Jordrotasjon

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Hopp til navigasjon Hopp til søk
Illustrasjon av jordens rotasjon
Bevegelsen av jordoverflaten i forhold til stjernehimmelen på grunn av jordens rotasjon

Rotasjonen av jorden, er det rotasjonen av den jorden rundt sin egen akse . Rotasjonsaksen kalles jordens akse . Jorden vender mot øst . Sett fra Nordstjernen roterer jorden mot klokken .

Jordens rotasjonsvektor peker nøyaktig nord for jorden i henhold til høyre spiralregel, og dermed nesten nøyaktig til polstjernen. Alle punkter på jordoverflaten, med unntak av de to polene, beveger seg i (lokal) østretning. For en observatør som ligger med hodet mot nord på bakken og ser på stjernene på zenitten, beveger også en jordfast mastespiss (synlig i løpet av et minutt i forhold til en veldig nær stjerne) seg mot øst, men i himmelen ved å se nedenfra, sett fra innsiden av jorden, ligger til venstre.

Gjennomsnittlig varighet for en omdreining i forhold til den kosmiske bakgrunnen som antas å være i ro - den gjennomsnittlige sideriske dagen - er 23 t 56 min 4,10 s . Dette tilsvarer den nominelle gjennomsnittlige vinkelhastigheten bestemt av IERS på 7.292115 × 10 −5 rad / s [1] eller, hvis denne vinkelhastigheten multipliseres med ekvatorialradius 6378.137 km , en omkretshastighet på 465,1 m / s . I dag fungerer ekstragalaktiske radiokilder observert ved hjelp av radiointerferometri som referansepunkter for nøyaktig måling av rotasjonsperioden. Inntil for noen tiår siden var det imidlertid ingen statiske referansepunkter tilgjengelig som ville ha oppfylt høyere krav. De stjerner tilgjengelig for observasjon var bare egnet for en begrenset utstrekning på grunn av sin rette bevegelse .

I astronomisk praksis er rotasjonen derfor vanligvis relatert til vårjevndøgn , hvis posisjon alltid kan beregnes i forhold til stjernene og planetene. Tiden det tar Jorden å innta vernal equinox respekt etter en revolusjon samme posisjon, er en siderisk dag og er bare 23 t 56 min 4.091 s. Jordens presesjon er årsaken til at en siderisk dag ca 8 millisekunder lengre er som en siderisk dag.

Hvis du deler den sideriske dagen i 24 timer * (timer med siderisk tid ), så er den sideriske tiden et direkte mål på jordens rotasjonsvinkel. Å kjenne den sideriske tiden kan derfor bestemme det nåværende synet på himmelen. Spesielt for den aktuelle observatøren kulminerer vårjevndøgn ved 24 -tiden * .

Legg merke til den inkonsekvente betegnelsen: Den sideriske dagen , til tross for navnet, refererer ikke til stjernene, men til vårjevndøgn. Den sideriske dagen forholder seg til stjernene. De engelske navnene (definert av IERS ) er for eksempel nøyaktig det motsatte: den sideriske dagen kalles siderisk dag , mens den sideriske dagen kalles stjernedag .

solfylt dag

Sidereal dag (fra 1 til 2) og soldag (fra 1 til 3)

Den solfylte dagen er perioden fra det ene høydepunktet til solen og fungerer som grunnlag for daglig måling. Den varer i gjennomsnitt 24 timer og er dermed litt lengre enn en siderisk dag. Forskjellen mellom lengden på den sideriske dagen og lengden på soldagen skyldes den årlige bevegelsen av jorden rundt solen. Etter en fullstendig rotasjon har jorden beveget seg nesten en grad av bue på bane (360 grader på ca. 365 dager). Jorden må fortsette å rotere rundt denne samme vinkelen til solen kan sees på himmelen i samme retning som dagen før. Dette tar omtrent 4 minutter i gjennomsnitt.

