Erdrotation oder Erdspin ist die Rotation des Planeten Erde um seine eigene Achse sowie Änderungen in der Ausrichtung der Rotationsachse im Weltraum. Erde dreht sich nach Osten, in prograde Bewegung. Vom Nordpolstern Polaris aus gesehen dreht sich die Erde gegen den Uhrzeigersinn.
Der Nordpol, auch als geografischer Nordpol oder Terrestrischer Nordpol bekannt, ist der Punkt auf der Nordhalbkugel, an dem die Rotationsachse der Erde auf ihre Oberfläche trifft. Dieser Punkt unterscheidet sich vom magnetischen Nordpol der Erde. Der Südpol ist der andere Punkt, an dem die Rotationsachse der Erde ihre Oberfläche in der Antarktis schneidet.
Die Erde dreht sich einmal in etwa 24 Stunden in Bezug auf die Sonne, aber einmal alle 23 Stunden, 56 Minuten und 4 Sekunden in Bezug auf andere entfernte Sterne (siehe unten). Die Erdrotation verlangsamt sich leicht mit der Zeit; So war ein Tag in der Vergangenheit kürzer. Dies liegt an den Gezeiteneffekten, die der Mond auf die Erdrotation hat. Atomuhren zeigen, dass ein moderner Tag um etwa 1,7 Millisekunden länger ist als vor einem Jahrhundert, was die Geschwindigkeit, mit der UTC um Schaltsekunden angepasst wird, langsam erhöht. Die Analyse historischer astronomischer Aufzeichnungen zeigt einen sich verlangsamenden Trend; Die Länge eines Tages nahm seit dem 8. Jahrhundert v. Chr. um etwa 2,3 Millisekunden pro Jahrhundert zu. Wissenschaftler berichteten, dass sich die Erde im Jahr 2020 schneller gedreht hat, nachdem sie sich in den Jahrzehnten zuvor konstant langsamer als 86400 Sekunden pro Tag gedreht hatte. Aus diesem Grund diskutieren Ingenieure weltweit über eine ’negative Schaltsekunde‘ und andere mögliche Zeitnahme-Maßnahmen.
Geschichte
Unter den alten Griechen glaubten mehrere der pythagoreischen Schule eher an die Rotation der Erde als an die scheinbare tägliche Rotation des Himmels. Vielleicht war der erste Philolaus (470-385 v. Chr.), obwohl sein System kompliziert war, einschließlich einer Gegenerde, die sich täglich um ein zentrales Feuer dreht.
Ein konventionelleres Bild wurde von Hicetas, Heraklides und Ecphantus im vierten Jahrhundert v. Chr. unterstützt, die annahmen, dass sich die Erde drehte, aber nicht vorschlugen, dass sich die Erde um die Sonne drehte. Im dritten Jahrhundert v. Chr. schlug Aristarchos von Samos den zentralen Platz der Sonne vor.
Aristoteles kritisierte jedoch im vierten Jahrhundert v. Chr. die Ideen von Philolaus als eher auf Theorie als auf Beobachtung beruhend. Er begründete die Idee einer Kugel aus Fixsternen, die sich um die Erde drehte. Dies wurde von den meisten akzeptiert, die danach kamen, insbesondere Claudius Ptolemäus (2. Jahrhundert n. Chr.), der dachte, die Erde würde durch Stürme zerstört werden, wenn sie sich drehen würde.
499 n. Chr. schrieb der indische Astronom Aryabhata, dass sich die kugelförmige Erde täglich um ihre Achse dreht und dass die scheinbare Bewegung der Sterne eine Relativbewegung ist, die durch die Rotation der Erde verursacht wird. Er lieferte die folgende Analogie: „So wie ein Mann in einem Boot, das in eine Richtung fährt, die stationären Dinge am Ufer in die entgegengesetzte Richtung bewegen sieht, so scheinen sich die Fixsterne für einen Mann, bei dem die Fixsterne nach Westen zu gehen scheinen.“
Im 10.Jahrhundert akzeptierten einige muslimische Astronomen, dass sich die Erde um ihre Achse dreht. Laut al-Biruni erfand Abu Sa’id al-Sijzi (gest. um 1020) ein Astrolabium namens al-zūraqī, basierend auf der Idee, die einige seiner Zeitgenossen glaubten, „dass die Bewegung, die wir sehen, auf die Bewegung der Erde und nicht auf die des Himmels zurückzuführen ist.“ Die Verbreitung dieser Ansicht wird weiter durch eine Referenz aus dem 13.Jahrhundert bestätigt, in der es heißt: „Nach den Geometern (muhandisīn) befindet sich die Erde in ständiger Kreisbewegung, und was als Bewegung des Himmels erscheint, ist tatsächlich auf die Bewegung der Erde und nicht der Sterne zurückzuführen.“ Abhandlungen wurden geschrieben, um ihre Möglichkeit zu diskutieren, entweder als Widerlegung oder als Ausdruck von Zweifeln an Ptolemäus ‚Argumenten dagegen. An den Maragha- und Samarkand-Observatorien wurde die Erdrotation von diskutiert Tusi (b. 1201) und Qushji (b. 1403); Die Argumente und Beweise, die sie verwendeten, ähneln denen von Kopernikus.
