Rotation de la Terre - Définition
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Introduction
Le nombre de rotations de la Terre sur elle-même est de 365,2425 par an environ (calendrier grégorien), soit 366,2425 jours sidéraux (rotation par rapport au système de référence céleste). Comme la Terre n'est pas rigoureusement un solide massif indéformable, le concept de vitesse de rotation angulaire doit être soigneusement défini par des géodésiens et des astronomes, puis mesuré. Ce service est effectué par l'IERS (International Earth Rotation Service), qui met en ligne toutes les données connues.
La vitesse de rotation oscille de manière irrégulière. Dans la période de rotation (longueur du jour), on observe principalement une variation saisonnière d'environ 1 millième de seconde (ms) et des changements décennaux (entre 10 et 70 ans) de l'ordre de 5 ms. De plus, l'action de la Lune sur le soulèvement de la marée produit un couple retardateur qui induit une augmentation séculaire de la durée du jour d'environ 2 ms/siècle et un éloignement de la Lune de 3,84 cm/an (voir Rotation synchrone).
Par rapport aux étoiles l'axe de rotation balaye en 25 800 ans un cône axé sur les pôles du plan de l'écliptique (l'axe perpendiculaire à l'orbite terrestre), dont le demi-angle angle au sommet - l'obliquité de l'écliptique - vaut environ 23°26'. A ce mouvement, la précession, se superposent de petites oscillations périodiques, les nutations, dont la principale, en 18,6 ans, a une amplitude de 20". La précession-nutation est provoquée par l'action gravitationnelle conjointe de la Lune et du Soleil sur le bourrelet équatorial de la Terre, et de ce fait fait l'objet de modèles relativement précis, donnant la position spatiale de l'axe de rotation à la milliseconde de degré près.
L'axe de rotation oscille également dans la Terre de 1" au plus, principalement aux périodes de 430 jours et 365 jours.
Le pôle de rotation est l'intersection de l'axe de rotation avec la surface de l'hémisphère nord. A l'heure actuelle la direction du pôle dans l'espace comme dans la Terre est mesurée avec une précision qui confine à 0,1 milliseconde d'arc soit 0,000 1".
La longueur du jour
La « longueur » du vecteur rotation, soit ω = 2π / T donne la longueur du jour stellaire T, c'est-à-dire l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs de la même étoile au méridien. Il est proche du jour sidéral, l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs du point vernal (animé de la précession) au méridien. Cependant on utilise la longueur du jour solaire LOD = 1,002 737 811 911 354 48 T (de l'anglais « Length of Day »), qui est l'intervalle de temps séparant deux passages consécutifs du « soleil moyen » au méridien. Le LOD vaut 86 400 s TAI (le jour atomique) à plus ou moins 5 ms près. L'International Earth Rotation Service détermine quotidiennement l'écart du LOD avec le jour atomique. Cet écart présente une variation saisonnière de l'ordre de la milliseconde, à laquelle se superposent des oscillations à plus long terme entre 10 et 70 ans, atteignant 5 ms et difficilement prévisibles.
Selon la théorie commune, ces oscillations sont provoquées par le couplage entre le noyau fluide et le manteau. Sur des échelles de temps encore plus grandes, la décélération de la rotation terrestre devient prédominante et entraine une augmentation de la longueur du jour de 2 à 4 ms sur 2 siècles.
La longueur du jour est mesurée grâce à la technique GPS et les tirs lasers sur satellites artificiels avec une précision de l'ordre de 0,020 ms = 20 µs.
On peut ainsi calculer l'écart de la longueur du jour par rapport au jour atomique.