Siden jordens elliptiske bane krysses med variabel hastighet i løpet av året og fordi ekliptikken er tilbøyelig til den himmelske ekvator, er ikke alle solfylte dager i året av samme lengde. Det skilles derfor mellom den sanne soldagen som perioden mellom to høyeste nivåer av solen og gjennomsnittlig solskinnsdag med samme lengde, hvis lengde tilsvarer lengden på de sanne solfylte dagene i gjennomsnitt over et år. Den gjennomsnittlige solfylte dagen ble delt inn i 24 timer per definisjon. Derfor går klokker i henhold til en gjennomsnittlig sol, i motsetning til solur , som naturlig tar selve solen som grunnlag. Tidsforskjellen mellom gjennomsnittlig soltid og sann soltid kalles tidsligningen .

Rotasjonsakse

På grunn av jordens treghetsmoment er retningen for rotasjonsaksen i rommet (nesten, se nedenfor) konstant. Mot nord peker jordens akse for tiden på et punkt på himmelen som er i underkant av en grad ved siden av en stjerne i stjernebildet Lillebjørn . For en jordisk observatør på den nordlige halvkule ser det ut til at himmelen roterer rundt dette punktet en gang om dagen. Derfor kalles punktet himmelsk nordpol og stjernen Polaris . Mot sør peker jordas akse foreløpig ikke på en fremtredende stjerne.

Rotasjonsaksen skråner med nesten 23,5 ° til normalen for planet for jordens bane ( ekliptikkens skråhet ). Under jordens årlige bane rundt solen er den nordlige halvkule på den ene halvdelen av banen og den sørlige halvkule på den andre halvdelen mer eller mindre tilbøyelig til solen. På denne halvkule er det sommer på grunn av den sterkere solstrålingen; de andre sesongene oppstår tilsvarende.

Midlertidig variasjon

Fysiske grunnleggende

På grunn av sin vinkelmoment roterer jorden. Vinkelmomentet er produktet av jordens rotasjonshastighet (uttrykt som vinkelhastighet ) og treghetsmomentet .

Siden vinkelmomentet er en konserveringsmengde , kan den bare endres ved virkningen av et eksternt dreiemoment . Som vektor har vinkelmomentet både en størrelse og en retning; Konstans av vinkelmomentet betyr derfor at både rotasjonshastigheten og posisjonen til rotasjonsaksen i rommet forblir konstant.

Dreiemomentene som virker på jorden er svært små, slik at vinkelmomentet og dermed også rotasjonshastigheten samt orienteringen av rotasjonsaksen forblir i hovedsak konstant. Endringer over tid kan imidlertid bestemmes med presis måling eller observasjon av lange perioder.

Svinghastigheten endres

  • hvis det totale vinkelmomentet endres på grunn av virkningen av et eksternt dreiemoment,
  • hvis det totale vinkelmomentet, som forblir konstant, omfordeles på forskjellige måter til delsystemer ( atmosfære / mantel / kjerne ) (observasjonene dekker bare bevegelsen til delsystemet "mantel med jordskorpe"),
  • hvis jordens treghetsmoment endres som et resultat av deformasjon (f.eks. postglacial landhevning ) eller massefordeling (f.eks. smelting av isbreer), slik at en annen rotasjonshastighet oppstår til tross for konstant totalt vinkelmoment ( piruetteffekt ).

Posisjonen til rotasjonsaksen i rommet endres når eksterne dreiemomenter virker ( presesjon ). Siden jordens symmetriakse ikke nøyaktig sammenfaller med rotasjonsaksen, utfører jordens kropp små svingninger rundt rotasjonsaksen, slik at dens inntrengningspunkter gjennom jordoverflaten svinger innenfor et område på noen få meter ( polbevegelse ).

Rotasjonstidens variasjon

Kortsiktige svingninger

Daglengder 1962 til 2015

Presise målinger viser at varigheten av en revolusjon og dermed lengden på dagen ikke er strengt konstant. Bildet til høyre viser daglengdene siden 1962. Det viser avviket for den målte daglengden fra en nominell referansedag avledet fra det internasjonale enhetssystemet med en lengde på nøyaktig 86 400 SI sekunder . Etter en første økning har trenden vært avtagende siden begynnelsen av 1970 -tallet. Slike svingninger , som kan spenne over flere tiår til århundrer, er antagelig basert på masseforskyvninger i den flytende ytre kjernen av jorden.

Disse svingningene er lagt over av svingninger som varer rundt et tiår. De er sannsynligvis forårsaket av en utveksling av vinkelmoment mellom jordens kjerne og jordens mantel . Langsiktige endringer i fordelingen av vann og is på jordoverflaten vil også sannsynligvis spille en rolle.

