animacja obrotu Ziemi wokół osi planety

to zdjęcie z długim naświetleniem północnego nocnego nieba nad Nepalskimi Himalajami pokazuje pozorne ścieżki gwiazd, gdy Ziemia obraca się.

obrót Ziemi zobrazowany przez DSCOVR EPIC 29 maja 2016, kilka tygodni przed przesileniem.

obrót Ziemi lub obrót Ziemi to obrót planety Ziemia wokół własnej osi, a także zmiany orientacji osi obrotu w przestrzeni. Ziemia obraca się w kierunku wschodnim, w ruchu progowym. Patrząc z gwiazdy Polaris na Biegunie Północnym, Ziemia obraca się przeciwnie do ruchu wskazówek zegara.

Biegun Północny, znany również jako geograficzny Biegun Północny lub ziemski Biegun Północny, jest punktem na półkuli północnej, w którym oś obrotu Ziemi styka się z jej powierzchnią. Ten punkt różni się od północnego bieguna magnetycznego Ziemi. Biegun Południowy jest drugim punktem, w którym oś obrotu Ziemi przecina jej powierzchnię, na Antarktydzie.

Ziemia obraca się raz na około 24 godziny w odniesieniu do Słońca, ale raz na 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy w odniesieniu do innych odległych gwiazd (patrz poniżej). Rotacja ziemi z czasem nieco zwalnia; tak więc w przeszłości dzień był krótszy. Wynika to z pływowego wpływu księżyca na obrót Ziemi. Zegary atomowe pokazują, że współczesny jest dłuższy o około 1.7 milisekund niż sto lat temu, powoli zwiększając tempo, w którym UTC jest regulowany o sekundy przestępne. Analiza historycznych zapisów astronomicznych wykazuje tendencję spadkową; Długość dnia wzrosła o około 2,3 milisekund na wiek od VIII wieku p. n. e. Naukowcy donoszą, że w 2020 roku ziemia zaczęła wirować szybciej, po konsekwentnym wirowaniu wolniej niż 86400 sekund dziennie w poprzednich dziesięcioleciach. Z tego powodu inżynierowie na całym świecie omawiają „ujemną sekundę skoku” i inne możliwe środki pomiaru czasu.

Historia

wśród starożytnych Greków niektórzy ze szkoły pitagorejskiej wierzyli raczej w ruch obrotowy Ziemi niż w pozorną dzienną rotację nieba. Być może pierwszym był Filolaos (470-385 p. n. e.), choć jego system był skomplikowany, m.in. przeciw-Ziemia obracała się codziennie wokół centralnego ognia.

bardziej konwencjonalny obraz został poparty przez Hicetasa, Heraklidesa i Ecphantus w IV wieku pne, którzy zakładali, że Ziemia obraca się, ale nie sugerują, że Ziemia krąży wokół Słońca. W III wieku p. n. e.Arystarch z Samos zasugerował centralne miejsce słońca.

jednak Arystoteles w IV wieku p. n. e.skrytykował idee Filolaosa jako oparte na teorii, a nie obserwacji. Stworzył ideę kuli gwiazd stałych, które obracały się wokół Ziemi. Zostało to zaakceptowane przez większość tych, którzy przyszli później, w szczególności Klaudiusz Ptolemeusz (II wiek n. e.), który myślał, że ziemia zostanie zniszczona przez Gale, jeśli się obróci.

w 499 r.n. e. Indyjski astronom Aryabhata napisał, że kulista Ziemia obraca się wokół własnej osi codziennie, a pozorny ruch gwiazd jest ruchem względnym spowodowanym obrotem Ziemi. Podał następującą analogię: „tak jak człowiek w Łodzi płynący w jednym kierunku widzi nieruchome rzeczy na brzegu jako poruszające się w przeciwnym kierunku, tak samo jak człowiek w Lanka, Gwiazdy stałe wydają się iść na zachód.”

