Vrtenje Zemlje okoli svoje osi in Sonca poteka neprekinjeno. Mnogi pojavi so odvisni od tega gibanja. Tako se dan umakne noči, en letni čas drugemu, na različnih območjih se vzpostavijo različne klime.

Dnevna rotacija Zemlje je po mnenju znanstvenikov 23 ur, 56 minut, 4,09 sekunde. Tako pride do enega polnega obrata. S hitrostjo približno 1670 km/h se planet giblje okoli svoje osi. Proti poloma se hitrost zmanjša na nič.

Oseba ne opazi vrtenja zaradi dejstva, da se vsi predmeti, ki se nahajajo poleg njega, premikajo hkrati in vzporedno z enako hitrostjo.

Izvedeno v orbiti. Nahaja se na namišljeni površini, ki poteka skozi središče našega planeta in to površino imenujemo orbitalna ravnina.

Skozi središče Zemlje poteka namišljena črta med poloma – os. Ta premica in orbitalna ravnina nista pravokotni. Nagib osi je približno 23,5 stopinj. Kot naklona ostaja vedno enak. Premica, okoli katere se giblje Zemlja, je vedno nagnjena v eno smer.

Planet potrebuje eno leto, da se premakne okoli svoje orbite. V tem primeru se Zemlja vrti v nasprotni smeri urinega kazalca. Upoštevati je treba, da orbita ni popolnoma krožna. Povprečna razdalja do Sonca je približno sto petdeset milijonov kilometrov. Ta (razdalja) se v povprečju spreminja za tri milijone kilometrov in tako tvori rahel orbitalni oval.

Zemljina orbitalna revolucija je 957 milijonov km. Planet to razdaljo premaga v tristo petinšestdesetih dneh, šestih urah, devetih minutah in devetih sekundah in pol. Po izračunih se Zemlja v orbiti vrti s hitrostjo 29 kilometrov na sekundo.

Znanstveniki so ugotovili, da se gibanje planeta upočasnjuje. To je predvsem posledica plimskega zaviranja. Na površini Zemlje se pod vplivom privlačnosti Lune (v večji meri) in Sonca oblikujejo plimski jaški. Gibljejo se od vzhoda proti zahodu (tem sledijo v nasprotni smeri gibanja našega planeta).

Manjši pomen se pripisuje plimovanju v zemeljski litosferi. V tem primeru se trdno telo deformira v obliki rahlo zakasnjenega plimskega vala. Izzove nastanek zavornega momenta, ki pomaga upočasniti vrtenje Zemlje.

Treba je opozoriti, da plimovanje v litosferi vpliva na proces upočasnitve planeta le za 3%, preostalih 97% je posledica morskega plimovanja. Ti podatki so bili pridobljeni z ustvarjanjem valovnih zemljevidov luninih in sončnih plim.

Atmosfersko kroženje vpliva tudi na hitrost Zemlje. Velja za glavni razlog za sezonsko neenakomerno ozračje, ki se pojavlja od vzhoda proti zahodu v nizkih zemljepisnih širinah ter od zahoda proti vzhodu v visokih in zmernih zemljepisnih širinah. Hkrati imajo zahodni vetrovi pozitiven kotni moment, medtem ko imajo vzhodni negativni kotni moment in po izračunih nekajkrat manjši od prvega. Ta razlika se prerazporedi med Zemljo in ozračjem. Ko se zahodni veter okrepi ali vzhodni veter oslabi, se poveča v bližini atmosfere in zmanjša v bližini Zemlje. Tako se gibanje planeta upočasni. S krepitvijo vzhodnih vetrov in oslabitvijo zahodnih vetrov se vrtilna količina ozračja ustrezno zmanjša. Tako postane gibanje Zemlje hitrejše. Skupni kotni moment atmosfere in planeta je stalna vrednost.

Znanstveniki so lahko ugotovili, da se je dan pred letom 1620 podaljšal v povprečju za 2,4 milisekunde na sto let. Po tem letu se je vrednost zmanjšala skoraj za polovico in postala 1,4 milisekunde na sto let. Poleg tega se po nekaterih zadnjih izračunih in opazovanjih Zemlja v povprečju upočasni za 2,25 milisekunde na sto let.

Tako kot vsi planeti našega obsežnega sončnega sistema tudi Zemlja opravi dva glavna obrata - okoli svoje osi in okoli Sonca. Čas, v katerem se Zemlja zasuka okoli svoje osi, imenujemo dan, čas, v katerem kroži okoli Sonca, pa leto. To gibanje je ključ do življenja in fizičnih zakonov na planetu, po katerih vsi obstajamo. Ob najmanjši okvari (ki se še ni zgodila) bo delo vseh sfer Zemlje, ekosistemov in živih organizmov moteno.

Značilnosti rotacije planeta

Tako v ljudeh kot v znanosti se čas ene rotacije Zemlje okoli svoje osi imenuje dan. Sestavljata jih dan in noč, ki v povprečju trajata 24 ur. Naš planet se vrti v nasprotni smeri urinega kazalca, torej od zahoda proti vzhodu. Zahvaljujoč temu so prebivalci vzhodnih regij prvi, ki pozdravijo zoro, prebivalci zahodne poloble pa zadnji. Os je konvencionalna črta, ki poteka skozi južni in severni pol planeta. Tako te skrajne točke ne sodelujejo v procesu vrtenja, medtem ko se vsi drugi deli zemlje premikajo.

