1. Por qué una vuelta de la Tierra dura unos cuatro minutos menos que un día
El día solar medio dura 24 horas; el intervalo entre dos pasos del Sol por su punto más alto cambia un poco a lo largo del año. Pero la Tierra no solo gira sobre sí misma: también avanza un poco cada día en su órbita alrededor del Sol. Por eso, al terminar una vuelta completa, todavía le falta girar un poquito más para que el Sol vuelva a verse en el mismo lugar.
Si en lugar del Sol usamos estrellas muy lejanas como referencia, la vuelta se completa en unas 23 h 56 min [1]. A ese periodo se le llama día sidéreo. Es el tiempo que pasa hasta que una estrella vuelve a verse en la misma posición del cielo, vista desde el mismo lugar [2]. Una cuenta aproximada nuestra, no tomada de las fuentes: la Tierra recorre en su órbita casi 1° al día (360° en unos 365 días), y girar ese grado extra lleva cerca de 4 minutos.
Así que medir «una vuelta» quiere decir, en realidad, elegir qué cosa inmóvil vamos a mirar. Con el Sol, el resultado es de 24 horas. Con estrellas lejanas, de unas 23 h 56 min. Todo el resto de esta historia trata de cómo se eligió y se mejoró ese punto de referencia.
2. Cómo se medía antes: anotar cuándo una estrella cruza la línea norte-sur del cielo
Los observatorios usaban un telescopio especial, el instrumento de tránsito (en japonés, «shigogi»), que solo observa a lo largo del meridiano, la línea imaginaria que va del norte al sur pasando por encima de nuestra cabeza [3]. Un astrónomo anota con un reloj el instante exacto en que una estrella cruza esa línea. Si lo repite la noche siguiente con la misma estrella, la diferencia entre los dos instantes es lo que tarda la Tierra en dar una vuelta respecto a las estrellas.
Esas observaciones servían además para poner en hora los relojes. Antes de los relojes atómicos, la hora oficial se basaba en la rotación de la Tierra y se obtenía de observaciones con instrumentos de tránsito. En Japón, el Observatorio Astronómico Nacional lo hizo así para fijar la hora estándar desde 1924 hasta 1955 [4].
Aquí había una trampa. La hora se fijaba con el giro de la Tierra, y con esa misma hora se medía el giro de la Tierra. Si el giro se aceleraba un poco o se frenaba un poco, nadie podía darse cuenta, porque la regla cambiaba junto con lo medido. Para descubrirlo hacía falta un reloj que no dependiera de la Tierra.
3. Cuando los relojes atómicos superaron a la Tierra y cambiaron el papel de cada uno
En mayo de 1955, Louis Essen, del Laboratorio Nacional de Física del Reino Unido, presentó un reloj atómico de cesio: el primero lo bastante estable para usarse como patrón de tiempo [5]. Más tarde escribió que habían invitado al director a ver «la muerte del segundo astronómico y el nacimiento del tiempo atómico» [5].
La razón era práctica. Según NIST, hasta entonces el segundo se definía a partir de la duración del día o del año, y la duración del día cambia de manera impredecible porque la rotación de la Tierra se frena y se acelera [5]. En 1967, la Conferencia General de Pesas y Medidas redefinió el segundo como la duración de 9.192.631.770 ciclos de la radiación de microondas de una transición del cesio-133. Por primera vez la unidad básica de tiempo quedó atada no a las estrellas, sino a los átomos [5].
Desde entonces, los papeles se invirtieron. Antes, la Tierra era la regla y los relojes la seguían. Ahora el reloj atómico es la regla, y la rotación de la Tierra es lo que se mide. El Observatorio Astronómico Nacional de Japón da un ejemplo: hacia 1990, comparada con un día de relojes atómicos, la Tierra tardaba unos 2 milisegundos de más en dar una vuelta [1]. Un milisegundo es la milésima parte de un segundo. Una diferencia así solo se ve con relojes mucho más estables que la propia Tierra.
4. Cómo se mide hoy con quásares: la señal de radio que llega a dos antenas en momentos distintos
Un método de gran precisión se llama interferometría de base muy larga (VLBI, por sus siglas en inglés). En lugar de la luz de una estrella, usa ondas de radio de fuentes lejanísimas, como los quásares. Varios radiotelescopios de la Tierra reciben la misma señal y los científicos comparan el instante en que llega a cada uno [6].
