vignette|Animation (sans inclinaison) de la rotation de la Terre vers l'Est. thumb|Cette photographie en pose longue du ciel nocturne dans l’hémisphère nord au-dessus de l’Himalaya népalais montre les trajectoires apparentes des étoiles lors de la rotation de la Terre.
La rotation de la Terre est le mouvement de la Terre sur elle-même autour de l'axe des pôles géographiques qui relie le pôle Nord au pôle Sud. Il a été énoncé pour la première fois par l’astronome grec Philolaos de Crotone, au
Ce mouvement ne doit pas être confondu avec la rotation de la Terre autour du Soleil, dans un mouvement appelé la révolution.
La rotation de la Terre autour de son axe est un mouvement complexe dont la composante principale est une rotation effectuée en moyenne en . L'axe de rotation est incliné sur l'écliptique en moyenne de ; cette inclinaison est la cause des saisons.
Si, par la pensée, on regarde la Terre d'un point très éloigné dans la direction du nord, la rotation de la Terre se fait vers l'Est, dans le sens direct, c'est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. Du même point de vue, son mouvement de révolution autour du Soleil s'effectue également dans le sens inverse des aiguilles d'une montre.
Histoire À la suite d'une citation de Théophraste par Cicéron, la première énonciation de la rotation diurne de la Terre autour de son axe est attribuée au pythagoricien Hicétas. Mais Aétios en attribue la première énonciation à Ecphantos. Les résultats de plusieurs expériences ont permis de vérifier que la Terre tourne sur elle-même : la déviation vers l'est, prédite par Giovanni Alfonso Borelli et mesurée notamment par Ferdinand Reich ; l'aplatissement aux pôles de la Terre, prédit par Newton et mesuré par Maupertuis ; le pendule de Foucault ; l'effet Sagnac, mesuré pour la première fois avec l'expérience de Michelson, Gale et Pearson ; l'effet Lense-Thirring, prédit par Josef Lense et Hans Thirring et vérifié avec l'expérience Gravity Probe B.
Origine des mouvements de rotation et de révolution L'hypothèse la plus souvent admise par les cosmologistes et planétologues est que les systèmes stellaires, constitués d'une étoile (ou d'un groupe de plusieurs étoiles) autour de laquelle gravitent des planètes, se sont formés par condensation et accrétion d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Les modèles de systèmes stellaires commencent donc par la formation, lors d'un effondrement, d'une étoile centrale - voire de deux ou plus -, puis par l'accrétion en planètes des gaz et poussières du disque circumstellaire résiduel.
Du fait du principe de la conservation du moment cinétique, celui du nuage primordial s'est réparti entre le mouvement de rotation du Soleil sur lui-même, les mouvements de révolution des planètes autour du Soleil et les mouvements de rotation des planètes sur elles-mêmes (auxquels il faut adjoindre les mouvements de révolution et de rotation de tous les petits corps : planétésimaux et satellites des planètes).
Lors de l'accrétion du nuage primordial, les frottements entre particules se sont transformés en chaleur. Celle-ci a élevé la température du Soleil suffisamment pour démarrer la réaction nucléaire qui l'alimente et pour donner à la Terre sa température interne (laquelle est également alimentée par des désintégrations nucléaires).
Rotation de la Terre Le mouvement de la Terre se décompose en deux parties : sa rotation autour de son centre de masse et le mouvement de ce dernier. Chacune de ces deux parties peut à son tour se décomposer en plusieurs composantes de propriétés différentes. Ainsi le mouvement de rotation de la Terre comprend-il la rotation autour de son axe instantané de rotation et le mouvement de cet axe, qu'on repère soit dans l'espace, soit par rapport à la croûte terrestre (cf. infra, « Mouvement du pôle »). De même, le mouvement de son centre de masse est la résultante du mouvement autour du Soleil et du mouvement du Soleil dans la Galaxie.
Depuis 2020, les scientifiques observent une accélération inhabituelle de la rotation de la Terre, ce qui entraîne des journées légèrement plus courtes que la durée standard de 24 heures.
Difficulté de définition Considérée aux échelles de temps et de distance astronomiques, la Terre a une consistance non pas solide mais plastique. Sa rotation sur elle-même lui a conféré la forme d'un ellipsoïde de révolution : par l'effet de l'accélération centrifuge, son rayon aux pôles () est inférieur à son rayon à l'équateur ().
La Terre n'étant pas un simple solide, il faut définir précisément sa forme pour étudier sa rotation.
Les déplacements des masses continentales sont étudiés par la tectonique des plaques. On sait mesurer les déplacements de la croûte terrestre, par exemple avec le GPS. Avec la convention dite de Tisserand, ceci permet de figer un modèle théorique du globe, appelé ITRS (Système international de référence terrestre).
Il reste alors à tenir compte des autres facteurs, intervenant dans les différents milieux et interfaces terrestres, qui modulent sa forme : les vents (aéronomie), la marée atmosphérique, la marée thermique solaire ; les courants océaniques, les marées océaniques, les interactions océan-atmosphère ; les marées continentales ; les mouvements du manteau (par exemple, le rebond post-glaciaire a déplacé significativement le pôle nord vers le Groenland) ; les mouvements de la graine du noyau et du noyau lui-même et l'interaction noyau-manteau ; les interactions Terre-Atmosphère-Océan (interactions TAO) : par exemple l'altitude de Brest varie beaucoup et celle de Rennes beaucoup moins.
La Terre ainsi « solidifiée » par ces différentes « réductions », on peut étudier l'action des astres sur ce solide (voir angles d'Euler et rotation synchrone).