w X wieku niektórzy muzułmańscy astronomowie zaakceptowali, że Ziemia obraca się wokół własnej osi. Według al-Biruniego, Abu Sa ’ Id al-Sijzi (zm. ok.1020) wynalazł Astrolabium o nazwie al-zūraqī oparte na idei wierzonej przez niektórych jego współczesnych „że ruch, który widzimy, wynika z ruchu Ziemi, a nie z ruchu nieba.”Rozpowszechnienie tego poglądu jest dodatkowo potwierdzone przez odniesienie z XIII wieku, które stwierdza:” według geometrów (muhandisīn), Ziemia jest w ciągłym ruchu kołowym, a to, co wydaje się być ruchem niebios, jest w rzeczywistości spowodowane ruchem Ziemi, a nie gwiazd.”Traktaty zostały napisane w celu omówienia jego możliwości, jako obalenia lub wyrażenia wątpliwości co do argumentów Ptolemeusza przeciwko niemu. W obserwatoriach w Maragha i Samarkandzie rotacja Ziemi była omawiana przez Tusi (ur. 1201) i Qushji (ur. 1403); argumenty i dowody, których użyli, przypominają te używane przez Kopernika.

w średniowiecznej Europie Tomasz z Akwinu zaakceptował pogląd Arystotelesa, tak jak niechętnie John Buridan i Nicole Oresme w XIV wieku. Dopiero gdy Mikołaj Kopernik w 1543 r.przyjął heliocentryczny system światowy, zaczęto ustalać współczesne rozumienie obrotu Ziemi. Kopernik zwrócił uwagę, że jeśli ruch Ziemi jest gwałtowny, to ruch gwiazd musi być znacznie większy. Uznał wkład pitagorejczyków i wskazał przykłady ruchu względnego. Dla Kopernika był to pierwszy krok do ustalenia prostszego układu planet krążących wokół centralnego słońca.

Tycho Brahe, który stworzył dokładne obserwacje, na których Kepler oparł swoje prawa ruchu planet, wykorzystał pracę Kopernika jako podstawę układu zakładającego stacjonarną ziemię. W 1600 roku William Gilbert mocno poparł ruch obrotowy Ziemi w swoim traktacie o magnetyzmie ziemi i tym samym wpłynął na wielu jego współczesnych. Tacy jak Gilbert, którzy otwarcie nie popierali lub nie odrzucali ruchu Ziemi wokół Słońca, są nazywani „semi-Copernicans”. Sto lat po Koperniku Riccioli zakwestionował model obracającej się ziemi ze względu na brak obserwowalnych wówczas ugięć na wschód w spadających ciałach; takie ugięcia nazwano później efektem Coriolisa. Jednak wkład Keplera, Galileusza i Newtona zebrał poparcie dla teorii obrotu Ziemi.

badania empiryczne

rotacja Ziemi sugeruje, że wybrzuszenie równika i bieguny geograficzne są spłaszczone. W swojej principii Newton przewidział, że spłaszczenie to nastąpi w stosunku 1:230 i wskazywał na pomiary wahadła wykonane przez Richera w 1673 jako potwierdzenie zmiany grawitacji, ale wstępne pomiary długości południków przez Picarda i Cassiniego pod koniec XVII wieku sugerowały coś przeciwnego. Jednak pomiary przeprowadzone przez Maupertuisa i francuską misję geodezyjną w 1730 roku ustaliły obłaskość Ziemi, potwierdzając tym samym pozycje zarówno Newtona, jak i Kopernika.

w obrotowej ramie odniesienia Ziemi, swobodnie poruszające się ciało podąża pozorną ścieżką, która odbiega od tej, którą podążałoby w stałym ramie odniesienia. Ze względu na efekt Coriolisa, spadające ciała odchylają się nieco na wschód od pionowej linii pionu poniżej punktu uwolnienia, a pociski skręcają w prawo na półkuli północnej (i w lewo na południu) od kierunku, w którym zostały wystrzelone. Efekt Coriolisa jest głównie obserwowalny w skali meteorologicznej, gdzie odpowiada za przeciwne kierunki obrotu cyklonu na półkuli północnej i Południowej (odpowiednio w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i zgodnie z ruchem wskazówek zegara).