Ker se planet giblje od zahoda proti vzhodu, lahko opazimo, kako se zdi, da gre celotna nebesna krogla mimo nas v nasprotni smeri, torej od vzhoda proti zahodu. To velja tako za Sonce kot za vse zvezde, ki jih imamo, je Luna, saj je zemeljski satelit, ki ima individualno orbito.

Gibanje našega planeta v številkah

Dnevno obdobje je tisto, ki določa hitrost okoli osi. V 24 urah mora to nebesno telo opraviti svojo revolucijo ob upoštevanju lastnih parametrov in mase. Rekli smo že, da os prežema Zemljo od severa proti jugu in pri tem procesu se poli ne vrtijo okoli nje. V tem času se vsa druga območja, vključno s cirkumpolarnimi in ekvatorialnimi, premikajo z določeno hitrostjo. Hitrost vrtenja Zemlje v bližini ekvatorja je največja. Doseže 1670 km/h. Še več, na tem območju imata dan in noč skozi vse leto enako število ur.

Hitrost vrtenja Zemlje v Italiji doseže povprečno 1200 km/h s sezonsko spremembo dolžine dneva in noči. Torej, bližje kot se približujemo poloma, počasneje se planet tam vrti in postopoma prihaja na nič.

Katere vrste dni obstajajo in kako se izračunajo?

Čas enega obrata Zemlje okoli svoje osi se imenuje dan in v ta interval je umeščenih točno 24 ur. Vendar je vredno zapomniti, da obstajajo koncepti, kot so sončni dnevi in zvezdni dnevi, ki imajo majhno, a pomembno razliko.

Najprej si oglejmo vse značilnosti prve vrste. Prvič, vsak dan ne traja točno 24 ur. V tistih trenutkih, ko se planet približa Soncu, se njegova hitrost vrtenja okoli svoje osi poveča. V obdobjih oddaljenosti od glavnega telesa sistema se gibanje planeta Zemlja upočasni. Zato lahko poleti dnevi minejo nekoliko hitreje, pozimi pa trajajo dlje.

Kar zadeva zvezdni dan, je njegovo trajanje 23 ur, 56 minut in 4 sekunde. To je čas, v katerem se naš planet vrti okoli svoje osi glede na neko oddaljeno zvezdo. Če bi se izkazalo, da je oddaljena svetilka Sonce, bi bila celotna rotacija, sestavljena iz 360 stopinj, v tem obdobju popolna. No, da pride do konca glede na samo Sonce, je treba iti še eno stopinjo, kar traja le štiri minute.

Druga pomembna rotacija planeta je okoli Sonca

Zemlja kroži okoli Sonca po eliptični orbiti. To pomeni, da njegovo kroženje ne poteka v obliki jasnega kroga, ampak v ovalnem vzorcu. Hitrost Zemlje okoli Sonca je v povprečju 107.000 km/h, vendar ta enota ni konstantna. Povprečna oddaljenost našega planeta od sonca je 150 milijonov kilometrov. Točna in nespremenljiva enota je stopnja naklona zemeljske osi glede na orbito - 66 stopinj in 33 sekund, ne glede na čas dneva ali leta. Prav ta nagnjenost, skupaj z obliko orbite, spremenljivo hitrostjo gibanja in kroženjem, nam daje možnost občutiti sezonske podnebne spremembe, vendar ne na vseh zemljepisnih širinah. Če dnevna nihanja v času in morebitne spremembe pomnožimo z nič v bližini polov, potem sezonske značilnosti zamrznejo tudi na ekvatorju. Vsak dan iz leta v leto tukaj poteka enako kot prejšnji, z enakim vremenom, pa tudi dolžino dneva in noči.

Ekliptika in njen letni cikel

Izraz "ekliptika" pomeni del nebesne sfere, ki je v mejah Lune. V mejah tega konvencionalnega kroga se dogajajo vsa glavna gibanja našega planeta, pa tudi revolucija Lune okoli njega. Omeniti velja, da ima slednja pomemben vpliv na podnebje, hidrosfero, Luna pa je lahko vzrok za mrke, litosferske metamorfoze in še marsikaj.

Kar zadeva samo ekliptiko, ima ta ravnina svoj nebesni ekvator, ki ima določene astronomske koordinate. Naklon vseh planetov v sončnem sistemu se izračuna glede nanje. Na podoben način se izračuna položaj zvezd in galaksij, ki jih vidimo na nebu (navsezadnje njihova svetloba pade na ekliptiko, zato so vsi opazovani del nje). Ta teorija je osnova astrologije. Po tej znanosti tista ozvezdja, ki gredo skozi ekliptiko, sestavljajo Zodiak. Edina enota, ki ne spada v to kategorijo, je Ophiuchus. To ozvezdje je vidno na nebu, ni pa ga v astroloških tabelah.

Povzemanje

Ugotovili smo, da se čas enega obrata Zemlje okoli svoje osi imenuje dan. Slednji so sončni (24 ur) ali zvezdni (23 ur 56 minut). Menjava dneva in noči se pojavi na vseh zemljepisnih širinah planeta z izjemo polov. Tam je hitrost vrtenja Zemlje enaka nič. Revolucija planeta okoli Sonca se zgodi vsako leto - 365 dni. V tem obdobju pride do menjave letnih časov na vseh koncih Zemlje, le ne na ekvatorju. To območje je najbolj stabilno, medtem ko se vrti okoli svoje osi z

Vrtenje Zemlje okoli svoje osi

Vrtenje Zemlje je eno od gibanj Zemlje, ki odraža številne astronomske in geofizikalne pojave, ki se dogajajo na površju Zemlje, v njeni notranjosti, v ozračju in oceanih ter v bližnjem vesolju.