Im mittelalterlichen Europa akzeptierte Thomas von Aquin Aristoteles’Ansicht und so widerwillig John Buridan und Nicole Oresme im vierzehnten Jahrhundert. Erst als Nikolaus Kopernikus 1543 ein heliozentrisches Weltsystem einführte, begann sich das zeitgenössische Verständnis der Erdrotation zu etablieren. Kopernikus wies darauf hin, dass, wenn die Bewegung der Erde gewalttätig ist, die Bewegung der Sterne sehr viel mehr sein muss. Er erkannte den Beitrag der Pythagoräer an und wies auf Beispiele für Relativbewegungen hin. Für Kopernikus war dies der erste Schritt, um das einfachere Muster von Planeten zu etablieren, die eine Zentralsonne umkreisen.
Tycho Brahe, der genaue Beobachtungen machte, auf die Kepler seine Gesetze der Planetenbewegung stützte, verwendete Kopernikus ‚Arbeit als Grundlage für ein System, das eine stationäre Erde annahm. Im Jahr 1600 unterstützte William Gilbert in seiner Abhandlung über den Erdmagnetismus die Erdrotation nachdrücklich und beeinflusste damit viele seiner Zeitgenossen. Diejenigen wie Gilbert, die die Bewegung der Erde um die Sonne nicht offen unterstützten oder ablehnten, werden „Semi-Kopernikaner“ genannt. Ein Jahrhundert nach Kopernikus bestritt Riccioli das Modell einer rotierenden Erde aufgrund des Mangels an damals beobachtbaren Ostwärtsablenkungen in fallenden Körpern; Solche Ablenkungen würden später als Coriolis-Effekt bezeichnet. Die Beiträge von Kepler, Galileo und Newton sammelten jedoch Unterstützung für die Theorie der Erdrotation.
Empirische Tests
Die Erdrotation impliziert, dass sich der Äquator wölbt und die geografischen Pole abgeflacht sind. In seiner Principia, Newton sagte voraus, dass diese Abflachung im Verhältnis von auftreten würde 1:230, und wies auf die Pendelmessungen von Richer im Jahre 1673 als Bestätigung der Änderung der Schwerkraft, aber erste Messungen der Meridianlängen von Picard und Cassini am Ende des 17. Messungen von Maupertuis und der französischen Geodätischen Mission in den 1730er Jahren stellten jedoch die Oblateness der Erde fest und bestätigten damit die Positionen von Newton und Kopernikus.
Im rotierenden Bezugsrahmen der Erde folgt ein sich frei bewegender Körper einem scheinbaren Pfad, der von dem abweicht, dem er in einem festen Bezugsrahmen folgen würde. Aufgrund des Coriolis-Effekts weichen fallende Körper von der vertikalen Lotlinie unterhalb ihres Freisetzungspunkts leicht nach Osten ab, und Projektile drehen sich in der nördlichen Hemisphäre (und links im Süden) aus der Richtung, in die sie geschossen werden. Der Coriolis-Effekt ist hauptsächlich auf meteorologischer Ebene zu beobachten, wo er für die entgegengesetzten Richtungen der Zyklonrotation in der nördlichen und südlichen Hemisphäre (gegen den Uhrzeigersinn bzw. im Uhrzeigersinn) verantwortlich ist.
