Rotação da Terra

 Nota: Para a órbita da Terra em torno do Sol, veja Translação da Terra.
 Nota: Para a duração dos períodos de luz e escuridão, veja Dia.
Rotação da Terra em imagens do Deep Space Climate Observatory

Rotação da Terra, ou giro da Terra, é o movimento de rotação do planeta Terra em torno de seu próprio eixo, bem como as mudanças na orientação desse eixo no espaço. A Terra gira para leste, em movimento prógrado. Vista da estrela polar do norte, Polaris, a Terra gira no sentido anti-horário.

O Polo Norte, também chamado de polo norte geográfico ou terrestre, é o ponto do hemisfério norte em que o eixo de rotação da Terra encontra a superfície. Esse ponto é diferente do polo norte magnético. O Polo Sul, na Antártida, é o outro ponto em que o eixo de rotação cruza a superfície terrestre.

A Terra completa uma rotação em cerca de 24 horas em relação ao Sol, mas em 23 horas, 56 minutos e 4 segundos em relação às demais estrelas distantes, como explicado adiante. Sua rotação desacelera ligeiramente com o passar do tempo, de modo que os dias eram mais curtos no passado. Isso ocorre por causa dos efeitos de maré que a Lua exerce sobre a rotação terrestre. As medições com relógios atômicos mostram que o dia é cerca de 1,7 milissegundo mais longo que há um século, o que aumenta lentamente a frequência dos ajustes do UTC por meio de segundos intercalares. A análise de observações astronômicas antigas confirma uma tendência de desaceleração. A duração do dia aumentou cerca de 2,3 milissegundos por século desde o século VIII a.C.

Em 2020, cientistas constataram que a Terra havia começado a girar mais depressa, depois de décadas em que o período de rotação se manteve acima de 86.400 segundos por dia. Em 29 de junho de 2022, a Terra completou uma rotação em 24 horas menos 1,59 milissegundo, estabelecendo um novo recorde. Diante dessa tendência, engenheiros de todo o mundo discutem a adoção de um "segundo intercalar negativo" e outras possíveis medidas de contagem do tempo.

Esse aumento de velocidade pode decorrer de fatores como os movimentos do núcleo fundido, dos oceanos e da atmosfera, a ação de corpos celestes como a Lua e, possivelmente, a mudança climática, que provoca o derretimento do gelo nos polos da Terra. As massas de gelo fazem com que a forma da Terra seja a de um esferoide oblato, com uma protuberância no equador. Quando essas massas diminuem, os polos se elevam com a perda de peso, e a Terra se torna mais esférica, aproximando a massa de seu centro de gravidade. Pela conservação do momento angular, uma massa distribuída mais perto de seu centro de gravidade gira mais depressa.

A velocidade de rotação da Terra é de cerca de 1.674,7 km/h, ou 465,2 m/s, no equador, mas diminui com a latitude e chega a zero nos polos. Isso ocorre porque a circunferência da Terra é máxima no equador e mínima nos polos. A velocidade em uma determinada latitude pode ser calculada multiplicando-se a velocidade equatorial pelo cosseno da latitude. No equador, a velocidade de cerca de 1.674,7 km/h é calculada dividindo-se a circunferência equatorial da Terra, de aproximadamente 40.075 km, pela duração de um dia sideral, de aproximadamente 23,93 horas. Nas latitudes médias, a velocidade diminui. A 45° de latitude, por exemplo, ela é de aproximadamente 1.184,2 km/h, resultado de 1.674,7 × cos 45°. Nos polos, a velocidade é efetivamente nula, pois esses pontos não percorrem distância alguma durante uma rotação completa.

História

Esta fotografia de longa exposição do céu noturno do hemisfério celeste norte, sobre os Himalaias no Nepal, mostra as trajetórias aparentes das estrelas enquanto a Terra gira.

Entre os gregos antigos, integrantes da escola pitagórica acreditavam que a Terra girava, e que a rotação diária do céu era aparente. Talvez o primeiro tenha sido Filolau, que viveu entre 470 e 385 a.C., embora seu sistema fosse mais elaborado e incluísse uma contraterra que girava diariamente em torno de um fogo central.