Vrtenje Zemlje pojasnjuje menjavo dneva in noči, navidezno dnevno gibanje nebesnih teles, vrtenje nihajne ravnine bremena, obešenega na nit, odklon padajočih teles proti vzhodu itd. Zaradi vrtenja Zemlje na telesa, ki se gibljejo po njeni površini, deluje Coriolisova sila, katere vpliv se kaže v eroziji desnih bregov rek na severni in levih na južni polobli Zemlje ter v nekaterih značilnostih atmosfersko kroženje. Centrifugalna sila, ki nastane zaradi rotacije Zemlje, delno pojasni razlike v gravitacijskem pospešku na ekvatorju in zemeljskih polih.

Za preučevanje vzorcev rotacije Zemlje uvedemo dva koordinatna sistema s skupnim izhodiščem v središču mase Zemlje (slika 1.26). Zemeljski sistem X 1 Y 1 Z 1 sodeluje pri dnevnem vrtenju Zemlje in ostaja negiben glede na točke na zemeljski površini. Zvezdni koordinatni sistem XYZ ni povezan z dnevno rotacijo Zemlje. Čeprav se njen izvor giblje v kozmičnem prostoru z določenim pospeškom in sodeluje pri letnem gibanju Zemlje okoli Sonca v galaksiji, lahko to gibanje razmeroma oddaljenih zvezd štejemo za enakomerno in premočrtno. Zato lahko gibanje Zemlje v tem sistemu (kot tudi katerega koli nebesnega telesa) proučujemo v skladu z zakoni mehanike za inercialni referenčni okvir. Ravnina XOY je poravnana z ravnino ekliptike, os X pa je usmerjena na točko pomladnega enakonočja γ začetne epohe. Za osi zemeljskega koordinatnega sistema je primerno vzeti glavne vztrajnostne osi; možna je tudi drugačna izbira osi. Položaj zemeljskega sistema glede na zvezdni sistem običajno določajo trije Eulerjevi koti ψ, υ, φ.

Slika 1.26. Koordinatni sistemi, ki se uporabljajo za preučevanje rotacije Zemlje

Osnovne informacije o vrtenju Zemlje izhajajo iz opazovanj dnevnega gibanja nebesnih teles. Vrtenje Zemlje poteka od zahoda proti vzhodu, tj. v nasprotni smeri urinega kazalca, gledano z Zemljinega severnega tečaja.

Povprečni naklon ekvatorja proti ekliptiki začetne dobe (kot υ) je skoraj konstanten (leta 1900 je znašal 23° 27¢ 08,26², v 20. stoletju pa se je povečal za manj kot 0,1²). Črta presečišča zemeljskega ekvatorja in ekliptike začetne epohe (linija vozlišč) se počasi premika vzdolž ekliptike od vzhoda proti zahodu in se premika za 1° 13¢ 57,08² na stoletje, zaradi česar se spreminja kot ψ za 360° v 25.800 letih (precesija). Trenutna os vrtenja OR vedno skoraj sovpada z najmanjšo vztrajnostno osjo Zemlje. Po opazovanjih od konca 19. stoletja kot med tema osema ne presega 0,4².

Časovno obdobje, v katerem Zemlja naredi en obrat okoli svoje osi glede na neko točko na nebu, se imenuje dan. Točke, ki določajo dolžino dneva so lahko:

· točka pomladnega enakonočja;

· središče vidnega diska Sonca, premaknjeno zaradi letne aberacije (»pravo Sonce«);

· »povprečno Sonce« je fiktivna točka, katere položaj na nebu je mogoče teoretično izračunati za kateri koli trenutek.

Tri različna časovna obdobja, ki jih določajo te točke, se imenujejo zvezdni, pravi sončni dnevi in povprečni sončni dnevi.

Hitrost vrtenja Zemlje je označena z relativno vrednostjo

kjer je P z trajanje zemeljskega dneva, T je trajanje standardnega dneva (atomskega), kar je enako 86400 s;

- kotne hitrosti, ki ustrezajo terestričnim in standardnim dnevom.

Ker se vrednost ω spreminja le v deveti – osmi števki, so vrednosti ν reda 10 -9 -10 -8.

Zemlja naredi en polni obrat okoli svoje osi glede na zvezde v krajšem času kot glede na Sonce, saj se Sonce giblje po ekliptiki v isti smeri, v kateri se vrti Zemlja.

Zvezdni dan je določen s periodo vrtenja Zemlje okoli svoje osi glede na katero koli zvezdo, a ker imajo zvezde lastno in poleg tega zelo zapleteno gibanje, je bilo dogovorjeno, da se začne zvezdni dan šteti od trenutka zgornje kulminacije pomladnega enakonočja, dolžina zvezdnega dneva pa je interval časa med dvema zaporednima zgornjima kulminacijama pomladnega enakonočja, ki se nahajata na istem poldnevniku.

Zaradi pojavov precesije in nutacije se relativna lega nebesnega ekvatorja in ekliptike nenehno spreminja, kar pomeni, da se temu primerno spreminja tudi lokacija pomladnega enakonočja na ekliptiki. Ugotovljeno je bilo, da je zvezdni dan za 0,0084 sekunde krajši od dejanskega obdobja dnevnega vrtenja Zemlje in da Sonce, ki se giblje po ekliptiki, doseže točko pomladnega enakonočja prej kot doseže isto mesto glede na zvezde.