Hooke versuchte 1679 auf Vorschlag Newtons erfolglos, die vorhergesagte Ostabweichung eines aus einer Höhe von 8,2 Metern fallenden Körpers zu überprüfen, aber endgültige Ergebnisse wurden später, im späten 18. und frühen 19.Jahrhundert, von Giovanni Battista Guglielmini in Bologna, Johann Friedrich Benzenberg in Hamburg und Ferdinand Reich in Freiberg unter Verwendung höherer Türme und sorgfältig freigelassener Gewichte erzielt. Ein Ball, der aus einer Höhe von 158,5 m fiel, entfernte sich um 27,4 mm von der Vertikalen, verglichen mit einem berechneten Wert von 28,1 mm.
Der berühmteste Test der Erdrotation ist das Foucault-Pendel, das 1851 vom Physiker Léon Foucault gebaut wurde und aus einer bleigefüllten Messingkugel bestand, die 67 m von der Spitze des Panthéon in Paris aufgehängt war. Aufgrund der Erdrotation unter dem schwingenden Pendel scheint sich die Schwingungsebene des Pendels mit einer vom Breitengrad abhängigen Geschwindigkeit zu drehen. Auf dem Breitengrad von Paris betrug die vorhergesagte und beobachtete Verschiebung etwa 11 Grad im Uhrzeigersinn pro Stunde. Foucault-Pendel schwingen heute in Museen auf der ganzen Welt.
Zeiträume
Wahrer Sonnentag
Die Rotationsperiode der Erde relativ zur Sonne (Sonnenmittag bis Sonnenmittag) ist ihr wahrer Sonnentag oder scheinbarer Sonnentag. Es hängt von der Erdumlaufbahn ab und wird daher von Änderungen der Exzentrizität und Neigung der Erdumlaufbahn beeinflusst. Beide variieren über Tausende von Jahren, so dass auch die jährliche Variation des wahren Sonnentages variiert. Im Allgemeinen ist es länger als der mittlere Sonnentag während zwei Perioden des Jahres und kürzer während zwei weiteren. Der wahre Sonnentag neigt dazu, in der Nähe des Perihels länger zu sein, wenn sich die Sonne anscheinend entlang der Ekliptik um einen größeren Winkel als gewöhnlich bewegt, was etwa 10 Sekunden länger dauert. Umgekehrt ist es in der Nähe des Aphels etwa 10 Sekunden kürzer. Es ist ungefähr 20 Sekunden länger in der Nähe einer Sonnenwende, wenn die Projektion der scheinbaren Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik auf den Himmelsäquator bewirkt, dass sich die Sonne um einen größeren Winkel als gewöhnlich bewegt. Umgekehrt ist in der Nähe einer Tagundnachtgleiche die Projektion auf den Äquator um etwa 20 Sekunden kürzer. Zur Zeit, Die Perihel- und Sonnenwendeffekte verlängern zusammen den wahren Sonnentag in der Nähe von 22 Dezember durch 30 mittlere Sonnensekunden, Der Sonnenwendeeffekt wird jedoch teilweise durch den Apheleffekt in der Nähe aufgehoben 19 Juni, wenn es nur ist 13 Sekunden länger. Die Auswirkungen der Tagundnachtgleiche verkürzen sie in der Nähe von 26 März und 16 September von 18 Sekunden und 21 Sekunden, beziehungsweise.
Mittlerer Sonnentag
Der Durchschnitt des wahren Sonnentages im Laufe eines ganzen Jahres ist der mittlere Sonnentag, der 86400 mittlere Sonnensekunden enthält. Derzeit ist jede dieser Sekunden etwas länger als eine SI-Sekunde, da der mittlere Sonnentag der Erde aufgrund der Gezeitenreibung jetzt etwas länger ist als im 19. Die durchschnittliche Länge des mittleren Sonnentages seit der Einführung der Schaltsekunde im Jahr 1972 war etwa 0 bis 2 ms länger als 86400 SI-Sekunden. Zufällige Schwankungen aufgrund der Kern-Mantel-Kopplung haben eine Amplitude von etwa 5 ms. Die mittlere Sonnensekunde zwischen 1750 und 1892 wurde 1895 von Simon Newcomb als unabhängige Zeiteinheit in seinen Sonnentabellen gewählt. Diese Tabellen wurden verwendet, um die Ephemeriden der Welt zwischen 1900 und 1983 zu berechnen, so dass diese Sekunde als Ephemeriden-Sekunde bekannt wurde. 1967 wurde die SI-Sekunde der Ephemeridensekunde gleichgestellt.