Hooke, zgodnie z sugestią Newtona z 1679 roku, próbował bezskutecznie zweryfikować przewidywane odchylenie na wschód ciała spadającego z wysokości 8,2 metra, ale ostateczne wyniki uzyskali później, na przełomie XVIII i XIX wieku, Giovanni Battista Guglielmini w Bolonii, Johann Friedrich Benzenberg w Hamburgu i Ferdinand Reich we Freibergu, używając wyższych wież i starannie wypuszczonych ciężarów. Piłka spadła z wysokości 158,5 m oddalona o 27,4 mm od pionu w porównaniu z obliczoną wartością 28,1 mm.

najbardziej znanym testem obrotu Ziemi jest wahadło Foucaulta zbudowane po raz pierwszy przez fizyka Léona Foucaulta w 1851 roku, które składało się z wypełnionej ołowianym mosiądzem kuli zawieszonej 67 m od szczytu Panteonu w Paryżu. Z powodu obrotu Ziemi pod wahadłem wahadłowym, płaszczyzna oscylacji wahadła wydaje się obracać z szybkością zależną od szerokości geograficznej. Na szerokości geograficznej Paryża przewidywane i obserwowane przesunięcie wynosiło około 11 stopni zgodnie z ruchem wskazówek zegara na godzinę. Wahadła Foucaulta huśtają się obecnie w muzeach na całym świecie.

rozgwieżdżone kręgi wokół południowego bieguna nieba, widoczne nad Obserwatorium La Silla w ESO.

prawdziwy dzień słoneczny

Okres obrotu Ziemi względem słońca (słoneczne południe do słonecznego południa) jest jego prawdziwym dniem słonecznym lub pozornym dniem słonecznym. Zależy ona od ruchu orbitalnego ziemi, a tym samym wpływa na zmiany mimośrodu i nachylenia orbity Ziemi. Oba różnią się w ciągu tysięcy lat, więc roczna zmienność prawdziwego dnia słonecznego również się zmienia. Ogólnie rzecz biorąc, jest on dłuższy niż średnia doba słoneczna w dwóch okresach roku i krótszy w kolejnych dwóch. Prawdziwy dzień słoneczny wydaje się być dłuższy w pobliżu peryhelium, gdy słońce najwyraźniej porusza się wzdłuż ekliptyki pod większym kątem niż zwykle, co zajmuje około 10 sekund dłużej. Odwrotnie, jest o 10 sekund krótszy w pobliżu aphelion. Jest to około 20 sekund dłużej w pobliżu przesilenia, kiedy rzut pozornego ruchu słońca wzdłuż ekliptyki na równik niebieski powoduje, że Słońce porusza się pod większym kątem niż zwykle. Odwrotnie, w pobliżu równonocy rzut na równik jest krótszy o około 20 sekund. Obecnie efekty Peryhelium i przesilenia łączą się, aby wydłużyć prawdziwy dzień słoneczny w pobliżu 22 grudnia o 30 średnich sekund słonecznych, ale efekt przesilenia jest częściowo anulowany przez efekt aphelionu w pobliżu 19 czerwca, gdy jest tylko o 13 sekund dłuższy. Skutki równonocy skracają ją w okolicach 26 marca i 16 września odpowiednio o 18 sekund i 21 sekund.

średni dzień słoneczny

średnia z prawdziwego dnia słonecznego w ciągu całego roku jest średnią dnia słonecznego, która zawiera 86400 średnich sekund słonecznych. Obecnie każda z tych sekund jest nieco dłuższa niż sekunda SI, ponieważ średni dzień słoneczny Ziemi jest teraz nieco dłuższy niż w XIX wieku z powodu tarcia pływowego. Średnia długość średniego dnia słonecznego od czasu wprowadzenia sekundy przestępnej w 1972 r. była o 0 do 2 ms dłuższa niż 86400 SI sekund. Przypadkowe wahania spowodowane sprzężeniem rdzeń-płaszcz mają amplitudę około 5 ms. Średnia sekunda słoneczna w latach 1750-1892 została wybrana w 1895 roku przez Simona Newcomba jako niezależna jednostka czasu w swoich tabelach słońca. Tabele te były używane do obliczania efemeryd świata między 1900 i 1983, więc ten drugi stał się znany jako efemeryd drugi. W 1967 roku si second została zrównana z efemerydą second.