No século IV a.C., Hicetas, Heráclides e Ecfanto defendiam uma visão mais convencional. Admitiam a rotação da Terra, mas não propunham que ela orbitasse o Sol. No século III a.C., Aristarco de Samos propôs que o Sol ocupava a posição central.

Aristóteles, no século IV a.C., criticou as ideias de Filolau por se basearem em teoria, e não em observações. Formulou a ideia de uma esfera de estrelas fixas que girava em torno da Terra. A maioria de seus sucessores aceitou essa visão, em especial Cláudio Ptolemeu, no século II d.C., que acreditava que a Terra seria devastada por vendavais se girasse.

Em 499 d.C., o astrônomo indiano Ariabata propôs que a Terra esférica girava diariamente em torno de seu eixo e que o movimento aparente das estrelas era um movimento relativo causado pela rotação terrestre. Usou a seguinte analogia: "Assim como um homem em um barco que segue em uma direção vê os objetos parados na margem se moverem na direção oposta, para um homem em Lanca as estrelas fixas parecem se deslocar para oeste".

No século X, alguns astrônomos muçulmanos aceitavam que a Terra girava em torno de seu eixo. Albiruni escreveu que Al-Sijzi, morto por volta de 1020, havia inventado um astrolábio chamado al-zūraqī, baseado na ideia, aceita por alguns de seus contemporâneos, de "que o movimento que vemos se deve ao movimento da Terra, e não ao do céu". Um texto do século XIII também confirma a difusão dessa visão: "Para os geômetras ou engenheiros, os muhandisīn, a Terra está em movimento circular constante, e o que parece ser o movimento dos céus se deve, na verdade, ao movimento da Terra, e não ao das estrelas". Tratados discutiam essa possibilidade, refutando-a ou questionando os argumentos contrários de Ptolemeu. Nos observatórios de Maraga e Samarcanda, a rotação terrestre foi discutida por Tusi, nascido em 1201, e Qushji, nascido em 1403. Seus argumentos e suas evidências se assemelham aos que Copérnico usou.

Na Europa medieval, Tomás de Aquino aceitou a visão de Aristóteles. No século XIV, Jean Buridan e Nicolau de Oresme também a aceitaram, embora com relutância. A compreensão da rotação terrestre que se tem hoje começou a se estabelecer quando Nicolau Copérnico adotou um sistema heliocêntrico em 1543. Copérnico argumentou que, se o movimento da Terra era violento, o das estrelas teria de ser muito mais. Reconheceu o trabalho dos pitagóricos e apresentou exemplos de movimento relativo. Para ele, esse era o primeiro passo para estabelecer um modelo mais simples, com os planetas orbitando um Sol central.

Tycho Brahe, cujas observações precisas permitiram a Kepler formular suas leis do movimento planetário, usou o trabalho de Copérnico como base de um sistema em que a Terra permanecia imóvel. Em 1600, William Gilbert defendeu enfaticamente a rotação terrestre em seu tratado sobre o magnetismo da Terra, convencendo muitos de seus contemporâneos. Os que, como Gilbert, não apoiavam nem rejeitavam abertamente o movimento da Terra em torno do Sol são chamados de "semicopernicanos". Um século depois de Copérnico, Riccioli contestou o modelo da Terra em rotação porque não se conseguiam observar desvios para leste em corpos em queda. Esses desvios receberiam depois o nome de efeito Coriolis. Os trabalhos de Kepler, Galileu e Newton, porém, ampliaram a aceitação da teoria da rotação terrestre.

Testes empíricos

A rotação da Terra produz uma protuberância no equador e o achatamento dos polos geográficos. Nos Principia, Newton previu que esse achatamento seria de uma parte em 230 e apontou as medições de pêndulos feitas por Richer em 1673 como confirmação da variação da gravidade. As primeiras medições dos comprimentos dos meridianos feitas por Picard e Cassini, no fim do século XVII, apontavam para o contrário. As medições de Maupertuis e da Missão Geodésica Francesa, na década de 1730, comprovaram o achatamento da Terra, confirmando as posições de Newton e Copérnico.