Die scheinbare Sonnenzeit ist ein Maß für die Erdrotation und die Differenz zwischen ihr und der mittleren Sonnenzeit wird als Zeitgleichung bezeichnet.
Stern- und Sternentag
Die Rotationsperiode der Erde relativ zum Internationalen himmlischen Referenzrahmen, der vom International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS) als stellarer Tag bezeichnet wird, beträgt 86 164.098 903 691 Sekunden mittlerer Sonnenzeit (UT1) (23h 56m 4.098903691s, 0.99726966323716 mittlere Sonnentage). Die Rotationsperiode der Erde relativ zum Präzessionsmittelwert Frühlingsäquinoktium, genannt Sternentag, ist 86164.09053083288 Sekunden der mittleren Sonnenzeit (UT1) (23h 56m 4.09053083288s, 0.99726956632908 mittlere Sonnentage). Somit ist der Sterntag um etwa 8,4 ms kürzer als der Sterntag.
Sowohl der Sterntag als auch der Sterntag sind um etwa 3 Minuten und 56 Sekunden kürzer als der mittlere Sonnentag. Dies ist ein Ergebnis der Erde, die sich um 1 zusätzliche Drehung relativ zum himmlischen Referenzrahmen dreht, während sie die Sonne umkreist (also 366,25 Umdrehungen / y). Der mittlere Sonnentag in SI-Sekunden ist vom IERS für die Zeiträume 1623-2005 und 1962-2005 verfügbar.
Vor kurzem (1999-2010) hat die durchschnittliche jährliche Länge des mittleren Sonnentages von mehr als 86400 SI-Sekunden zwischen 0 variiert.25 ms und 1 ms, die sowohl zu den stellaren als auch zu den siderischen Tagen addiert werden müssen, die oben in der mittleren Sonnenzeit angegeben sind, um ihre Längen in SI-Sekunden zu erhalten (siehe Schwankungen der Tageslänge).
Winkelgeschwindigkeit
Die Winkelgeschwindigkeit der Erdrotation im Trägheitsraum beträgt (7,2921150 ± 0,0000001) × 10-5 Bogenmaß pro SI-Sekunde. Die Multiplikation mit (180 ° / π Bogenmaß) × (86.400 Sekunden / Tag) ergibt 360,9856 ° / Tag, was darauf hinweist, dass sich die Erde an einem Sonnentag um mehr als 360 ° relativ zu den Fixsternen dreht. Die Bewegung der Erde entlang ihrer fast kreisförmigen Umlaufbahn, während sie sich einmal um ihre Achse dreht, erfordert, dass sich die Erde etwas mehr als einmal relativ zu den Fixsternen dreht, bevor die mittlere Sonne wieder über ihnen vorbeiziehen kann, obwohl sie sich nur einmal dreht (360 °) relativ zur mittleren Sonne. Multipliziert man den Wert in rad / s mit dem Äquatorradius der Erde von 6.378.137 m (WGS84-Ellipsoid) (Faktoren von 2π Bogenmaß, die von beiden Seiten benötigt werden), ergibt sich eine Äquatorgeschwindigkeit von 465,10 Metern pro Sekunde (1.674,4 km / h). Einige Quellen geben an, dass die Äquatorgeschwindigkeit der Erde etwas geringer ist oder 1.669,8 km / h. Dies wird erhalten, indem der Äquatorumfang der Erde durch 24 Stunden geteilt wird. Die Verwendung des Sonnentages ist jedoch falsch; Es muss der Sternentag sein, daher muss die entsprechende Zeiteinheit eine Sternenstunde sein. Dies wird durch Multiplikation mit der Anzahl der Sternentage an einem mittleren Sonnentag bestätigt, 1.002 737 909 350 795, was die oben angegebene Äquatorgeschwindigkeit in mittleren Sonnenstunden von 1.674,4 km / h ergibt.
Die Tangentialgeschwindigkeit der Erdrotation an einem Punkt auf der Erde kann angenähert werden, indem die Geschwindigkeit am Äquator mit dem Kosinus des Breitengrades multipliziert wird. Zum Beispiel befindet sich das Kennedy Space Center auf dem Breitengrad 28,59 ° N, was eine Geschwindigkeit von: cos (28,59 °) × 1674,4 km / h = 1470,2 km / h ergibt.