Zemlja pa se ne vrti okoli Sonca v krogu, ampak v elipsi, zato se nam gibanje Sonca z Zemlje zdi neenakomerno. Pozimi so pravi sončni dnevi daljši kot poleti, na primer konec decembra znašajo 24 ur 04 minute 27 sekund, sredi septembra pa 24 ur 03 minute. 36sek. Povprečna enota sončnega dneva je 24 ur 03 minute. 56,5554 s zvezdni čas.

Zaradi eliptičnosti Zemljine orbite je kotna hitrost Zemlje glede na Sonce odvisna od letnega časa. Zemlja se po svoji orbiti giblje najpočasneje, ko je v periheliju – točki njene orbite, ki je najbolj oddaljena od Sonca. Zaradi tega trajanje pravega Sončevega dneva ni enako skozi vse leto – eliptičnost orbite spreminja trajanje pravega Sončevega dneva po zakonu, ki ga lahko opišemo s sinusoido z amplitudo 7,6 minut. in obdobje 1 leta.

Drugi razlog za neenakomernost dneva je nagnjenost zemeljske osi proti ekliptiki, kar vodi do navideznega gibanja Sonca navzgor in navzdol od ekvatorja skozi vse leto. Neposredni vzpon Sonca v bližini enakonočij (sl. 1.17) se spreminja počasneje (ker se Sonce giblje pod kotom na ekvator) kot med solsticiji, ko se giblje vzporedno z ekvatorjem. Posledično se trajanju pravega sončnega dne doda sinusni člen z amplitudo 9,8 minute. in obdobje šestih mesecev. Obstajajo še drugi periodični učinki, ki spreminjajo dolžino pravega sončnega dne in so odvisni od časa, vendar so majhni.

Zaradi skupnega delovanja teh učinkov so najkrajši pravi sončni dnevi opazovani 26.–27. marca in 12.–13. septembra, najdaljši pa 18.–19. junija in 20.–21. decembra.

Da bi odpravili to spremenljivost, uporabljajo povprečni sončni dan, vezan na tako imenovano povprečno Sonce - pogojno točko, ki se enakomerno giblje vzdolž nebesnega ekvatorja in ne vzdolž ekliptike, kot je pravo Sonce, in sovpada s središčem Sonca v trenutku pomladnega enakonočja. Obdobje kroženja povprečnega Sonca po nebesni sferi je enako tropskemu letu.

Povprečni Sončev dan ni podvržen periodičnim spremembam, tako kot pravi Sončev dan, ampak se njegovo trajanje monotono spreminja zaradi sprememb v obdobju vrtenja Zemljine osi in (v manjši meri) s spremembami dolžine tropskega leta, narašča za približno 0,0017 sekunde na stoletje. Tako je trajanje povprečnega Sončevega dne v začetku leta 2000 znašalo 86400,002 SI sekunde (SI sekunda je določena z intraatomskim periodičnim procesom).

Zvezdni dan je povprečni sončni dan 365,2422/366,2422=0,997270. Ta vrednost je konstantno razmerje zvezdnega in sončnega časa.

Srednji sončni čas in zvezdni čas sta med seboj povezana z naslednjimi razmerji:

24 ur Sre. sončni čas = 24 ur. 03 min. 56,555 sek. zvezdni čas

1 uro = 1 ura 00 min. 09,856 sek.

1 min. = 1 min. 00,164 sek.

1 s = 1,003 sek.

24 ur zvezdnega časa = 23 ur 56 minut. 04.091 sek. Sre sončni čas

1 ura = 59 minut 50,170 sek.

1 min. = 59,836 sek.

1 s = 0,997 sek.

Čas v kateri koli dimenziji – zvezdni, pravi sončni ali povprečni sončni – je drugačen na različnih meridianih. Toda vse točke, ki ležijo na istem poldnevniku v istem trenutku, imajo enak čas, ki se imenuje lokalni čas. Ko se premikate po istem vzporedniku proti zahodu ali vzhodu, čas na začetni točki ne bo ustrezal lokalnemu času vseh drugih geografskih točk, ki se nahajajo na tem vzporedniku.

Da bi do neke mere odpravili to pomanjkljivost, je Kanadčan S. Flushing predlagal uvedbo standardnega časa, tj. sistem štetja časa, ki temelji na razdelitvi zemeljskega površja na 24 časovnih pasov, od katerih je vsak oddaljen 15° zemljepisne dolžine od sosednjega pasu. Flushing je na zemljevid sveta postavil 24 glavnih meridianov. Približno 7,5° vzhodno in zahodno od njih so bile konvencionalno vrisane meje časovnega pasu tega pasu. Čas istega časovnega pasu je bil v vsakem trenutku za vse njegove točke enak.

Pred Flushingom so bili zemljevidi z različnimi glavnimi meridiani objavljeni v številnih državah po svetu. Tako so na primer v Rusiji zemljepisne dolžine šteli od poldnevnika, ki poteka skozi observatorij Pulkovo, v Franciji - skozi observatorij v Parizu, v Nemčiji - skozi observatorij v Berlinu, v Turčiji - skozi observatorij v Istanbulu. Za uvedbo standardnega časa je bilo potrebno poenotiti en sam glavni poldnevnik.