No referencial em rotação da Terra, um corpo que se move livremente segue uma trajetória aparente diferente da que seguiria em um referencial fixo. Por causa do efeito Coriolis, corpos em queda se desviam ligeiramente para leste da linha vertical de prumo abaixo do ponto em que foram soltos. Projéteis se desviam para a direita no hemisfério norte e para a esquerda no hemisfério sul, em relação à direção do disparo. O efeito Coriolis é observado sobretudo na escala dos fenômenos meteorológicos. Ele determina os sentidos opostos de rotação dos ciclones nos hemisférios norte e sul, respectivamente anti-horário e horário.

Seguindo uma sugestão de Newton feita em 1679, Robert Hooke tentou, sem sucesso, verificar o desvio previsto para leste de um corpo solto de uma altura de 8,2 m. Resultados conclusivos foram obtidos no fim do século XVIII e no início do XIX por Giovanni Battista Guglielmini, em Bolonha, Johann Friedrich Benzenberg, em Hamburgo, e Ferdinand Reich, em Freiberga, com torres mais altas e pesos soltos cuidadosamente. Uma esfera solta de uma altura de 158,5 m se desviou 27,4 mm da vertical, diante de um valor calculado de 28,1 mm.

O teste mais conhecido da rotação terrestre é o pêndulo de Foucault, construído pela primeira vez pelo físico Léon Foucault em 1851. Consistia em uma esfera de latão preenchida com chumbo, suspensa por um fio de 67 m preso ao alto do Panteão, em Paris. Como a Terra gira sob o pêndulo em movimento, seu plano de oscilação parece girar a uma taxa que depende da latitude. Na latitude de Paris, o deslocamento previsto e observado foi de cerca de 11 graus por hora no sentido horário. Pêndulos de Foucault oscilam em museus de todo o mundo.

Períodos

Arcos de estrelas em torno do polo celeste sul, vistos do Observatório de La Silla, do Observatório Europeu do Sul.

Dia solar verdadeiro

O período de rotação da Terra em relação ao Sol, de um meio-dia solar ao seguinte, é seu dia solar verdadeiro ou dia solar aparente. Ele depende do movimento orbital da Terra e é afetado pelas mudanças na excentricidade e na inclinação de sua órbita. Esses dois parâmetros variam ao longo de milhares de anos, alterando também a variação anual do dia solar verdadeiro. Em geral, ele é mais longo que o dia solar médio em dois períodos do ano e mais curto em outros dois. O dia solar verdadeiro tende a ser mais longo perto do periélio, quando o Sol percorre aparentemente um ângulo maior que o habitual ao longo da eclíptica, levando cerca de 10 segundos a mais. Perto do afélio, o dia é cerca de 10 segundos mais curto. Nas proximidades de um solstício, ele é cerca de 20 segundos mais longo, porque a projeção do movimento aparente do Sol ao longo da eclíptica sobre o equador celeste faz com que o Sol percorra um ângulo maior que o habitual. Perto de um equinócio, a projeção sobre o equador encurta o dia em cerca de 20 segundos. Na configuração orbital atual, os efeitos do periélio e do solstício se somam e prolongam o dia solar verdadeiro em cerca de 30 segundos solares médios por volta de 22 de dezembro. Perto de 19 de junho, o efeito do afélio anula parcialmente o do solstício, e o dia fica apenas 13 segundos mais longo. Os efeitos dos equinócios encurtam o dia em cerca de 18 segundos por volta de 26 de março e em 21 segundos por volta de 16 de setembro.

Dia solar médio

A média do dia solar verdadeiro ao longo de um ano inteiro é o dia solar médio, que contém 86.400 segundos solares médios. Cada um desses segundos é ligeiramente mais longo que um segundo do Sistema Internacional de Unidades, o SI, porque o dia solar médio da Terra é um pouco mais longo que no século XIX devido ao atrito das marés. Desde a introdução do segundo intercalar, em 1972, a duração média do dia solar médio ficou entre cerca de 0 e 2 ms acima de 86.400 segundos do SI. Flutuações aleatórias decorrentes do acoplamento entre o núcleo e o manto têm amplitude de cerca de 5 ms. Em 1895, Simon Newcomb escolheu o segundo solar médio do período entre 1750 e 1892 como unidade independente de tempo de suas Tabelas do Sol. Essas tabelas foram usadas no cálculo de efemérides em todo o mundo entre 1900 e 1983, e esse segundo passou a ser chamado de segundo de efemérides. Em 1967, o segundo do SI foi igualado ao segundo de efemérides.