Der Gipfel des Cayambe-Vulkans ist der Punkt der Erdoberfläche, der am weitesten von seiner Achse entfernt ist; So dreht es sich am schnellsten, wenn sich die Erde dreht.
Änderungen
In Drehachse
Die Rotationsachse der Erde bewegt sich in Bezug auf die Fixsterne (Trägheitsraum); Die Komponenten dieser Bewegung sind Präzession und Nutation. Es bewegt sich auch in Bezug auf die Erdkruste; Dies wird Polarbewegung genannt.
Präzession ist eine Rotation der Erdrotationsachse, die hauptsächlich durch äußere Drehmomente aus der Schwerkraft von Sonne, Mond und anderen Körpern verursacht wird. Die polare Bewegung ist hauptsächlich auf die freie Kernmutation und das Chandler-Wackeln zurückzuführen.
In Drehzahl
Gezeitenwechselwirkungen
Über Millionen von Jahren wurde die Erdrotation durch Gezeitenbeschleunigung durch Gravitationswechselwirkungen mit dem Mond erheblich verlangsamt. Somit wird der Drehimpuls langsam mit einer Rate proportional zu r − 6 {\displaystyle r ^{-6}} 
Diese allmähliche Rotationsverzögerung wird empirisch durch Schätzungen der Tageslängen dokumentiert, die aus Beobachtungen von Gezeitenrhythmiten und Stromatolithen gewonnen wurden; Eine Zusammenstellung dieser Messungen ergab, dass die Länge des Tages von etwa 21 Stunden vor 600 Myr stetig auf den aktuellen 24-Stunden-Wert angestiegen ist. Durch Zählen der mikroskopischen Lamellen, die sich bei höheren Gezeiten bilden, können Gezeitenfrequenzen (und damit Tageslängen) geschätzt werden, ähnlich wie beim Zählen von Baumringen, obwohl diese Schätzungen im Alter zunehmend unzuverlässig sein können.
Resonanzstabilisierung
Die aktuelle Geschwindigkeit der Gezeitenverzögerung ist anomal hoch, was bedeutet, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde in der Vergangenheit langsamer abgenommen haben muss. Empirische Daten zeigen vorläufig einen starken Anstieg der Rotationsverzögerung vor etwa 600 Myr. Einige Modelle deuten darauf hin, dass die Erde in weiten Teilen des Präkambriums eine konstante Tageslänge von 21 Stunden beibehielt. Diese Tageslänge entspricht der semidiurnalen Resonanzperiode der thermisch angetriebenen atmosphärischen Flut; Bei dieser Tageslänge hätte das verzögernde Mondmoment durch ein Beschleunigungsmoment aus der atmosphärischen Flut aufgehoben werden können, was zu keinem Nettomoment und einer konstanten Rotationsperiode führte. Dieser stabilisierende Effekt könnte durch eine plötzliche Änderung der globalen Temperatur unterbrochen worden sein. Jüngste Computersimulationen unterstützen diese Hypothese und legen nahe, dass die marinoischen oder sturtischen Vereisungen diese stabile Konfiguration vor etwa 600 Myr durchbrochen haben; die simulierten Ergebnisse stimmen ziemlich eng mit den vorhandenen paläorotationalen Daten überein.
Globale Ereignisse
Einige der jüngsten Großereignisse, wie das Erdbeben im Indischen Ozean 2004, haben dazu geführt, dass sich die Länge eines Tages um 3 Mikrosekunden verkürzt hat, indem das Trägheitsmoment der Erde verringert wurde. Der seit der letzten Eiszeit andauernde postglaziale Rebound verändert auch die Verteilung der Erdmasse und beeinflusst so das Trägheitsmoment der Erde und durch die Erhaltung des Drehimpulses die Rotationsperiode der Erde.
Die Länge des Tages kann auch durch künstliche Strukturen beeinflusst werden. Zum Beispiel berechneten NASA-Wissenschaftler, dass das im Drei-Schluchten-Damm gespeicherte Wasser die Länge des Erdtages aufgrund der Massenverschiebung um 0, 06 Mikrosekunden verlängert hat.
