Ungeachtet der Tatsache, dass die ständigen Bewegungen unseres Planeten normalerweise nicht wahrnehmbar sind, haben verschiedene wissenschaftliche Fakten seit langem bewiesen, dass sich der Planet Erde nicht nur um die Sonne selbst, sondern auch um seine eigene Achse auf seiner eigenen, streng definierten Flugbahn bewegt. Dies bestimmt die Masse der Naturphänomene, die der Mensch täglich beobachtet, wie zum Beispiel den Wechsel der Tages- und Nachtzeit. Selbst in diesem Moment, wenn Sie diese Zeilen lesen, sind Sie in ständiger Bewegung, eine Bewegung, die durch die Bewegung Ihres Heimatplaneten verursacht wird.

Unbeständige Bewegung

Es ist interessant, dass die Geschwindigkeit der Erde selbst aus Gründen, die Wissenschaftler leider noch nicht erklären konnten, kein konstanter Wert ist. Es ist jedoch mit Sicherheit bekannt, dass die Erde jedes Jahrhundert ihre Geschwindigkeit leicht verlangsamt normale Drehung um einen Betrag von etwa 0,0024 Sekunden. Es wird angenommen, dass eine solche Anomalie in direktem Zusammenhang mit einer bestimmten Anziehungskraft des Mondes steht, die Ebbe und Flut bestimmt, für die unser Planet auch einen erheblichen Teil seiner eigenen Energie aufwendet, was seine individuelle Rotation „verlangsamt“. Die sogenannten Gezeitenvorsprünge, die sich wie üblich entgegen dem Erdverlauf bewegen, bewirken die Entstehung bestimmter Reibungskräfte, die nach den Gesetzen der Physik den Hauptbremsfaktor in einem so mächtigen Weltraumsystem wie dem darstellen Erde.

Natürlich gibt es eigentlich keine Achse; es ist eine imaginäre gerade Linie, die beim Berechnen hilft.

Es wird angenommen, dass sich die Erde in einer Stunde um 15 Grad dreht. Es ist nicht schwer zu erraten, wie lange es dauert, bis es sich vollständig um die eigene Achse dreht: 360 Grad – an einem Tag in 24 Stunden.

Tag um 23 Uhr

Es ist klar, dass sich die Erde in den den Menschen bekannten 24 Stunden – einem gewöhnlichen Erdentag, genauer gesagt – in 23 Stunden, Minuten und fast 4 Sekunden um die eigene Achse dreht. Die Bewegung erfolgt immer vom westlichen Teil zum östlichen Teil und sonst nichts. Es ist nicht schwer zu berechnen, dass die Geschwindigkeit am Äquator unter solchen Bedingungen etwa 1670 Kilometer pro Stunde erreichen wird und bei Annäherung an die Pole allmählich abnimmt, wo sie sanft auf Null geht.

Es ist unmöglich, die Rotation der Erde mit solch gigantischer Geschwindigkeit mit bloßem Auge zu erkennen, da sich alle umgebenden Objekte mit den Menschen mitbewegen. Alle Planeten im Sonnensystem durchlaufen ähnliche Bewegungen. Beispielsweise hat die Venus eine viel geringere Bewegungsgeschwindigkeit, weshalb sich ihre Tage von denen auf der Erde um mehr als das Zweihundertdreiundvierzigfache unterscheiden.

Als schnellste heute bekannte Planeten gelten Jupiter und der Planet Saturn, die ihre volle Rotation um ihre Achse in zehn bzw. zehneinhalb Stunden vollenden.

Es sei darauf hingewiesen, dass die Rotation der Erde um ihre Achse eine äußerst interessante und unbekannte Tatsache ist, die von Wissenschaftlern auf der ganzen Welt genauer untersucht werden muss.

Rotation der Erde um ihre Achse

Die Erdrotation ist eine der Bewegungen der Erde, die viele astronomische und geophysikalische Phänomene widerspiegelt, die auf der Erdoberfläche, in ihrem Inneren, in der Atmosphäre und den Ozeanen sowie im nahen Weltraum auftreten.