En årlig svingning med en amplitude på rundt 2 ms er spesielt merkbar. Det kan spores tilbake til endringer i posisjonen og styrken til de større jetstrømmene . Svingninger på en tidsskala på flere tiår er forårsaket av utveksling av vinkelmoment mellom jordens overflate og atmosfæren (f.eks. Vind som blåser mot større fjellkjeder som Andesfjellene eller Rocky Mountains ). Den sistnevnte forbindelsen er nå så kjent at meteorologiske modeller av atmosfæren kan brukes til å forutsi disse svingningene (nøkkelord: Atmospheric Angular Momentum , AAM).

Deformasjoner av jorden og havene forårsaket av tidevann forårsaker svingninger hver fjerde, hver måned, halvårlig og årlig. De er helt forutsigbare og trekkes derfor ofte fra observasjonsdataene for å få de gjenværende effektene til å skille seg tydeligere ut. Før de kan brukes, må de legges til igjen ved hjelp av de aktuelle beregningsmodellene.

Av og til kan individuelle hendelser som f.eks B. Masseforflytninger på grunn av sterke jordskjelv synlige i dataene. Grafikken viser tydelig effekten av en spesielt uttalt El Niño vinteren 1982/83. Havskjelvet i Det indiske hav i 2004 akselererte jordens rotasjon i en slik grad at lengden på dagen ble forkortet med 8 μs . [2] En ytterligere akselerasjon opplevde jordens rotasjon 11. mars 2011 etter jordskjelvet i Stillehavet utenfor Japans kyst : Jorden snurrer litt raskere, "en dag er nå 1,8 mikrosekunder kortere enn før." [3]

Flyttinger av biomasse spiller også en viss rolle. Påstanden om at jorden roterer saktere på (nordlige) sommeren enn om vinteren fordi bladene på trærne øker treghetsmomentet ( piruetteffekt ) og at det er flere trær på den nordlige halvkule enn på den sørlige halvkule, er ikke holdbar. Som grafikken viser, er lengden på dagen for tiden kortest i nordsommeren, så jorden roterer spesielt raskt . Den sikkert eksisterende innflytelsen fra løvet er dermed fullstendig maskert av større motsatte effekter. En overlappende effekt er blant annet omfordeling av vannmasser i form av snø til fjellhøyder.

Med alle disse svingningene må det huskes at selv relativt små påvirkninger kan gi merkbare effekter hvis virkningstiden er lang nok. Med svingninger på lengre sikt er derfor lavere dreiemomenter eller endringer i treghetsøyeblikket nødvendig enn med kortsiktige svingninger.

Forskjellen mellom UT1 (proporsjonal med jordens rotasjon) og UTC (avledet fra atomur, med sprang sekunder) fra tidlig 1973 til midten av 2015

Gjeldende daglengder er stort sett lengre enn referansedagslengden på 86400 SI sekunder. Dette skyldes det faktum at SI sekund til slutt ble avledet - gjennom flere mellomtrinn - fra daglengden som eksisterte i midten av 1800 -tallet. På grunn av den langsiktige økningen i daglengde forklart nedenfor, er dagene generelt litt lengre i dag enn da. Dagens overskytende lengde over de nominelle 86400 sek må regelmessig med et sprang sekund for å kompenseres. For eksempel, hvis lengden på dagen er 2 ms lengre enn målverdien, blir jordens rotasjon forsinket med 2 ms hver dag sammenlignet med en konstant atomur . Etter 500 dager ville differansen ha akkumulert seg til ett sekund: Den 500. rotasjonen ville ikke ende før ett sekund etter midnatt (atomtid) på den 500. dagen.

Et sprang sekund blir derfor satt inn med uregelmessige intervaller, i hele eller et halvt kalenderår, for å holde forskjellen liten. Denne tidsskalaen, som er basert på den ene siden på SI -sekunden definert av atomur og derfor strengt uniform, men på den annen side er tilpasset den uregelmessige rotasjonen av jorden ved å sette inn (eller muligens utelate) sprang -sekunder, er koordinert Universell tid ( UTC ). For hvert positive sprang sekund beveger den seg lengre bort fra den strengt ensartede internasjonale atomtiden ( TAI ), som bare brukes til vitenskapelige og tekniske formål.