Messung
Die primäre Überwachung der Erdrotation wird durch Interferometrie mit sehr langer Grundlinie durchgeführt, die mit dem Global Positioning System, Satellite Laser Ranging und anderen Satelliten-Geodäsie-Techniken koordiniert ist. Dies bietet eine absolute Referenz für die Bestimmung der Weltzeit, Präzession und Nutation.Der absolute Wert der Erdrotation einschließlich UT1 und Nutation kann unter Verwendung von weltraumgeodätischen Beobachtungen bestimmt werden, wie sehr lange Baseline-Interferometrie und Lunar Laser Ranging, während ihre Ableitungen, bezeichnet als Tageslängenüberschuss und Nutationsraten können aus Satellitenbeobachtungen abgeleitet werden, wie GPS, GLONASS, Galileo und Satellite Laser Ranging zu geodätischen Satelliten.
Antike Beobachtungen
Es gibt aufgezeichnete Beobachtungen von Sonnen- und Mondfinsternissen durch babylonische und chinesische Astronomen ab dem 8. Jahrhundert v. Chr. sowie aus der mittelalterlichen islamischen Welt und anderswo. Diese Beobachtungen können verwendet werden, um Änderungen der Erdrotation in den letzten 27 Jahrhunderten zu bestimmen, da die Länge des Tages ein kritischer Parameter bei der Berechnung von Ort und Zeit von Finsternissen ist. Eine Änderung der Tageslänge von Millisekunden pro Jahrhundert zeigt sich als Änderung von Stunden und Tausenden von Kilometern in Sonnenfinsternisbeobachtungen. Die alten Daten stimmen mit einem kürzeren Tag überein, was bedeutet, dass sich die Erde in der Vergangenheit schneller drehte.
Zyklische Variabilität
Etwa alle 25-30 Jahre verlangsamt sich die Erdrotation vorübergehend um einige Millisekunden pro Tag und dauert normalerweise etwa 5 Jahre. 2017 war das vierte Jahr in Folge, in dem sich die Erdrotation verlangsamt hat. Die Ursache dieser Variabilität ist noch nicht bekannt.
Herkunft
Die ursprüngliche Rotation der Erde war ein Überbleibsel des ursprünglichen Drehimpulses der Wolke aus Staub, Gesteinen und Gas, die sich zum Sonnensystem zusammenschlossen. Diese Urwolke bestand aus Wasserstoff und Helium, die im Urknall produziert wurden, sowie aus schwereren Elementen, die von Supernovas ausgestoßen wurden. Da dieser interstellare Staub heterogen ist, führte jede Asymmetrie während der Gravitationsakkretion zum Drehimpuls des späteren Planeten.
Wenn jedoch die Rieseneinschlagshypothese für den Ursprung des Mondes richtig ist, wäre diese ursprüngliche Rotationsrate durch den Theia-Einschlag vor 4, 5 Milliarden Jahren zurückgesetzt worden. Unabhängig von der Geschwindigkeit und Neigung der Erdrotation vor dem Aufprall hätte es einen Tag etwa fünf Stunden nach dem Aufprall erlebt. Gezeiteneffekte hätten diese Rate dann auf ihren modernen Wert verlangsamt.
Siehe auch
- ^ Siehe Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (Wikipedia-Artikel).
- ^ Wenn die Exzentrizität der Erde 0 überschreitet.047 und Perihel ist zu einer geeigneten Tagundnachtgleiche oder Sonnenwende, nur eine Periode mit einem Peak gleicht eine andere Periode aus, die zwei Peaks hat.
- ^ Aoki, die ultimative Quelle dieser Zahlen, verwendet den Begriff „Sekunden von UT1“ anstelle von „Sekunden der mittleren Sonnenzeit“.
- ^ Es kann festgestellt werden, dass SI-Sekunden für diesen Wert gelten, indem dem Zitat in „NÜTZLICHE KONSTANTEN“ zu E. Groten „Parameter von allgemeiner Relevanz für Astronomie, Geodäsie und Geodynamik“ gefolgt wird, in dem angegeben wird, dass Einheiten SI-Einheiten sind, mit Ausnahme einer Instanz, die für diesen Wert nicht relevant ist.
- ^ In der Astronomie bedeutet 360 ° im Gegensatz zur Geometrie die Rückkehr zum selben Punkt in einer zyklischen Zeitskala, entweder ein mittlerer Sonnentag oder ein Sterntag für die Rotation um die Erdachse oder ein Sternjahr oder ein mittleres tropisches Jahr oder sogar ein mittleres Julianisches Jahr, das genau 365,25 Tage für die Umdrehung um die Sonne enthält.
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