ROTACION Y ORBITA

ROTACIÖN Y ÖRBITA:

El período de rotación de la Tierra con respecto al Sol, es decir, un día solar es de alrededor de 86,400 segundos de tiempo solar(86,400.0025 segundos SIU).^[122] El día solar de la Tierra es ahora un poco más largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la aceleración de marea, los días duran entre 0 y 2 ms SIU más.^{[123] [124]}

Dirección de rotación (Aproximadamente 23,000 veces más rápido)

El período de rotación de la Tierra en relación a las estrellas fijas, llamado día estelar por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS por sus siglas en inglés), es de 86164.098903691 segundos del tiempo solar medio (UT1), o de 23^h 56^m 4.098903691^s.^{[4] [nota 13]} El período de rotación de la Tierra en relación con la precesión o el movimiento da lugar al equinoccio de primavera, mal llamado el día sideral, es de 86164.09053083288 segundos del tiempo solar medio (UT1) (23^h 56^m 4.09053083288_s).^[4] Así, el día sidéreo es más corto que el día estelar alrededor de 8.4 ms.^[125] La longitud del día solar medio en segundos SIU está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005^[126] y 1962-2005.^[127]
Aparte de los meteoros en la atmósfera y de los satélites en órbita baja, el movimiento aparente de los cuerpos celestes en el cielo de la Tierra hacia al oeste, se mueven a una velocidad de 15°/h = 15'/min. Para las masas cercanas al ecuador celeste, esto es equivalente a un diámetro aparente del Sol o de la Luna cada dos minutos; desde la superficie del planeta, los tamaños aparentes del Sol y de la Luna son aproximadamente iguales.^{[128] [129]}

Órbita

Artículo principal: Traslación de la Tierra

Ilustración de la galaxia Vía Láctea, mostrando la posición del Sol

La Tierra orbita al Sol a una distancia media de unos 150 millones de kilómetros cada 365.2564 días solares, o un año sideral. Desde la Tierra, esto le da un movimiento aparente al Sol hacia el este con respecto a las estrellas con un ritmo de alrededor de 1°/día, o a un diámetro del Sol o de la Luna, cada 12 horas. Debido a este movimiento, en promedio le toma 24 horas (un día solar) para que la Tierra complete una rotación completa sobre su eje y así el sol regrese al meridiano. La velocidad orbital de la Tierra es de aproximadamente 29.8 km/s (107,000 km/h), que es lo suficientemente rápido como para cubrir el diámetro del planeta (unos 12,600 km) en siete minutos, y la distancia entre la Tierra y la Luna (384,000 km) en cuatro horas.^[1]
La Luna gira con la Tierra en torno a un baricentro común cada 27.32 días con respecto a las estrellas de fondo. Cuando se combina con la revolución común del sistema Tierra-Luna alrededor del Sol, el período del mes sinódico, desde una luna nueva a la siguiente, es de 29.53 días. Visto desde el polo norte celeste, el movimiento de la Tierra, la Luna y sus rotaciones axiales son todas contrarias a la dirección de las manecillas del reloj (anti-horario). Visto desde un punto de vista sobre los polos norte o sobre del Sol y la Tierra, la Tierra parece girar en sentido anti-horario alrededor del sol. Los planos orbitales y axiales no están precisamente alineados: El eje de la Tierra está inclinado unos 23.4 grados de la perpendicular al plano Tierra-Sol, y el plano entre la Tierra y la Luna está inclinado unos 5 grados con respecto al plano Tierra-Sol. Sin esta inclinación, no habría un eclipses cada dos semanas, alternando entre los eclipses lunares y eclipses solares.^{[1] [130]}
La esfera de Hill, o la esfera de influencia gravitatoria, de la Tierra es de aproximadamente 1.5 Gm (o 1,500,000 kilómetros) de radio.^{[131] [nota 14]} ] Esta es la distancia máxima cuando la influencia gravitatoria de la Tierra es más fuerte que la del distante Sol y la de los planetas. Los objetos deben orbitar la Tierra dentro de este radio, o pueden ser jalados por la perturbación gravitatoria del sol.
La Tierra, junto con el Sistema Solar, está situada en la galaxia Vía Láctea, orbitando alrededor de 28,000 años luz del centro de la galaxia. En la actualidad se encuentra a unos 20 años luz arriba de la galaxia con respecto al plano ecuatorial del brazo de Orión tipo espiral.^[132]

Estaciones e inclinación axial

Artículo principal: Oblicuidad de la eclíptica

Debido a la inclinación del eje, se producen las estaciones. En la ilustración es invierno en el hemisferio norte y verano en el hemisferio sur. (La distancia y el tamaño entre los cuerpos no esta a escala).