O tempo solar aparente é uma medida da rotação terrestre. A diferença entre ele e o tempo solar médio é chamada de equação do tempo.

Dia estelar e dia sideral

Em um planeta de rotação prógrada como a Terra, o dia estelar é mais curto que o dia solar. No instante 1, o Sol e uma determinada estrela distante estão no zênite. No instante 2, o planeta girou 360 graus e a estrela está novamente no zênite, mas o Sol ainda não. O intervalo 1→2 corresponde a um dia estelar. Só um pouco depois, no instante 3, o Sol volta ao zênite. O intervalo 1→3 corresponde a um dia solar.

O período de rotação da Terra em relação ao Referencial Celeste Internacional, chamado de dia estelar pelo Serviço Internacional de Sistemas de Referência e Rotação da Terra, o IERS, é de 86.164,098903691 segundos de tempo solar médio, ou UT1. Isso equivale a 23 h 56 min 4,098903691 s, ou 0,99726966323716 dia solar médio. O período de rotação da Terra em relação ao equinócio vernal médio, sujeito à precessão, é chamado de dia sideral e corresponde a 86.164,09053083288 segundos de tempo solar médio, ou UT1. Isso equivale a 23 h 56 min 4,09053083288 s, ou 0,99726956632908 dia solar médio. O dia sideral é, assim, cerca de 8,4 ms mais curto que o dia estelar.

O dia estelar e o dia sideral são cerca de 3 minutos e 56 segundos mais curtos que o dia solar médio. Isso ocorre porque, ao orbitar o Sol, a Terra completa uma rotação adicional em relação ao referencial celeste, totalizando 366,24 rotações por ano. O IERS disponibiliza a duração do dia solar médio em segundos do SI para os períodos de 1623 a 2005 e de 1962 a 2005.

Entre 1999 e 2010, a média anual do excesso de duração do dia solar médio em relação a 86.400 segundos do SI variou entre 0,25 ms e 1 ms. Esse valor deve ser somado às durações do dia estelar e do dia sideral dadas acima em tempo solar médio para se obterem suas durações em segundos do SI. Ver variações na duração do dia.

Velocidade angular

Gráfico da latitude em função da velocidade tangencial. A linha tracejada corresponde ao exemplo do Centro Espacial John F. Kennedy. A linha de traços e pontos corresponde à velocidade de cruzeiro típica de um avião comercial.

A velocidade angular de rotação da Terra no espaço inercial é de radianos por segundo do SI. Multiplicando esse valor por , obtêm-se 360,9856° por dia, ou seja, a Terra gira mais de 360 graus em relação às estrelas fixas em um dia solar. Como a Terra avança em sua órbita quase circular enquanto gira em torno do próprio eixo, precisa completar um pouco mais de uma volta em relação às estrelas fixas para que o Sol médio volte a passar pelo zênite. Em relação ao Sol médio, porém, ela completa apenas uma volta, de 360°. A multiplicação do valor em rad/s pelo raio equatorial terrestre de 6.378.137 m, no elipsoide WGS84, fornece uma velocidade equatorial de 465,10 m/s, ou 1.674,4 km/h. Os fatores de 2π radianos necessários às duas grandezas se cancelam. Há valores publicados um pouco menores, como 1.669,8 km/h. Esse resultado é obtido dividindo-se a circunferência equatorial da Terra por 24 horas. O uso do dia solar nesse cálculo, porém, é incorreto. Deve-se usar o dia sideral, e a unidade de tempo correspondente deve ser uma hora sideral. Isso se confirma ao multiplicar o resultado pelo número de dias siderais em um dia solar médio, 1,002737909350795, obtendo-se a velocidade equatorial de 1.674,4 km/h em horas solares médias, apresentada acima.

A velocidade tangencial da rotação em um ponto da Terra pode ser aproximada pela multiplicação da velocidade no equador pelo cosseno da latitude. O Centro Espacial John F. Kennedy, por exemplo, fica à latitude de 28,59° N, o que fornece uma velocidade de cos 28,59° × 1.674,4 km/h = 1.470,2 km/h. A latitude é um dos fatores levados em conta na escolha da localização de bases de lançamento espacial.