Como los quásares están tan lejos, apenas se mueven en el cielo y sirven de referencia casi fija. Cuando la Tierra gira, cambia el ángulo entre cada pareja de antenas y la fuente, y con él la diferencia de tiempo. Con muchas medidas de ese tipo, repartidas en una red mundial de antenas, se calcula cómo está orientada la Tierra, y de ahí su rotación; la misma técnica sirve para ver el movimiento de las placas tectónicas con precisión de milímetros [6].
Cada antena registra la hora con un reloj atómico local, por ejemplo un máser de hidrógeno [6]. Es decir, la Tierra se mide con relojes atómicos y con un cielo casi inmóvil. Eso sí, según Physics Today, este método da una sola medida promediada de todo un día [7].
5. Cómo se mide sin mirar el cielo: un láser en anillo bajo tierra
Hay otra manera que no necesita ninguna referencia exterior. En el Observatorio Geodésico de Wettzell, en Alemania, hay un giroscopio láser en un laboratorio subterráneo, fijo a la roca. Dentro de un anillo cuadrado de unos 4 m por lado, dos rayos láser dan la vuelta en sentidos opuestos [8]. Si el anillo gira junto con la Tierra, los dos rayos no se comportan igual, y al juntarlos aparece un patrón de interferencia que depende de la velocidad de giro [7].
En 2023, el equipo de K. Ulrich Schreiber informó de que este aparato detectó variaciones de la rotación terrestre del orden de cinco partes por mil millones tras tres meses de funcionamiento continuo. Además, cada punto de datos integra más de tres horas, mientras que los métodos con radiotelescopios o satélites dan un valor medio por día [7]. Science News lo resume diciendo que mide cambios en la velocidad de rotación menores que una millonésima de un por ciento [8].
Esas pequeñas variaciones se deben, entre otras cosas, a las mareas que provocan la Luna y el Sol y a los movimientos de la atmósfera y el agua. Las mareas se pueden predecir bien, pero los flujos de aire y agua son más difíciles de estimar [8]. Por qué la rotación cambia es otra historia, que aquí solo dejamos mencionada.
6. Para qué sirve el dato: decidir cuándo añadir un segundo bisiesto
Lo que se mide se convierte en una hora llamada UT1, que sigue la rotación de la Tierra. El Observatorio Astronómico Nacional de Japón explica que se compara con la hora de los relojes atómicos y que, para que la diferencia entre UT1 y la hora atómica (UTC) se mantenga dentro de más o menos 0,9 segundos, se aplican los segundos intercalares (o «bisiestos») [1]. Desde 1972 hasta finales de 2014 se habían aplicado 25, todos añadiendo un segundo. Cuándo habrá otro no se puede saber de antemano, porque la rotación no se puede predecir a largo plazo [1]. Esa fuente es de 2014; no consultamos aquí una cifra más reciente.
Esto responde a la pregunta del título. Se mide con un punto de referencia casi inmóvil (hoy, quásares lejanos), y el tiempo se cuenta con relojes atómicos. Y la medida no es solo una curiosidad: sirve para decidir cuándo ajustar la hora del mundo.
7. Cómo comprobar en casa que las estrellas salen unos cuatro minutos antes cada noche
Con una persona adulta, observa una noche despejada desde una ventana, un balcón o un patio. Elige una estrella brillante y fíjate en el momento exacto en que desaparece detrás de una esquina de un edificio o de un poste (o en que aparece). Apunta la hora, usando un reloj puesto en hora por internet. Repite desde el mismo lugar las noches siguientes. En buenas condiciones, la estrella debería desaparecer unos 4 minutos antes cada noche, aproximadamente, y tras una semana habrá adelantado cerca de media hora. Es la diferencia entre el día solar y el día sidéreo, vista con tus propios ojos. Los errores de unos segundos son normales; lo importante es la tendencia.
Haz la observación junto con una persona adulta y quédense en un lugar seguro e iluminado. Si quieres leer más, la nota de Physics Today [7] y la de NIST [5] son un buen punto de partida, ambas en inglés.