Debido a la inclinación del eje de la Tierra, la cantidad de luz solar que llega a un punto cualquiera en la superficie varía a lo largo del año. Esto se debe a los cambios estacionales en el clima, el verano en el hemisferio norte ocurre cuando el Polo Norte está apuntando hacia el Sol, y el invierno ocurre cuando el mismo polo está apuntando en dirección opuesta. Durante el verano, el día tiene una duración más larga y la luz solar llega perpendicularmente a la superficie. Durante el invierno, el clima se vuelve más frío y los días más cortos. En la zona del Círculo Polar Ártico, el invierno se torna intenso cuando la luz solar no llega a toda la superficie, provocando la noche polar. En el hemisferio sur la situación es exactamente igual pero de manera inversa, con la orientación del Polo Sur opuesta a la dirección del Polo Norte.

La Tierra y la Luna vista desde Marte, imagen de Mars Reconnaissance Orbiter. Desde el espacio, la Tierra puede verse en fases similares a las fases lunares.

Gracias al convenio astronómico, las cuatro estaciones están determinadas por solsticios (punto en el que la órbita tiene una inclinación axial máxima hacia o distante del Sol) y por equinoccios, cuando la dirección de inclinación y la dirección del eje hacia el Sol son perpendiculares. En el hemisferio norte, el solsticio de invierno se produce alrededor del 21 de diciembre, el solsticio de verano el 21 de junio, el equinoccio de primavera el 20 de marzo y el equinoccio de otoño el 23 de septiembre. En el hemisferio sur, la situación se invierte, con el verano y los solsticios de invierno en fechas contrarias a la del hemisferio norte, de igual manera sucede con el equinoccio de primavera y de otoño.^[133]
El ángulo de inclinación de la Tierra es relativamente estable durante largos períodos de tiempo. Sin embargo, la inclinación se somete a nutaciones, un ligero movimiento, irregular, con un período de 18.6 años.^[134] La orientación (en lugar del ángulo) del eje de la Tierra cambia con el tiempo, precesando alrededor de un círculo completo en cada ciclo de 25,800 años, esta precesión es la razón de la diferencia entre el año sidéreo y el año tropical. Ambos movimientos son causados por la atracción variante del Sol y la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. Desde la perspectiva de la Tierra, los polos también migran a pocos metros sobre la superficie. Este movimiento polar tiene varios componentes cíclicos, que en conjunto reciben el nombre de movimiento cuasiperiódicos. Además del componente anual de este movimiento, hay un ciclo de 14 meses llamado el bamboleo de Chandler. La velocidad de rotación de la Tierra también varía en un fenómeno conocido como la longitud de la variación del día.^[135]
En tiempos modernos, el perihelio de la Tierra se produce alrededor del 3 de enero y el afelio alrededor del 4 de julio. Sin embargo, estas fechas cambian con el tiempo debido a la precesión orbital y otros factores, que siguen patrones cíclicos conocidos como ciclos de Milankovitch. El cambio de distancia entre la Tierra y el Sol resulta en un aumento de alrededor del 6.9%^{[nota 15]} de la energía solar que llega a la Tierra en el perihelio en relación con el afelio. Desde que el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol en la misma época que la Tierra, este alcanza la máxima aproximación con el Sol, el hemisferio sur recibe ligeramente más energía del Sol que el norte a lo largo de un año. Sin embargo, este efecto es mucho menos importante que el cambio total de energía debido a la inclinación del eje, y a que la mayor parte del exceso de energía es absorbida por la mayor proporción de agua en el hemisferio sur