O Everest tem a maior altitude da Terra, em verde, e o Mauna Kea é o mais alto a partir de sua base, em laranja. O Cayambe é o ponto mais distante do eixo terrestre, em rosa, e o Chimboraço é o mais distante do centro da Terra, em azul. Fora de escala.

O cume do vulcão Cayambe é o ponto da superfície terrestre mais distante do eixo de rotação e, por isso, o que se move mais depressa enquanto a Terra gira.

Defensores da Terra plana por vezes argumentam que, se a Terra fosse uma esfera em rotação, a velocidade tangencial no equador lançaria objetos para o espaço. A força da gravidade, porém, é aproximadamente 290 vezes maior que a força centrífuga decorrente da rotação. Esse valor resulta da comparação entre a lei da gravitação universal de Newton e a equação da força centrífuga. Um objeto de 1 kg seria atraído pela Terra com uma força gravitacional de aproximadamente 9,8 N, enquanto a força centrífuga no equador seria de aproximadamente 0,034 N.

Mudanças

A inclinação do eixo terrestre é de cerca de 23,4°. Ela oscila entre 22,1° e 24,5° em um ciclo de 41.000 anos e está diminuindo.

No eixo de rotação

O eixo de rotação da Terra se move em relação às estrelas fixas, no espaço inercial. Os componentes desse movimento são a precessão e a nutação. Ele também se move em relação à crosta terrestre, no chamado movimento polar.

A precessão é uma rotação do eixo de rotação terrestre, causada principalmente por torques externos decorrentes da gravidade do Sol, da Lua e de outros corpos. O movimento polar se deve sobretudo à nutação livre do núcleo e à oscilação de Chandler.

Na velocidade de rotação

Interações de maré

Ao longo de milhões de anos, a rotação terrestre desacelerou bastante pela aceleração de maré, por meio de interações gravitacionais com a Lua. O momento angular é transferido lentamente para a Lua a uma taxa proporcional a , em que é o raio orbital lunar. Esse processo aumentou gradualmente a duração do dia até seu valor atual e fez com que a Lua ficasse em rotação sincronizada com a Terra.

Essa desaceleração gradual foi constatada por estimativas da duração do dia obtidas a partir de ritmitos de maré e estromatólitos. Uma compilação dessas medições constatou que a duração do dia aumentou de forma contínua, de cerca de 21 horas há 600 milhões de anos para as 24 horas atuais. A contagem das lâminas microscópicas formadas nas marés mais altas permite estimar a frequência das marés e, com ela, a duração do dia, de modo semelhante à contagem dos anéis das árvores. Essas estimativas, porém, podem se tornar menos confiáveis para épocas mais antigas.

Estabilização por ressonância

Simulação da duração do dia terrestre ao longo do tempo, com um episódio de estabilização por ressonância no Pré-Cambriano.

A taxa atual de desaceleração por marés é anormalmente alta, o que implica que a velocidade de rotação da Terra deve ter diminuído mais devagar no passado. Os dados empíricos apontam, ainda de forma provisória, para um aumento acentuado da desaceleração há cerca de 600 milhões de anos. Alguns modelos propõem que a Terra manteve dias de 21 horas durante grande parte do Pré-Cambriano. Essa duração corresponde ao período de ressonância semidiurna da maré atmosférica gerada pelo aquecimento. Nessas condições, o torque lunar que desacelera a rotação poderia ter sido anulado por um torque acelerador da maré atmosférica, com torque resultante nulo e período de rotação constante. Uma mudança brusca da temperatura global poderia ter interrompido essa estabilização. Simulações computacionais recentes sustentam essa hipótese e apontam que a glaciação Marinoana ou a Sturtiana desfez essa configuração estável há cerca de 600 milhões de anos. Os resultados simulados concordam de perto com os dados disponíveis sobre a rotação terrestre no passado.

Eventos globais

Diferença entre a duração do dia e o dia definido pelo SI

Eventos recentes de grande escala, como o terremoto do oceano Índico de 2004, encurtaram o dia em 3 microssegundos ao reduzir o momento de inércia da Terra. O ajuste pós-glacial, que ocorre desde a última era glacial, também altera a distribuição da massa terrestre. Isso afeta o momento de inércia e, pela conservação do momento angular, o período de rotação da Terra.

