obvio, no se puede ajustar la duración del movimiento de rotación terrestre al reloj atómico (que, como hemos dicho, no depende de la duración de esa rotación) sino al contrario: cuando la hora marcada por un reloj atómico marca un segundo más que el movimiento de rotación terrestre como ha sucedido al iniciarse el año 2017, se suprime dicho segundo en la medición precisa del movimiento de rotación terrestre. En cualquier caso, esta exagerada precisión que ahora tenemos de la rotación terrestre tiene poco que ver con lo que se refiere a las consecuencias de la misma.
El promedio del día solar durante el transcurso de un año completo es un 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 un poco más largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la fricción de las mareas. La duración promedio del día solar medio desde la introducción del segundo intercalar en 1871 ha sido de 0 a 2 ms más larga que 86,400 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 unidad independiente del tiempo en sus "Tablas del Sol". Estas tablas se usaron para calcular las efemérides del mundo entre 1900 y 1983, por lo que este segundo se conoció como el segundo efemérides. En 1967, el segundo SI se hizo igual al segundo efemérides.
El período de rotación de la Tierra relativo a las estrellas fijas, llamado su día estelar por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS), es 86,164.098903691 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.098903691 s). El período de rotación de la Tierra en relación con el preceso o equinoccio vernal medio en movimiento, denominado día sidéreo, es 86,164.09053083288 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.09053083288 s). Por lo tanto, el día sidéreo es más corto que el día estelar en aproximadamente 8,4 ms.
Tanto el día estelar como el día sideral son más cortos que el día solar medio en aproximadamente 3 minutos y 56 segundos. El día solar medio en segundos SI está disponible del IERS para los períodos 1623-2005 y 1962-2005.
El movimiento de rotación terrestre tiene una consecuencia muy compleja sobre los cuerpos en movimiento de la superficie terrestre. En general, se puede decir que las características de dicha consecuencia son las siguientes:
Siendo la Tierra un cuerpo esférico, cualquier punto de su superficie pasará diariamente de la iluminación a la oscuridad, es decir, del día a la noche, excepción hecha de las zonas polares, donde la inclinación del eje terrestre modifica esta idea (seis meses de insolación y seis meses de oscuridad).
Esta consecuencia es muy importante y regula la vida cotidiana de los animales, las plantas y, especialmente, de los seres humanos.
A su vez, la sucesión del día y de la noche determina la exposición diaria de la superficie terrestre a la radiación solar y a una serie de procesos de compensación en las partes sólida, líquida y gaseosa de nuestro planeta que suavizan en gran medida los valores extremos a que daría lugar una exposición directa a dicha radiación y a su carencia en el hemisferio oscuro. La atmósfera y, sobre todo, la hidrosfera, absorben gran cantidad de calor durante el día y lo ceden parcialmente durante la noche permitiendo, en consecuencia, la vida sobre la Tierra. Y sobre la distinta absorción de la radiación solar por parte de la litósfera e hidrósfera terrestres, puede consultarse el artículo sobre la diatermancia.
La rotación terrestre crea una fuerza centrífuga que tiene su valor máximo en el ecuador, dando como resultado el abombamiento ecuatorial de nuestro planeta (geosfera, hidrósfera y sobre todo, atmósfera). Dicha fuerza centrífuga ha dado origen, al abultamiento ecuatorial de todo el planeta, incluyendo la parte sólida y además, al achatamiento polar. Este achatamiento polar y el abultamiento ecuatorial regulan, en ambos casos, la dinámica oceánica (corrientes marinas) de los mares y océanos y la dinámica de la atmósfera. Esto significa que el abultamiento ecuatorial de las aguas marinas y de la atmósfera se añade al abultamiento de la parte sólida de la Tierra. A su vez, las manifestaciones de ese abultamiento se han dejado sentir, en la menor densidad de los cuerpos en movimiento a lo largo de la línea ecuatorial y gran parte de la zona intertropical, lo cual afecta, a su vez, a la dirección inercial de todos los cuerpos en movimiento. Pongamos unos ejemplos:
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