Standardni čas je bil prvič uveden v Združenih državah leta 1883 in leta 1884. V Washingtonu so na mednarodni konferenci, na kateri je sodelovala tudi Rusija, sprejeli dogovor o standardnem času. Udeleženci konference so se strinjali, da se začetni poldnevnik šteje za poldnevnik Greenwiškega observatorija, lokalni srednji sončni čas greenwiškega poldnevnika pa so poimenovali univerzalni ali svetovni čas. Na konferenci je bila vzpostavljena tudi ti »datumska meja«.

Pri nas je bil standardni čas uveden leta 1919. Na podlagi mednarodnega sistema časovnih pasov in upravnih meja, ki so obstajale v tistem času, so bili na zemljevidu RSFSR uporabljeni časovni pasovi od II do vključno XII. Lokalni čas časovnih pasov, ki se nahajajo vzhodno od poldnevnika Greenwicha, se od pasu do pasu poveča za eno uro in se ustrezno zmanjša za eno uro zahodno od Greenwicha.

Pri računanju časa po koledarskih dnevih je pomembno ugotoviti, na katerem poldnevniku se začne nov datum (dan v mesecu). V skladu z mednarodnim sporazumom datumska meja poteka večinoma vzdolž poldnevnika, ki je 180 ° stran od Greenwicha, in se od njega umika: na zahodu - blizu Wrangelovega otoka in Aleutskih otokov, na vzhodu - ob obali Azije. , otoki Fidži, Samoa, Tongatabu, Kermandek in Chatham.

Zahodno od datumske meje je dan v mesecu vedno za en več kot vzhodno od nje. Zato je treba po prečkanju te črte od zahoda proti vzhodu zmanjšati številko meseca za eno, po prehodu od vzhoda proti zahodu pa jo povečati za eno. Ta sprememba datuma se običajno izvede najbližjo polnoči po prečkanju mednarodne datumske meje. Povsem očitno je, da se nov koledarski mesec in novo leto začneta na mednarodni datumski črti.

Tako glavni poldnevnik in 180°V poldnevnik, po katerem v glavnem poteka datumska meja, delita zemeljsko oblo na zahodno in vzhodno poloblo.

Skozi zgodovino človeštva je dnevna rotacija Zemlje vedno služila kot idealni standard časa, ki je uravnaval dejavnosti ljudi in je bil simbol enotnosti in natančnosti.

Najstarejši pripomoček za določanje časa pr. n. št. je bil gnomon, grški kazalec, navpični steber na ravni površini, katerega senca je, spreminjajoč svojo smer ob premikanju Sonca, kazala ta ali oni čas dneva na lestvici, označeni na tla v bližini stebra. Sončne ure poznamo že od 7. stoletja pr. Sprva so bili pogosti v Egiptu in državah Bližnjega vzhoda, od koder so se preselili v Grčijo in Rim, še kasneje pa prodrli v države zahodne in vzhodne Evrope. Astronomi in matematiki starega sveta, srednjega veka in sodobnega časa so se ukvarjali z vprašanji gnomonike - umetnosti izdelovanja sončnih ur in sposobnosti njihove uporabe. V 18. stoletju in na začetku 19. stol. Gnomonika je bila predstavljena v učbenikih matematike.

In šele po letu 1955, ko so se zahteve fizikov in astronomov po časovni točnosti močno povečale, se je postalo nemogoče zadovoljiti z dnevnim vrtenjem Zemlje kot merilom časa, ki je bil že tako neenakomeren z zahtevano natančnostjo. Čas, ki ga določa vrtenje Zemlje, je neenakomeren zaradi premikov pola in prerazporeditve gibalne količine med različnimi deli Zemlje (hidrosfera, plašč, tekoče jedro). Poldnevnik, uporabljen za merjenje časa, je določen s točko EOR in točko na ekvatorju, ki ustreza ničelni dolžini. Ta poldnevnik je zelo blizu Greenwicha.

Zemlja se vrti neenakomerno, kar povzroča spremembe v dolžini dneva. Hitrost vrtenja Zemlje najpreprosteje označimo z odstopanjem trajanja Zemljinega dneva od standarda (86.400 s). Krajši kot je Zemljin dan, hitreje se Zemlja vrti.

Obstajajo tri komponente velikosti sprememb hitrosti vrtenja Zemlje: sekularna upočasnitev, periodična sezonska nihanja in nepravilne nenadne spremembe.

Sekularna upočasnitev hitrosti vrtenja Zemlje je posledica delovanja plimskih sil privlačnosti Lune in Sonca. Plimna sila raztegne Zemljo vzdolž ravne črte, ki povezuje njeno središče s središčem motečega telesa - Lune ali Sonca. V tem primeru se tlačna sila Zemlje poveča, če rezultanta sovpada z ekvatorialno ravnino, in zmanjša, ko se odmakne proti tropom. Vztrajnostni moment stisnjene Zemlje je večji od vztrajnostnega momenta nedeformiranega sferičnega planeta in ker mora kotna količina Zemlje (tj. zmnožek njenega vztrajnostnega momenta s kotno hitrostjo) ostati konstantna, je hitrost vrtenja planeta enaka. stisnjena Zemlja je manjša od nedeformirane Zemlje. Zaradi dejstva, da se deklinacije Lune in Sonca, razdalje od Zemlje do Lune in Sonca nenehno spreminjajo, plimska sila skozi čas niha. Zemljina kompresija se ustrezno spreminja, kar na koncu povzroči plimska nihanja v hitrosti vrtenja Zemlje. Najpomembnejša med njimi so nihanja s polmesečnimi in mesečnimi obdobji.