I nevnte eksempel vil et sprang sekund være nødvendig hvert og et halvt år. Dette var faktisk tilfellet i løpet av 1980 -årene. Som daglengdsgrafen viser, har daglengden tydelig nærmet seg den historiske verdien siden midten av 1990-tallet, slik at det ikke var behov for et sprang sekund mellom 1999 og 2006.

Langsiktige endringer

Tidevannets innflytelse på jordens rotasjon og månens bane: Jordens rotasjon, som er rundt 28 ganger raskere enn månens, forskyver tidevannsfjellene ved friksjon mot øst av blyvinkelen

Tidevannsfriksjonen utøver et bremsemoment på jorden, slik at daglengden øker sakte, men kontinuerlig. I moderne måleserier er denne effekten nesten helt skjult av svingningene beskrevet ovenfor. Men fordi den er sekulær og derfor oppsummeres firkantet over lengre tid, kan den tydelig demonstreres ved hjelp av tradisjonelle antikke og middelalderske astronomiske observasjoner og også numerisk bestemt for fortiden.

Siden tidsskalaen som ble brukt av observatøren, til introduksjonen av atomklokker, alltid var tilpasset solens forløp og dermed til slutt til jordens rotasjon, var den utsatt for de samme svingningene og langsiktige driftene som jordens rotasjon. På den annen side er moderne fysiske modeller for planetarisk bevegelse basert på et strengt ensartet tidsforløp, som nå kan realiseres med atomur uavhengig av jordens rotasjon. Spesielt brukes den såkalte terrestriske tiden TT for dette. Hvis man nå beregner planetbevegelsene tilbake for å bestemme tidspunktet for den observerte hendelsen i den jevnt løpende TT, og sammenligne dette tidspunktet med den tradisjonelle, ujevnt lokale tiden til observatøren, finner man en avvik som vokser kontinuerlig jo lenger man går inn i fortiden. For babylonske rapporter rundt året −700, for eksempel, avviker den tradisjonelle lokale tiden med omtrent fem til seks timer fra den tiden man kunne forvente med en konstant jordrotasjon. En korreksjon ΔT må derfor alltid legges til den lokale tiden som er tatt fra rapportene for å få det tilsvarende tidspunktet i terrestrisk tid og for å kunne sammenligne rapporten med bakberegningen.

Evalueringen av mange observasjoner fra de siste 2700 årene viser at daglengden økte med gjennomsnittlig rundt 17 μs per år i løpet av denne perioden. [4] [5] Dette stemmer godt overens med det uavhengige funnet at daglengden på den ene siden øker med omtrent 23 μs per år på grunn av tidevannsfriksjonen [6] (avledet av den observerte påvirkningen av tidevannsfriksjonen på bevegelsen av månen via bevaring av vinkelmomentet), mens tynningen av jorden forårsaket av den postglaciale landhevingen på grunn av den tilhørende piruetteeffekten, forkorter lengden på dagen med omtrent 6,0 μs per år [7] (siden jordens volum kan ikke forandre seg, fører opphevingen av områder i nærheten av polaren til en krymping av ekvatorialbulen - en revolusjonens ellipsoid med mindre utflating har et lavere treghetsmoment).

For forhistorisk tid kan hastigheten på jordens rotasjon avleses fra de daglige vekstringene til fossile marine organismer med kalkrike skjeletter. [8] Hvis den daglige økningen moduleres av den månedlige endringen av nipp og vårvann eller av den årlige endringen av årstider (som også kan observeres hos slektninger til slike organismer som lever i dag), kan antallet i det minste i prinsippet bestemmes ved å telle ringene dagene i måneden eller i året. Tilsvarende studier indikerer for eksempel at året for 400 millioner år siden hadde omtrent 400 dager; forutsatt samme årlige varighet, varte en dag bare ca 21,9 timer. For tiden for 310 millioner år siden kunne derimot en daglig varighet på 20 timer bestemmes.

