b'\n_START_ARTICLE_\nRotaci\xc3\xb3n de la Tierra\n_START_PARAGRAPH_\nLa rotaci\xc3\xb3n 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 excepci\xc3\xb3n de Venus). Tomando al polo norte como punto de vista, la Tierra gira en sentido antihorario. Un giro completo en relaci\xc3\xb3n a una estrella fija dura 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Este movimiento se hace patente con el p\xc3\xa9ndulo de Foucault cuya masa considerable se suspende de un punto a gran altura para independizar su movimiento del propio movimiento de rotaci\xc3\xb3n terrestre, es decir, del suelo, aunque no se puede independizar de manera absoluta del movimiento del punto del techo de donde se suspende._NEWLINE_La velocidad de rotaci\xc3\xb3n de La Tierra es de 1600 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 a\xc3\xb1os la rotaci\xc3\xb3n se ha ralentizado de forma significativa por interacciones gravitacionales con la Luna. Sin embargo, algunos acontecimientos de grandes proporciones, como el terremoto del oc\xc3\xa9ano \xc3\x8dndico de 2004 han acelerado la rotaci\xc3\xb3n en tres microsegundos.\xe2\x80\x8b El ajuste postglacial, en marcha desde la \xc3\xbaltima edad de hielo, est\xc3\xa1 cambiando la distribuci\xc3\xb3n de la masa de la Tierra y, por consiguiente, modificando el momento de inercia y, a causa de la ley de conservaci\xc3\xb3n del momento angular, tambi\xc3\xa9n el per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nLa medici\xc3\xb3n del d\xc3\xada terrestre\n_START_PARAGRAPH_\nLa medici\xc3\xb3n del d\xc3\xada terrestre toma en cuenta el valor exacto del movimiento de rotaci\xc3\xb3n. Como ese valor se hace cada vez m\xc3\xa1s corto, se hace necesario ajustar peri\xc3\xb3dicamente la medida del tiempo con un reloj at\xc3\xb3mico que es de gran precisi\xc3\xb3n y no depende de la velocidad de rotaci\xc3\xb3n de la Tierra. Como resulta obvio, no se puede ajustar la duraci\xc3\xb3n del movimiento de rotaci\xc3\xb3n terrestre al reloj at\xc3\xb3mico (que, como hemos dicho, no depende de la duraci\xc3\xb3n de esa rotaci\xc3\xb3n) sino al contrario: cuando la hora marcada por un reloj at\xc3\xb3mico marca un segundo m\xc3\xa1s que el movimiento de rotaci\xc3\xb3n terrestre como ha sucedido al iniciarse el a\xc3\xb1o 2017, se suprime dicho segundo en la medici\xc3\xb3n precisa del movimiento de rotaci\xc3\xb3n terrestre. En cualquier caso, esta exagerada precisi\xc3\xb3n que ahora tenemos de la rotaci\xc3\xb3n terrestre tiene poco que ver con lo que se refiere a las consecuencias de la misma. La disminuci\xc3\xb3n muy lenta pero consistente de la rotaci\xc3\xb3n terrestre puede estar tambi\xc3\xa9n relacionada con la teor\xc3\xada del Big Bang, del universo en expansi\xc3\xb3n, en el cual la velocidad de la expansi\xc3\xb3n en ese movimiento se va reduciendo con el tiempo, pero ello tampoco es relevante cuando estudiamos los efectos de la rotaci\xc3\xb3n terrestre (o de la traslaci\xc3\xb3n).\n_START_SECTION_\nD\xc3\xada solar medio\n_START_PARAGRAPH_\nEl promedio del d\xc3\xada solar durante el transcurso de un a\xc3\xb1o completo es un d\xc3\xada solar medio, que contiene 86,400 segundos solares medios. Actualmente, cada uno de estos segundos es ligeramente m\xc3\xa1s largo que un segundo SI porque el d\xc3\xada solar medio de la Tierra es ahora un poco m\xc3\xa1s largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la fricci\xc3\xb3n de las mareas. La duraci\xc3\xb3n promedio del d\xc3\xada solar medio desde la introducci\xc3\xb3n del segundo intercalar en 1871 ha sido de 0 a 2 ms m\xc3\xa1s larga que 86,400 segundos SI.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Las fluctuaciones aleatorias debidas al acoplamiento n\xc3\xbacleo-manto tienen una amplitud de aproximadamente 5 ms.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b 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 efem\xc3\xa9rides del mundo entre 1900 y 1983, por lo que este segundo se conoci\xc3\xb3 como el segundo efem\xc3\xa9rides. En 1967, el segundo SI se hizo igual al segundo efem\xc3\xa9rides.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nD\xc3\xada estelar y sideral\n_START_PARAGRAPH_\nEl per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n de la Tierra relativo a las estrellas fijas, llamado su d\xc3\xada estelar por el Servicio Internacional de Rotaci\xc3\xb3n 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).\xe2\x80\x8b El per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n de la Tierra en relaci\xc3\xb3n con el preceso o equinoccio vernal medio en movimiento, denominado d\xc3\xada sid\xc3\xa9reo, es 86,164.09053083288 segundos de tiempo solar medio (UT1) (23 h 56 m 4.09053083288 s). Por lo tanto, el d\xc3\xada sid\xc3\xa9reo es m\xc3\xa1s corto que el d\xc3\xada estelar en aproximadamente 8,4 ms.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Tanto el d\xc3\xada estelar como el d\xc3\xada sideral son m\xc3\xa1s cortos que el d\xc3\xada solar medio en aproximadamente 3 minutos y 56 segundos. El d\xc3\xada solar medio en segundos SI est\xc3\xa1 disponible del IERS para los per\xc3\xadodos 1623-2005\xe2\x80\x8b y 1962-2005.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nSucesi\xc3\xb3n del d\xc3\xada y de la noche\n_START_PARAGRAPH_\nSiendo la Tierra un cuerpo esf\xc3\xa9rico, cualquier punto de su superficie pasar\xc3\xa1 diariamente de la iluminaci\xc3\xb3n a la oscuridad, es decir, del d\xc3\xada a la noche, excepci\xc3\xb3n hecha de las zonas polares, donde la inclinaci\xc3\xb3n del eje terrestre modifica esta idea (seis meses de insolaci\xc3\xb3n y seis meses de oscuridad)._NEWLINE_Esta consecuencia es muy importante y regula la vida cotidiana de los animales, las plantas y, especialmente, de los seres humanos._NEWLINE_A su vez, la sucesi\xc3\xb3n del d\xc3\xada y de la noche determina la exposici\xc3\xb3n diaria de la superficie terrestre a la radiaci\xc3\xb3n solar y a una serie de procesos de compensaci\xc3\xb3n en las partes s\xc3\xb3lida, l\xc3\xadquida y gaseosa de nuestro planeta que suavizan en gran medida los valores extremos a que dar\xc3\xada lugar una exposici\xc3\xb3n directa a dicha radiaci\xc3\xb3n y a su carencia en el hemisferio oscuro. La atm\xc3\xb3sfera y, sobre todo, la hidrosfera, absorben gran cantidad de calor durante el d\xc3\xada y lo ceden parcialmente durante la noche permitiendo, en consecuencia, la vida sobre la Tierra. Y sobre la distinta absorci\xc3\xb3n de la radiaci\xc3\xb3n solar por parte de la lit\xc3\xb3sfera e hidr\xc3\xb3sfera terrestres, puede consultarse el art\xc3\xadculo sobre la diatermancia.'