Upočasnitev hitrosti vrtenja Zemlje je zaznana med astronomskimi opazovanji in paleontološkimi študijami. Opazovanja starodavnih sončnih mrkov so pripeljala do zaključka, da se dolžina dneva vsakih 100.000 let poveča za 2 sekundi. Paleontološka opazovanja koral so pokazala, da korale toplih morij rastejo in tvorijo pas, katerega debelina je odvisna od količine svetlobe, prejete na dan. Tako je mogoče določiti letne spremembe v njihovi strukturi in izračunati število dni v letu. V moderni dobi je bilo najdenih 365 koralnih pasov. Po paleontoloških opazovanjih (tabela 5) se dolžina dneva linearno povečuje s časom za 1,9 s na 100.000 let.

Tabela 5

Po opazovanjih v zadnjih 250 letih se je dan povečal za 0,0014 s na stoletje. Po nekaterih podatkih naj bi poleg upočasnjevanja plimovanja prišlo do povečanja hitrosti vrtenja za 0,001 s na stoletje, kar je posledica spremembe vztrajnostnega momenta Zemlje zaradi počasnega gibanja snovi v notranjosti Zemlje in na njeni površini. Lastni pospešek skrajša dolžino dneva. Posledično, če ga ne bi bilo, bi se dan povečal za 0,0024 s na stoletje.

Pred nastankom atomskih ur so vrtenje Zemlje nadzorovali s primerjavo opazovanih in izračunanih koordinat Lune, Sonca in planetov. Na ta način je bilo mogoče dobiti predstavo o spremembi hitrosti vrtenja Zemlje v zadnjih treh stoletjih – od konca 17. stoletja, ko so nastala prva instrumentalna opazovanja gibanja Zemlje. Luna, Sonce in planeti so se začeli. Analiza teh podatkov kaže (sl. 1.27), da je od začetka 17. st. do srede 19. stoletja. Hitrost vrtenja Zemlje se je malo spremenila. Od druge polovice 19. stol. Do danes so opazili znatna neenakomerna nihanja hitrosti z značilnimi časi reda 60–70 let.

Slika 1.27. Odstopanje dolžine dneva od standardnih vrednosti več kot 350 let

Najhitreje se je Zemlja vrtela okoli leta 1870, ko je bil zemeljski dan za 0,003 s krajši od standarda. Najpočasnejši - okoli leta 1903, ko je bil zemeljski dan za 0,004 s daljši od standardnega. Od 1903 do 1934 Od poznih 30. let do leta 1972 je prišlo do pospeška vrtenja Zemlje. je prišlo do upočasnitve in od leta 1973. Trenutno Zemlja pospešuje svoje vrtenje.

Periodična letna in polletna nihanja hitrosti vrtenja Zemlje pojasnjujemo s periodičnimi spremembami vztrajnostnega momenta Zemlje zaradi sezonske dinamike ozračja in planetarne porazdelitve padavin. Po sodobnih podatkih se dolžina dneva skozi leto spreminja za ±0,001 sekunde. Najkrajši dnevi so julija-avgusta, najdaljši pa marca.

Periodične spremembe hitrosti vrtenja Zemlje imajo periode 14 in 28 dni (luna) ter 6 mesecev in 1 leto (sonce). Najmanjša hitrost Zemljinega vrtenja (pospešek je nič) ustreza 14. februarju, povprečna hitrost (največji pospešek) je 28. maj, največja hitrost (pospešek je nič) je 9. avgust, povprečna hitrost (najmanjši pojemek) je 6. november. .

Opažene so tudi naključne spremembe hitrosti vrtenja Zemlje, ki se dogajajo v neenakomernih časovnih intervalih, skoraj večkratnikih enajstih let. Absolutna vrednost relativne spremembe kotne hitrosti je bila dosežena leta 1898. 3,9×10 -8, leta 1920 pa – 4,5×10 -8. Narava in narava naključnih nihanj hitrosti vrtenja Zemlje sta bili malo raziskani. Ena od hipotez pojasnjuje neenakomerna nihanja kotne hitrosti Zemljinega vrtenja z rekristalizacijo nekaterih kamnin znotraj Zemlje, s čimer se spremeni njen vztrajnostni moment.

Pred odkritjem neenakomerne rotacije Zemlje je bila izpeljana časovna enota - sekunda - definirana kot 1/86400 povprečnega Sončevega dneva. Spremenljivost povprečnega sončnega dne zaradi neenakomerne rotacije Zemlje nas je prisilila, da smo opustili to definicijo sekunde.

Oktobra 1959 Mednarodni urad za uteži in mere se je odločil, da bo osnovni enoti časa, sekundi, dal naslednjo definicijo:

"Sekunda je 1/31556925,9747 tropskega leta za 1900, 0. januar, ob 12. uri po efemeridnem času."

Drugi, definiran na ta način, se imenuje "efemerida". Število 31556925.9747=86400´365.2421988 je število sekund v tropskem letu, katerega trajanje je bilo za leto 1900, 0. januarja, ob 12 urah efemeridnega časa (enotnega newtonskega časa) enako 365,2421988 povprečnih sončnih dni.

Z drugimi besedami, efemeridna sekunda je časovno obdobje, ki je enako 1/86400 povprečne dolžine povprečnega sončnega dne, ki so ga imeli leta 1900, januarja 0, pri 12 urah efemeridnega časa. Tako je bila nova definicija sekunde povezana tudi z gibanjem Zemlje okoli Sonca, medtem ko je stara definicija temeljila le na njenem vrtenju okoli svoje osi.