Matematiske modeller for den tidlige jorden som nettopp dukket opp, for rundt 4 milliarder år siden, antyder en original dagslengde på bare 14 timer. [9] Andre forskere antar en rotasjonsperiode på seks til syv timer for denne fasen av jordens historie. [10]

Variasjon i rotasjonsaksen

Presisjon og nutasjon

På grunn av dens utflating har jorden en 20 km tykk ekvatorial bule, som er skrå på grunn av helling av jordaksen mot baneplanet. Gravitasjonskreftene som solen , månen og de andre planetene utøver prøver å trekke den inn i baneplanet , men i henhold til den gyroskopiske loven om presesjon avviker jordens akse vinkelrett på dette dreiemomentet. Den beholder sin helling på 67 ° i forhold til baneplanet, men svinger rundt en gang hvert 26.000 år på en kjegleoverflate.

Fordi skjæringspunktet mellom ekvatorialplanet og ekliptikken fungerer som opprinnelsen til de himmelske koordinatene, endres de sekulært over tid.

En annen korreksjon er nutering , svingningen rundt rotasjonsaksen, med en periode på omtrent 19 år.

Polbevegelse

Avstanden dekket av jordens øyeblikkelige rotasjonsakse i årene 2001 til 2005 på Nordpolen

For rundt 150 år siden oppdaget astronomer at jordens geografiske nord- og sørpoler ikke er helt uforanderlige. Slike forskyvninger skjer på grunn av overlagring av flere fenomener. På den ene siden beveger kontinentene seg i forhold til hverandre under påvirkning av platetektonikk . Sett fra en måleplassering på et kontinent, endres posisjonen til polene gradvis.

Jordens symmetriakse faller ikke akkurat sammen med rotasjonsaksen. Rotasjonen er fremdeles stabil fordi den finner sted rundt aksen med det største treghetsmomentet på grunn av flating av jorden. Ellers ville avviket bygge seg opp og føre til en tumbling av jordens kropp. På grunn av den stabile situasjonen forblir avviket begrenset, og jordens symmetriakse utfører en presesjonslignende bevegelse rundt rotasjonsaksen omtrent en gang i året. Punktet der den øyeblikkelige rotasjonsaksen gjennomsyrer jordoverflaten trekker en uregelmessig spiral med en maksimal diameter på omtrent 20 m. Denne svingningen består av to komponenter: en svingning tvunget av periodiske skift av vann og luftmasser med en årlig periode og en gratis svingning med en periode på ca 14 måneder ( Chandler -periode ). Superposisjonen av de to betyr at amplituden til den totale svingningen svinger mellom ca. 2 m og ca. 8 m hvert sjette år. I gjennomsnitt driver polen sakte mot 80 ° vest.

Paleografiske studier tyder på at det også har vært store polarbevegelser tidligere. Noen bevegelser større enn 50 ° i omkrets fant sted for rundt 800 millioner år siden. [11] [12] [13]

Jordrotasjonsparametere

For mange anvendelser innen astronomi , romfart , landmåling (spesielt astrogeodesi ), etc., er presis kunnskap om jordens nåværende orientering i rommet nødvendig. Hvis nøyaktighetskravene er i et område der de kortsiktige og langsiktige svingningene som er forklart ovenfor blir merkbare, må disse tas i betraktning. For dette formålet måles og publiseres de såkalte jordrotasjonsparametrene regelmessig. De omfavner

  • verdens tidskorreksjon dUT1 , som indikerer forskjellen mellom tidsskalaen UT1 , som er koblet til jordens variable rotasjon, og den koordinerte verdenstiden UTC, som er avledet fra den ensartede atomtiden. UT1 er proporsjonal med jordens rotasjon og dermed et mål på jordens nåværende rotasjonsvinkel. Forskjellen dUT1 = UT1 - UTC gjenspeiler uregelmessigheten av jordens rotasjon. Hvis differansen truer med å bli større enn 0,9 s, settes et sprang sekund inn i UTC for å kompensere for forskjellen igjen.
  • polkoordinatene x og y. De beskriver posisjonen til den øyeblikkelige rotasjonsaksen til jordens kropp (mer presist: Celestial Ephemeris Pole) i forhold til et bestemt fast punkt på jordoverflaten ( IERS referansepolen ). X-aksen går i retning av hovedmeridianen (mer presist: IERS referansemeridianen ) og y-aksen i retning 90 ° vest. Millibuesekunder brukes vanligvis som måleenhet (avstanden mellom de to punktene på jordoverflaten kan også uttrykkes i meter).
  • de himmelske polarsvingningene og , som beskriver de observerte avvikene til den himmelske polen fra visse matematiske modeller for presesjon og nutasjon. er avviket i ekliptisk lengde, er avviket til ekliptisk skjevhet.