pozorny czas słoneczny jest miarą obrotu Ziemi, a różnica między nim a średnim czasem słonecznym jest znana jako równanie czasu.

dzień gwiazd i sidereal

na planetach takich jak Ziemia dzień gwiezdny jest krótszy niż dzień słoneczny. W czasie 1 Słońce i pewna odległa gwiazda znajdują się nad ziemią. W czasie 2, planeta obraca się o 360° i odległa gwiazda jest ponownie nad głową, ale słońce nie jest (1→2 = jeden dzień gwiezdny). Dopiero nieco później, o godzinie 3, słońce znów jest nad głową (1→3 = jeden dzień słoneczny).

okres obrotu Ziemi w stosunku do międzynarodowego Niebiańskiego układu odniesienia, zwanego jego dniem gwiezdnym przez International Earth Rotation and Reference Systems Service (ier), wynosi 86 164.098 903 691 sekund średniego czasu słonecznego (UT1) (23h 56m 4.098903691 s, 0.99726966323716 średnich dni słonecznych). Okres obrotu Ziemi względem poprzedzającej go średniej równonocy wiosennej, zwanej dniem siderealnym, wynosi 86164,09053083288 sekund średniego czasu słonecznego (UT1) (23h 56m 4,09053083288 s, 0,99726956632908 średnich dni słonecznych). Tak więc dzień boczny jest krótszy niż dzień gwiezdny o około 8,4 ms.

zarówno dzień gwiezdny, jak i dzień boczny są krótsze od średniego dnia słonecznego o około 3 minuty i 56 sekund. Jest to wynik obrotu Ziemi o 1 dodatkowy obrót w stosunku do niebieskiego układu odniesienia, gdy okrąża ona Słońce (czyli 366,25 obrotu / r). Średni dzień słoneczny w sekundach SI jest dostępny z ier dla okresów 1623-2005 i 1962-2005.

Ostatnio (1999-2010) średnia roczna długość średniego dnia słonecznego przekraczająca 86400 sekund SI wahała się między 0.25 ms i 1 ms, które należy dodać zarówno do dni gwiazdowych, jak i siderealnych podanych w średnim czasie słonecznym powyżej, aby uzyskać ich długość W SI sekundach (patrz wahania długości dnia).

prędkość kątowa

Wykres szerokości geograficznej i prędkości stycznej. Linia przerywana pokazuje przykład Kennedy Space Center. Linia Dot-dash oznacza typową prędkość przelotową samolotu.

prędkość kątowa obrotu Ziemi w przestrzeni inercyjnej wynosi (7,2921150 ± 0,0000001)×10-5 radianów NA SI sekundę. Mnożenie przez (180 ° / π radianów) × (86 400 sekund / dzień) daje 360,9856 °/dzień, co oznacza, że Ziemia obraca się o więcej niż 360° względem stałych gwiazd w ciągu jednego dnia słonecznego. Ruch ziemi wzdłuż jej prawie kołowej orbity, podczas gdy obraca się ona jeden raz wokół własnej osi, wymaga, aby ziemia obróciła się nieco więcej niż jeden raz w stosunku do stałych gwiazd, zanim średnie słońce może ponownie przejść nad głową, mimo że obraca się tylko raz (360°) w stosunku do średniego słońca. Pomnożenie wartości w rad / s przez promień równikowy Ziemi wynoszący 6,378,137 m (elipsoida WGS84) (2π radianów potrzebnych do obu anulowania) daje prędkość Równikową 465,10 m/s (1,674.4 km / h). Niektóre źródła podają, że prędkość Równikowa Ziemi jest nieco mniejsza, czyli 1669,8 km/h.uzyskuje się ją dzieląc Obwód równikowy Ziemi przez 24 godziny. Jednak użycie dnia słonecznego jest nieprawidłowe; musi to być dzień siderealny, więc odpowiednią jednostką czasu musi być godzina siderealna. Jest to potwierdzone przez pomnożenie przez liczbę dni pobocznych w jednym średnim dniu słonecznym, 1.002 737 909 350 795, co daje prędkość Równikową w średnich godzinach słonecznych podanych powyżej 1674,4 km/h.