Dandanes je čas fizikalna veličina, ki jo lahko izmerimo z največjo natančnostjo. Enota za čas - sekunda "atomskega" časa (SI sekunda) - je enaka trajanju 9192631770 obdobij sevanja, ki ustrezajo prehodu med dvema hiperfinima nivojema osnovnega stanja atoma cezija-133, uvedena je bila leta 1967. s sklepom XII Generalne konference za uteži in mere, leta 1970 pa je bil "atomski" čas vzet za temeljni referenčni čas. Relativna natančnost cezijevega frekvenčnega standarda je 10 -10 -10 -11 v več letih. Atomski časovni standard nima ne dnevnih ne sekularnih nihanj, se ne stara in ima zadostno gotovost, točnost in ponovljivost.

Z uvedbo atomskega časa se je natančnost določanja neenakomerne rotacije Zemlje bistveno izboljšala. Od tega trenutka je postalo mogoče zabeležiti vsa nihanja hitrosti vrtenja Zemlje s periodo, daljšo od enega meseca. Slika 1.28 prikazuje potek povprečnih mesečnih odklonov za obdobje 1955-2000.

Od leta 1956 do 1961 Od leta 1962 do 1972 se je vrtenje Zemlje pospešilo. - upočasnilo in od 1973. do danes – spet se je pospešilo. Ta pospešek se še ni končal in se bo nadaljeval do leta 2010. Pospešek vrtenja 1958-1961 in upočasnitev 1989-1994. so kratkoročna nihanja. Zaradi sezonskih sprememb je hitrost vrtenja Zemlje najpočasnejša aprila in novembra, največja pa januarja in julija. Januarski maksimum je bistveno manjši od julijskega. Razlika med najmanjšim odstopanjem trajanja zemeljskega dne od standarda v juliju in največjim v aprilu ali novembru je 0,001 s.

Slika 1.28. Povprečna mesečna odstopanja trajanja dneva na Zemlji od standarda za 45 let

Preučevanje neenakomernosti Zemljine rotacije, nutacije Zemljine osi in gibanja polov je velikega znanstvenega in praktičnega pomena. Poznavanje teh parametrov je potrebno za določitev koordinat nebesnih in zemeljskih objektov. Prispevajo k širjenju našega znanja na različnih področjih geoznanosti.

V 80. letih 20. stoletja so nove metode geodezije nadomestile astronomske metode za določanje parametrov rotacije Zemlje. Dopplerjevo opazovanje satelitov, lasersko določanje razdalje Lune in satelitov, globalni sistem za določanje položaja GPS, radijska interferometrija so učinkovita sredstva za preučevanje neenakomernega vrtenja Zemlje in gibanja polov. Najprimernejši za radijsko interferometrijo so kvazarji - močni viri radijskega sevanja izjemno majhne kotne velikosti (manj kot 0,02²), ki so očitno najbolj oddaljeni objekti vesolja, praktično nepremični na nebu. Kvazarska radijska interferometrija predstavlja najbolj učinkovito in od optičnih meritev neodvisno sredstvo za proučevanje rotacijskega gibanja Zemlje.

Zemlja je kroglasta, vendar ni popolna krogla. Zaradi rotacije je planet rahlo sploščen na polih; takšna figura se običajno imenuje sferoid ali geoid - "kot zemlja".

Zemlja je ogromna, težko si je predstavljati njeno velikost. Glavni parametri našega planeta so naslednji:

Premer - 12570 km
Dolžina ekvatorja - 40076 km
Dolžina katerega koli poldnevnika je 40008 km
Skupna površina Zemlje je 510 milijonov km2
Polmer polov - 6357 km
Polmer ekvatorja - 6378 km

Zemlja se istočasno vrti okoli sonca in okoli lastne osi.

Katere vrste gibanja Zemlje poznate?
Letna in dnevna rotacija Zemlje

Vrtenje Zemlje okoli svoje osi

Zemlja se vrti okoli nagnjene osi od zahoda proti vzhodu.

Polovica zemeljske oble je obsijana s soncem, tam je takrat dan, druga polovica je v senci, tam je noč. Zaradi vrtenja Zemlje pride do kroženja dneva in noči. Zemlja naredi en obrat okoli svoje osi v 24 urah – na dan.

Gibljivi tokovi (reke, vetrovi) se zaradi vrtenja odklanjajo na severni polobli v desno, na južni polobli pa v levo.

Vrtenje Zemlje okoli Sonca

Zemlja se vrti okoli sonca po krožni orbiti in opravi popolno revolucijo v 1 letu. Zemljina os ni navpična, nagnjena je pod kotom 66,5° glede na orbito, ta kot med celotnim vrtenjem ostane konstanten. Glavna posledica tega kroženja je menjava letnih časov.

Razmislimo o skrajnih točkah vrtenja Zemlje okoli Sonca.

22. december- Zimski solsticij. Južni trop je v tem trenutku najbližje soncu (sonce je v zenitu) - zato je na južni polobli poletje, na severni pa zima. Noči na južni polobli so kratke; 22. decembra v južnem polarnem krogu dan traja 24 ur, noč ne nastopi. Na severni polobli je vse obratno; v polarnem krogu noč traja 24 ur.
22. junij- dan poletnega solsticija. Severni trop je najbližje soncu; na severni polobli je poletje, na južni pa zima. V južnem polarnem krogu traja noč 24 ur, v severnem krogu pa noči sploh ni.
21. marec, 23. september- dneva spomladanskega in jesenskega enakonočja Ekvator je najbližje soncu; dan je na obeh poloblah enak noči.