Composantes du mouvement de rotation vignette|Le mouvement de rotation de la Terre considérée comme un solide indéformable est la superposition de trois mouvements : la rotation propre R (en vert), la précession P (en bleu) et la nutation N (en rouge).
La rotation de la Terre est un mouvement complexe résultant de la superposition de trois mouvements : la rotation propre est la rotation de la Terre autour de son axe ; l'axe de rotation de la Terre est l'objet d'une rotation dans un référentiel galiléen : cet axe demeure incliné d'un angle constant par rapport à l'écliptique mais décrit un cône d'axe perpendiculaire à l'écliptique. Ce mouvement de l'axe de la Terre est appelé précession des équinoxes ; le mouvement de rotation de l'axe de la terre est lui-même affecté d’oscillations périodiques appelées nutation.
Une image du mouvement de rotation complexe de la Terre est donnée par une toupie lorsque celle-ci ralentit du fait des frottements : l'axe de la toupie commence à tourner et cette rotation est elle-même affectée d'oscillations.
Mouvement de rotation de la Terre autour de son axe Dans un repère galiléen, lié à la sphère des fixes, la Terre tourne autour de son axe d'ouest en est dans le sens direct, c'est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d'une montre vue d'une distance éloignée dans la direction du nord. Dans ce repère, une rotation complète s'effectue en moyenne en un peu moins de , soit (jour stellaire).Entrée « jour » dans .. C'est parce que la Terre tourne autour du Soleil en même temps qu'elle tourne sur elle-même que le jour solaire dure quelques minutes de plus, soit . La rotation de la Terre sur son axe correspond à une vitesse angulaire de D.D. McCarthy, G. Petit (Hrsg.): IERS Conventions (2003) (IERS Technical Note No. 32), Kap. 1: General Definitions and Numerical Standards. (PDF) et a une vitesse linéaire en surface de à l'équateur..
Comme la Terre n'est pas rigoureusement un solide indéformable, la vitesse de rotation angulaire doit être soigneusement définie par les géodésiens et les astronomes. Sa mesure est opérée par le Service international de la rotation terrestre et des systèmes de référence () qui met en ligne ses résultats; en particulier l'Earth Orientation Center de l'IERS, basé à l'Observatoire de Paris.
Cette vitesse de rotation varie. Outre les variations harmoniques causées par les marées zonales (périodes entre quelques jours et 18,6 ans), on observe des changements irréguliers de la période de rotation (longueur du jour), principalement une variation saisonnière d'environ et des changements décennaux (de 10 à 70 ans) d'environ . Si les variations saisonnière et sub-saisonnière s'expliquent très bien par l'effet des vents, la fluctuation décennale reste mal comprise, et semble procéder de l'interaction entre le noyau et le manteau. En raison des variations décennales, la Terre a fortement accéléré depuis 2016, en sorte que la durée du jour présente une moyenne saisonnière inférieure au jour de 86400 s SI depuis 2021. De plus, à long terme, les actions du Soleil et de la Lune sur le soulèvement de la marée produisent un couple retardateur qui induit une augmentation de la durée du jour d'environ par siècle et un éloignement de la Lune de par an (voir Rotation synchrone).
Le pôle de rotation est l'intersection de l'axe de rotation avec la surface de l'hémisphère nord. La direction du pôle dans l'espace comme sur la Terre est mesurée avec une précision de l'ordre de .
Précession des équinoxes
L'axe de rotation de la Terre fait avec une perpendiculaire à l'écliptique un angle actuel de , une valeur qui actuellement diminue d’environ 46,8’’ par siècle (voir l’article obliquité). Les équinoxes ont lieu lorsque le plan perpendiculaire à l'orbite de la Terre (écliptique) et contenant son axe de rotation passe par le Soleil, tous les six mois. Toutefois, ce plan tourne d'une fraction de degré par an et fait un tour complet en environ (l’axe de rotation de la Terre fait une lente révolution en presque 25 800 ans, ce qui est la cause de la précession des équinoxes d’environ 50,29’’ par an, ou de 1° en environ 71,58 ans actuellement). On appelle polhodie le point d'intersection de l'axe de rotation de la Terre avec la sphère des fixes dans la direction du nord et herpolhodie la courbe décrite par ce point sur la sphère des fixes. C'est l’astronome grec Hipparque qui a découvert et décrit la précession des équinoxes en 130
Nutation
La nutation est un mouvement d'oscillation rapide et de petite amplitude de l'axe de la Terre autour du cône de rotation de l'axe. Ce mouvement est lui-même décrit comme la combinaison de plusieurs nutations. La principale d'entre elles est la nutation de Bradley qui a une période de et une amplitude de .
Causes de la précession et de la nutation La forme de la Terre n’est pas exactement sphérique mais celle d'un ellipsoïde de révolution légèrement oblate, et son diamètre à l’équateur est légèrement plus grand que celui passant par les pôles. Son axe de rotation étant incliné par rapport à l’écliptique, la Terre subit en moyenne des forces de marée plus grandes sur l’équateur que sur le reste de la planète, du fait d'une plus grande concentration de matière. Cela provoque un couple qui tend à amener l'équateur vers l'écliptique. Comme l’axe de ce couple est à peu près perpendiculaire à l’axe de rotation de la Terre, cet axe subit une précession, de la même manière qu’une toupie. Ces mouvements n’existeraient pas si la Terre était parfaitement sphérique.
Longueur du jour La longueur du jour dépend du référentiel utilisé pour le mesurer.
Le jour solaire est la durée comprise entre deux passages du Soleil au méridien d'un lieu. Elle varie légèrement au cours de l'année. Le jour solaire moyen est fixé par convention à TAI : Temps Atomique International, temps des horloges atomique depuis 1967., c'est-à-dire , à plus ou moins près.