prędkość styczną obrotu Ziemi w punkcie na Ziemi można przybliżać przez pomnożenie prędkości na równiku przez cosinus szerokości geograficznej. Na przykład Centrum Kosmiczne Kennedy ’ ego znajduje się na 28,59° szerokości geograficznej N, co daje prędkość: cos(28,59°) × 1674,4 km/h = 1470,2 km/h. szerokość geograficzna jest rozważana dla portów kosmicznych.

porównanie najwyższego wzniesienia Ziemi (zielony) z najdalej wysuniętymi punktami od jej osi (różowy) i od jej środka (niebieski) – Nie w skali

szczyt wulkanu Cayambe jest punktem powierzchni Ziemi najdalej od jego osi; w ten sposób obraca się NAJSZYBCIEJ, gdy Ziemia obraca się.

zmiany

nachylenie osi Ziemi wynosi około 23,4°. Oscyluje pomiędzy 22,1° a 24,5° w cyklu 41000 lat i obecnie maleje.

w osi obrotu

oś obrotu Ziemi porusza się względem gwiazd stałych (przestrzeni inercyjnej); składowymi tego ruchu są precesja i nutacja. Porusza się również w odniesieniu do skorupy ziemskiej; nazywa się to ruchem biegunowym.

precesja to obrót osi obrotu Ziemi, spowodowany głównie zewnętrznymi momentami obrotowymi grawitacji Słońca, Księżyca i innych ciał. Ruch BIEGUNOWY jest spowodowany przede wszystkim swobodną nutacją rdzenia i chwiejnością.

w prędkości obrotowej

oddziaływania pływowe

w ciągu milionów lat rotacja Ziemi została znacznie spowolniona przez przyspieszenie pływowe w wyniku oddziaływań grawitacyjnych z Księżycem. W ten sposób moment pędu jest powoli przenoszony na Księżyc z szybkością proporcjonalną do r-6 {\displaystyle r^{-6}} , gdzie r {\displaystyle r} jest promieniem orbity Księżyca. Proces ten stopniowo zwiększał Długość dnia do aktualnej wartości, co spowodowało, że Księżyc był tidalnie związany z ziemią.

to stopniowe spowolnienie obrotowe jest empirycznie udokumentowane przez szacunki długości dnia uzyskane z obserwacji rytmitów pływowych i stromatolitów; kompilacja tych pomiarów wykazała, że Długość dnia stale wzrastała z około 21 godzin przy 600 Myr temu do aktualnej wartości 24-godzinnej. Zliczając mikroskopijne blaszki, które tworzą się przy wyższych pływach, można oszacować częstotliwości pływów (a tym samym Długość dnia), podobnie jak liczenie pierścieni drzew, chociaż szacunki te mogą być coraz bardziej niewiarygodne w starszym wieku.

stabilizacja rezonansowa

symulowana historia długości dnia Ziemi, przedstawiająca Zdarzenie stabilizujące rezonans w całej epoce prekambryjskiej.

obecne tempo spowolnienia pływów jest anomalnie wysokie, co oznacza, że prędkość obrotowa Ziemi musiała spadać wolniej w przeszłości. Dane empiryczne wstępnie pokazują gwałtowny wzrost spowolnienia obrotowego około 600 Myr temu. Niektóre modele sugerują, że Ziemia utrzymywała stałą długość dnia 21 godzin przez większą część Prekambryjczyków. Ta Długość dnia odpowiada półdniowemu okresowi rezonansowemu napędzanego termicznie przypływu atmosferycznego; przy tej długości dnia spowolniony moment księżycowy mógł zostać anulowany przez przyspieszony moment obrotowy z przypływu atmosferycznego, co skutkowało brakiem momentu obrotowego netto i stałym okresem obrotowym. Ten stabilizujący efekt mógł zostać przerwany przez nagłą zmianę globalnej temperatury. Ostatnie symulacje obliczeniowe wspierają tę hipotezę i sugerują, że zlodowacenia Marinoańskie lub Sturtiańskie złamały tę stabilną konfigurację około 600 Myr temu; symulowane wyniki zgadzają się dość ściśle z istniejącymi danymi paleorotacyjnymi.