Construções humanas também podem alterar a duração do dia. Cientistas da NASA calcularam, por exemplo, que a água armazenada na barragem das Três Gargantas aumentou a duração do dia terrestre em 0,06 microssegundo devido à redistribuição de massa.

Medição

O monitoramento da rotação terrestre é feito principalmente por interferometria de linha de base muito longa, em conjunto com o Sistema de Posicionamento Global, a telemetria a laser de satélites e outras técnicas de geodésia por satélite. Esses métodos fornecem uma referência absoluta para determinar o tempo universal, a precessão e a nutação. O valor absoluto da rotação terrestre, incluindo o UT1 e a nutação, pode ser determinado com observações geodésicas espaciais, como a interferometria de linha de base muito longa e a telemetria a laser lunar. Suas derivadas, expressas como excesso de duração do dia e taxas de nutação, podem ser obtidas a partir de observações de satélites como os dos sistemas GPS, GLONASS e Galileo, e de medições a laser de satélites geodésicos.

Observações antigas

Há observações de eclipses solares e lunares feitas por astrônomos babilônicos e chineses desde o século VIII a.C., bem como por astrônomos do mundo islâmico medieval e de outras regiões. Essas observações permitem determinar mudanças na rotação terrestre ao longo dos últimos 27 séculos, pois a duração do dia é um parâmetro essencial no cálculo do local e do horário dos eclipses. Uma mudança de milissegundos por século na duração do dia se traduz em diferenças de horas e de milhares de quilômetros nas observações dos eclipses. Os dados antigos são compatíveis com dias mais curtos, ou seja, a Terra girava mais depressa no passado.

Variações cíclicas

A cada 25 a 30 anos, aproximadamente, a rotação terrestre desacelera temporariamente, aumentando em alguns milissegundos a duração do dia. Esses episódios costumam durar cerca de cinco anos. Em 2017, a rotação da Terra desacelerou pelo quarto ano consecutivo. A causa dessa variação ainda não foi determinada.

Origem

Concepção artística de um disco protoplanetário

A rotação inicial da Terra resultou do momento angular da nuvem de poeira, rochas e gás que se aglutinou para formar o Sistema Solar. Essa nuvem primordial era composta de hidrogênio e hélio produzidos no Big Bang, além de elementos mais pesados ejetados por supernovas. Como essa poeira interestelar é heterogênea, qualquer assimetria durante a acreção gravitacional resultou em momento angular para o planeta que viria a se formar.

Se a hipótese do grande impacto para a origem da Lua estiver correta, porém, essa taxa primordial de rotação teria sido alterada pela colisão com Theia há 4,5 bilhões de anos. Independentemente da velocidade e da inclinação da rotação terrestre antes da colisão, o dia teria passado a durar cerca de cinco horas. Os efeitos de maré teriam então desacelerado a rotação até seu valor atual.

Ver também

Notas

  1. ↑ Ver Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation, artigo da Wikipédia em alemão sobre experimentos de queda livre para comprovar a rotação da Terra.
  2. ↑ Quando a excentricidade da órbita terrestre ultrapassa 0,047 e o periélio coincide com um equinócio ou solstício apropriado, um único período com um pico compensa outro período com dois picos.
  3. ↑ Aoki e seus coautores, de cujo trabalho esses valores se originam, usam o termo "segundos de UT1" em vez de "segundos de tempo solar médio".
  4. ↑ O uso de segundos do SI nesse valor pode ser confirmado pela referência de "Useful Constants" ao texto de E. Groten, "Parameters of Common Relevance of Astronomy, Geodesy, and Geodynamics", arquivado em 21 de março de 2019. O texto especifica que as unidades são as do SI, com uma exceção que não se aplica a esse valor.
  5. ↑ Na astronomia, diferentemente da geometria, 360° correspondem ao retorno ao mesmo ponto de uma escala de tempo cíclica. Para a rotação da Terra em torno do próprio eixo, essa escala pode ser um dia solar médio ou um dia sideral. Para a translação em torno do Sol, pode ser um ano sideral, um ano tropical médio ou um ano juliano médio de exatamente 365,25 dias.

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