Observasjonene som kreves for dette, regelmessig utført over hele verden, koordineres, evalueres og publiseres av International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS).

Dataene som er innhentet på denne måten er i seg selv av vitenskapelig interesse. De inneholder informasjon om jordens struktur og fysiske egenskaper, endringer i formen på jordkloden, endringer i den nøyaktige posisjonen til jordens tyngdepunkt og geofysiske prosesser som skjer i jordens indre.

De relevante observasjonene har blitt gjort siden slutten av det nittende århundre gjennom posisjonsmålinger på stjerner eller observasjoner av stjernedekker av månen. Parametrene kan bestemmes hver femte dag. Siden 1970- og 1980 -tallet har VLBI -målinger og GPS -observasjoner samt laseravstandsmålinger til egnede satellitter og månen blitt lagt til, og det er registrert time- eller til og med hyppigere måleverdier. Nylig kan svingningene også spores kontinuerlig ved hjelp av ringlasere . Rotasjonsvinklene og retningen som kreves for å bestemme jordens rotasjonsparametere kan i dag måles med en nøyaktighet på omtrent et halvt milliarbuesekund. I Sentral -Europa jobber flere forskergrupper med dette emnet, blant annet i Hannover ( Jürgen Müller ) og i Wien ( Harald Schuh ).

Hastigheten jordens overflate beveger seg i østlig retning på ekvatornivå er rundt 1670 km / t og avtar i retning av de to polene på grunn av den reduserte omkretsen av parallellene .

Fremveksten

Ifølge populær tro , kom solsystemet ut av en sky av gass og støv som kondenserte på grunn av sin egen tyngdekraft.

Hvis to gass- eller støvpartikler beveger seg i forhold til hverandre, har hver en vinkelmoment i forhold til den andre, med mindre de beveger seg nøyaktig mot hverandre. Eksistensen av et vinkelmoment er derfor ikke knyttet til en sirkulær bevegelse; En rett eller på annen måte tilfeldig flyttet partikkel bærer også et vinkelmoment i forhold til et referansepunkt, forutsatt at bevegelsen har en sidelengs komponent sett fra dette referansepunktet, dvs. ikke er rettet direkte mot referansepunktet. Tenk for eksempel på en biljardball som ikke treffer den andre ballen helt sentralt. Begge kulene vil rotere rundt sine vertikale akser etter kollisjonen; vinkelmomentet i disse rotasjonene ble tatt fra vinkelmomentet som den lineært bevegelige ballen hadde med hensyn til den andre ballen før kollisjonen. Hvis kulene skulle henge sammen når de traff, ville det resulterende objektet rotere. Av samme grunn roterer også klumpene som dannes i en sky av gass og støv, ettersom det er svært lite sannsynlig at alle komponentene deres har kollidert med hverandre nøyaktig i midten. Selv etter at klumpene har vokst til større planetesimaler , endrer hver påvirkning av en planetesimal på en protoplanet rotasjonen avhengig av punktet og vinkelen på nedslaget. Svaret på spørsmålet "Hvor kom vinkelmomentet fra?" Er derfor: fra uorden i partikkelenes bevegelse, som i tillegg til deres lineære momentum knyttet til bevegelsen også alltid bærer et vinkelmoment og hvis vinkelmoment ikke har alt avbrutt hverandre da de samlet seg for å danne planeter. Jo mer kompakt den resulterende kroppen er, desto raskere roterer den (selv om vinkelmomentet forblir konstant) på grunn av piruetteeffekten .

Jordens rotasjonsretning er identisk med rotasjonsretningen på dens bane rundt solen, som med nesten alle andre planeter. Bare Venus roterer i motsatt retning, og rotasjonsaksen til Uranus er nesten i sitt baneplan.

bevis

Jordens rotasjon manifesterer seg gjennom Coriolis og sentrifugalkrefter på jordoverflaten. Dette kan blant annet ses i rotasjonsretningen til skyhvirvler i lavtrykksområder .