wydarzenia Globalne

odchylenie długości dnia od dnia opartego na SI

niektóre niedawne wydarzenia na dużą skalę, takie jak trzęsienie ziemi na Oceanie Indyjskim w 2004 roku, spowodowały skrócenie długości dnia o 3 mikrosekundy poprzez zmniejszenie ziemskiego momentu bezwładności. Odbicie polodowcowe, trwające od ostatniej epoki lodowcowej, zmienia również rozkład masy Ziemi, wpływając tym samym na moment bezwładności ziemi i, poprzez zachowanie momentu pędu kątowego, Okres obrotu Ziemi.

Na przykład naukowcy NASA obliczyli, że woda przechowywana w zaporze Three Gorges zwiększyła Długość dnia ziemskiego o 0,06 mikrosekundy z powodu zmiany masy.

pomiar

podstawowe monitorowanie ruchu obrotowego Ziemi odbywa się za pomocą interferometrii o bardzo długiej linii bazowej, skoordynowanej z globalnym systemem pozycjonowania, satelitarnym zasięgiem laserowym i innymi technikami Geodezji satelitarnej. Stanowi to absolutne odniesienie do określenia uniwersalnego czasu, precesji i nutacji.Bezwzględną wartość obrotu Ziemi, w tym UT1 i nutację, można określić za pomocą obserwacji geodezyjnych przestrzeni, takich jak Interferometria bazowa o bardzo długim zasięgu i laser księżycowy, podczas gdy ich pochodne, oznaczone jako nadmiar długości dnia i szybkość nutacji, można uzyskać z obserwacji satelitarnych, takich jak GPS, GLONASS, Galileo i laser satelitarny w zakresie satelitów geodezyjnych.

Starożytne obserwacje

istnieją zarejestrowane obserwacje zaćmień Słońca i księżyca przez Babilońskich i chińskich astronomów począwszy od VIII wieku pne, a także ze średniowiecznego świata islamskiego i gdzie indziej. Obserwacje te mogą być wykorzystane do określenia zmian w rotacji Ziemi w ciągu ostatnich 27 stuleci, ponieważ Długość dnia jest kluczowym parametrem w obliczaniu miejsca i czasu zaćmień. Zmiana długości dnia w milisekundach na stulecie pojawia się jako zmiana godzin i tysięcy kilometrów w obserwacjach zaćmienia. Starożytne dane są zgodne z krótszym dniem, co oznacza, że Ziemia obracała się szybciej w przeszłości.

zmienność cykliczna

około co 25-30 lat obrót Ziemi spowalnia tymczasowo o kilka milisekund dziennie, zwykle trwający około 5 lat. Rok 2017 był czwartym z rzędu rokiem, w którym rotacja Ziemi zwolniła. Przyczyna tej zmienności nie została jeszcze ustalona.

pochodzenie

artystyczna renderacja dysku protoplanetarnego.

pierwotna rotacja Ziemi była pozostałością pierwotnego momentu pędu obłoku pyłu, skał i gazu, który połączył się tworząc układ słoneczny. Ta pierwotna Chmura składała się z wodoru i helu wyprodukowanych w Wielkim Wybuchu, a także cięższych pierwiastków wyrzucanych przez supernowe. Ponieważ pył międzygwiezdny jest niejednorodny, każda asymetria podczas akrecji grawitacyjnej powodowała moment pędu przyszłej planety.

jednak, jeśli hipoteza uderzenia olbrzyma o pochodzenie Księżyca jest prawidłowa, pierwotna prędkość obrotowa zostałaby zresetowana przez uderzenie Theia 4,5 miliarda lat temu. Niezależnie od prędkości i nachylenia obrotu Ziemi przed uderzeniem, doświadczyłaby ona dnia około pięciu godzin po uderzeniu. Efekty pływowe spowolniłyby ten wskaźnik do jego nowoczesnej wartości.

Zobacz