Vrtenje Zemlje okoli svoje osi in okoli Sonca Oblika in dimenzije Zemlje Wikipedia
Iskanje po spletnem mestu:

leto

Čas ena revolucija Zemlja okoli sonce . V procesu letnega gibanja je naš planet vseli se prostora s povprečno hitrostjo 29,765 km/s, tj. več kot 100.000 km/h.

anomalistično

Anomalistično leto je obdobje čas med dvema zaporednima podajama Zemlja njegov perihelij . Njegovo trajanje je 365,25964 dnevi . Je približno 27 minut daljši od časa delovanja tropski(glej tukaj) let. To je posledica nenehnega spreminjanja položaja perihelijske točke. V trenutnem časovnem obdobju Zemlja preide točko perihelija 2. januarja

prestopno leto

Vsako četrto leto, kot se trenutno uporablja v večini držav sveta koledar ima dodaten dan - 29. februar - in se imenuje prestopni dan. Potreba po njegovi uvedbi je posledica dejstva, da Zemlja naredi eno revolucijo sonce za obdobje, ki ni enako celemu številu dnevi . Letna napaka je enaka skoraj četrtini dneva in se vsaka štiri leta kompenzira z uvedbo "dodatnega dneva". Poglej tudi Gregorijanski koledar .

zvezdni (zvezdni)

Čas promet Zemlja okoli sonce v koordinatnem sistemu »fiksnega zvezde «, tj. kot da bi »ob pogledu na solarni sistem od zunaj." Leta 1950 je bil enak 365 dnevi , 6 ur, 9 minut, 9 sekund.

Pod motečim vplivom privlačnosti drugih planeti , predvsem Jupiter in Saturn , je dolžina leta podvržena večminutnim nihanjem.

Poleg tega se dolžina leta skrajša za 0,53 sekunde na sto let. To se zgodi zato, ker Zemlja s plimskimi silami upočasnjuje vrtenje Sonca okoli svoje osi (glej sl. Plima in oseka ). Vendar se po zakonu o ohranitvi vrtilne količine to kompenzira z dejstvom, da se Zemlja oddaljuje od Sonca in po drugem Keplerjev zakon njegova obtočna doba se poveča.

tropski

Za opazovalca, ki se nahaja na severni polobli, na primer v evropskem delu Rusije, Sonce običajno vzide na vzhodu in se dvigne proti jugu, opoldne zavzame najvišji položaj na nebu, nato pa se nagne proti zahodu in izgine za obzorje. To gibanje Sonca je samo vidno in nastane zaradi vrtenja Zemlje okoli svoje osi. Če pogledate Zemljo od zgoraj v smeri severnega pola, se bo vrtela v nasprotni smeri urinega kazalca. Hkrati Sonce ostane na mestu, videz njegovega gibanja nastane zaradi vrtenja Zemlje.

Letna rotacija Zemlje

Zemlja se vrti tudi v nasprotni smeri urinega kazalca okoli Sonca: če pogledate planet od zgoraj, s severnega pola. Ker je Zemljina os nagnjena glede na njeno vrtilno ravnino, jo neenakomerno osvetljuje, ko se Zemlja vrti okoli Sonca. Nekatera področja prejmejo več sončne svetlobe, druga manj. Zahvaljujoč temu se spreminjajo letni časi in spreminja dolžina dneva.

Pomladno in jesensko enakonočje

Dvakrat na leto, 21. marca in 23. septembra, Sonce enakomerno osvetli severno in južno poloblo. Ti trenutki so znani kot jesensko enakonočje. Marca se na severni polobli začne jesen, na južni pa jesen. Septembra, nasprotno, na severno poloblo pride jesen, na južno poloblo pa pomlad.

Poletni in zimski solsticij

Na severni polobli se Sonce 22. junija dvigne najvišje nad obzorjem. Dan traja najdlje, noč pa na ta dan najkrajša. Zimski solsticij nastopi 22. decembra – dan ima najkrajši čas, noč pa najdaljšo. Na južni polobli se dogaja ravno nasprotno.

polarna noč

Zaradi nagnjenosti zemeljske osi so polarna in subpolarna področja severne poloble v zimskih mesecih brez sončne svetlobe – Sonce sploh ne vzhaja nad obzorjem. Ta pojav je znan kot polarna noč. Podobna polarna noč obstaja za cirkumpolarna območja južne poloble, razlika med njima je točno šest mesecev.

Kaj daje Zemlji vrtenje okoli Sonca

Planeti si ne morejo pomagati, da se ne bi vrteli okoli svojih zvezd – sicer bi jih preprosto pritegnili in zgoreli. Edinstvenost Zemlje je v tem, da se je nagib njene osi 23,44° izkazal za optimalnega za nastanek vse raznolikosti življenja na planetu.

Zahvaljujoč nagibu osi se spreminjajo letni časi, obstajajo različna podnebna območja, ki zagotavljajo raznolikost zemeljske flore in favne. Spremembe segrevanja zemeljskega površja zagotavljajo gibanje zračnih mas in s tem padavine v obliki dežja in snega.

Za optimalno se je izkazala tudi razdalja od Zemlje do Sonca 149.600.000 km. Še malo, pa bi bila voda na Zemlji le še v obliki ledu. Če bi bil bližje, bi bila temperatura previsoka. Sam nastanek življenja na Zemlji in raznolikost njegovih oblik sta postala možna ravno zaradi edinstvenega sovpadanja toliko dejavnikov.