Jordens rotasjon forårsaker en sentrifugalkraft som øker når ekvator nærmer seg. Ved ekvator er den rettet mot tyngdekraften , og derfor er vekten til et objekt mindre enn på polene . Sammen med utflating av jorden , også forårsaket av sentrifugalkraft, er forskjellen 0,53%.

Følgende fysiske eksperimenter kan brukes til å demonstrere jordens rotasjon i laboratoriet:

Svingbar stang ifølge Hans Bucka for å bevise jordens rotasjon
Start av eksperimentet: hold deg i ro
Eksperimentets slutt: stangen roterer
  • Svingbar idealstang (se bildene til høyre, fungerer ikke på ekvator)
Ifølge Hans Bucka oppnås dette beviset med en svingbar stang suspendert i en roterbar holder. [14] En homogen stang er montert på lengdeaksen nær senterpunktet med en horisontal rotasjonsakse med liten friksjon og er i utgangspunktet i en horisontal posisjon og i ro i forhold til jordoverflaten. Likevel har den en vinkelmoment som er forårsaket av jordens rotasjon. Ved hjelp av en passende mekanisme (for eksempel en gjenger som brenner gjennom, som er strukket mellom holderen og den noe lengre enden av stangen), bringes stangen til en vertikal posisjon på grunn av den svake overvekten på den ene siden, hvorved den ene siden treghetsmomentet reduseres med flere størrelsesordener . Siden vinkelmomentet ikke endres på grunn av bevaringen av vinkelmomentet , begynner stangen å rotere i jordens rotasjonsretning, som for eksempel kan bli synlig med en lyspeker , hvis speil er festet til rotasjonsaksen til braketten.

litteratur

Weblinks

Wiktionary: Erdrotation – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise

  1. DD McCarthy, G. Petit (Hrsg.): IERS Conventions (2003) (IERS Technical Note No. 32), Kap. 1: General Definitions and Numerical Standards ( PDF ).
  2. Chile-Beben hat Erdachse verschoben. In: Spiegel.de . Spiegel-Verlag , 2. März 2010, abgerufen am 20. Oktober 2020 .
  3. Bethge, Philip ua: Der Stromausfall. In: Der Spiegel, Nr. 12 vom 21. März 2011, S. 90 f.
  4. Jean O. Dickey et al. (1994): Lunar Laser Ranging: A Continuing Legacy of the Apollo Program. Science 265, 482–490.
  5. Warum die Tage länger werden. Spektrum der Wissenschaft, 10/2007, S. 36–45, ISSN 0170-2971 .
  6. FR Stephenson: Historical Eclipses and Earth's Rotation. Cambridge University Press, Cambridge (UK) 1997, S. 37.
  7. Stephenson, S. 516.
  8. G. Pannella: Paleontological Evidence on the Earth's Rotational History since Early Precambrian. Astrophysics and Space Science 16 (1972) 212–237, bibcode : 1972Ap&SS..16..212P .
  9. William und Fank Awbrey: As the World Turns. Can Creationists Keep Time? Thwaites, 1982. S. 18–22 (nach diesem Video ).
  10. Harald Lesch: Wie entstand der Mond? Beitrag für die Sendung alpha-Centauri , abgerufen am 20. Oktober 2020.
  11. Markus Becker: Unwucht im Globus. In: Spiegel.de. 1. September 2006, abgerufen am 20. Oktober 2020 .
  12. Adam C. Maloof et al.: Combined paleomagnetic, isotopic, and stratigraphic evidence for true polar wander from the Neoproterozoic Akademikerbreen Group, Svalbard, Norway. Geological Society of America Bulletin 188, 2006, S. 1099–2014, doi : 10.1130/B25892.1 ( online, ( Memento vom 15. Oktober 2008 im Internet Archive ) abgerufen am 20. Oktober 2020).
  13. Emmanuelle Arnaud et al. (Hrsg.): The Geological Record of Neoproterozoic Glaciations. Geological Society, London 2011, ISBN 978-1-86239-334-9 , eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche.
  14. Hans Bucka: Zwei einfache Vorlesungsversuche zum Nachweis der Erddrehung. Zeitschrift für Physik A, Bd. 126, S. 98–105 (1949), Bd. 128, S. 104–107 (1950).