Die Rotation der Erde erklärt den Wechsel von Tag und Nacht, die scheinbare tägliche Bewegung von Himmelskörpern, die Rotation der Schwungebene einer an einem Faden hängenden Last, die Ablenkung fallender Körper nach Osten usw. Aufgrund der Rotation Von der Erde aus wirkt die Coriolis-Kraft auf sich auf ihrer Oberfläche bewegende Körper, deren Einfluss sich in der Erosion der rechten Flussufer auf der Nordhalbkugel und der linken auf der Südhalbkugel der Erde sowie in einigen Merkmalen von manifestiert atmosphärische Zirkulation. Die durch die Erdrotation erzeugte Zentrifugalkraft erklärt teilweise die Unterschiede in der Erdbeschleunigung am Äquator und an den Erdpolen.

Um die Muster der Erdrotation zu untersuchen, werden zwei Koordinatensysteme mit einem gemeinsamen Ursprung im Massenschwerpunkt der Erde eingeführt (Abb. 1.26). Das Erdsystem X 1 Y 1 Z 1 nimmt an der täglichen Erdrotation teil und bleibt relativ zu Punkten auf der Erdoberfläche bewegungslos. Das Sternkoordinatensystem XYZ hat nichts mit der täglichen Erdrotation zu tun. Obwohl sich sein Ursprung mit einer gewissen Beschleunigung im kosmischen Raum bewegt und an der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne in der Galaxie teilnimmt, kann diese Bewegung relativ weit entfernter Sterne als gleichmäßig und geradlinig angesehen werden. Daher kann die Bewegung der Erde in diesem System (sowie jedes Himmelsobjekts) gemäß den Gesetzen der Mechanik für ein Trägheitsbezugssystem untersucht werden. Die XOY-Ebene ist auf die Ekliptikebene ausgerichtet und die X-Achse ist auf den Frühlings-Tagundnachtgleiche-Punkt γ der Anfangsepoche gerichtet. Es ist zweckmäßig, die Hauptträgheitsachsen der Erde als Achsen des Erdkoordinatensystems zu verwenden. Eine andere Wahl der Achsen ist möglich. Die Position des Erdsystems relativ zum Sternsystem wird üblicherweise durch drei Euler-Winkel ψ, υ, φ bestimmt.

Abb.1.26. Koordinatensysteme zur Untersuchung der Erdrotation

Grundlegende Informationen über die Rotation der Erde stammen aus Beobachtungen der täglichen Bewegung von Himmelskörpern. Die Rotation der Erde erfolgt von West nach Ost, d.h. gegen den Uhrzeigersinn, vom Nordpol der Erde aus gesehen.

Die durchschnittliche Neigung des Äquators zur Ekliptik der Anfangszeit (Winkel υ) ist nahezu konstant (im Jahr 1900 betrug sie 23° 27¢ 08,26² und im 20. Jahrhundert stieg sie um weniger als 0,1²). Die Schnittlinie des Erdäquators und der Ekliptik der Anfangsepoche (Knotenlinie) bewegt sich langsam entlang der Ekliptik von Osten nach Westen und bewegt sich um 1° 13¢ 57,08² pro Jahrhundert, wodurch sich der Winkel ψ ändert um 360° in 25.800 Jahren (Präzession). Die momentane Rotationsachse des OR fällt immer fast mit der kleinsten Trägheitsachse der Erde zusammen. Nach Beobachtungen seit Ende des 19. Jahrhunderts überschreitet der Winkel zwischen diesen Achsen nicht mehr als 0,4².

Der Zeitraum, in dem sich die Erde relativ zu einem Punkt am Himmel einmal um ihre Achse dreht, wird als Tag bezeichnet. Punkte, die die Länge des Tages bestimmen, können sein:

· Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche;

· das Zentrum der sichtbaren Sonnenscheibe, verschoben durch jährliche Aberration („wahre Sonne“);

· „Durchschnittssonne“ ist ein fiktiver Punkt, dessen Position am Himmel für jeden Zeitpunkt theoretisch berechnet werden kann.

Die drei verschiedenen Zeiträume, die durch diese Punkte definiert werden, werden siderische, wahre Sonnentage bzw. durchschnittliche Sonnentage genannt.

Die Rotationsgeschwindigkeit der Erde wird durch den Relativwert charakterisiert

wobei P z die Dauer eines irdischen Tages ist, T die Dauer eines Standardtages (atomar), was 86400 s entspricht;

- Winkelgeschwindigkeiten entsprechend terrestrischen und Standardtagen.

Da sich der Wert von ω nur in der neunten bis achten Ziffer ändert, liegen die Werte von ν in der Größenordnung von 10 -9 -10 -8.

Die Erde macht eine vollständige Umdrehung um ihre Achse relativ zu den Sternen in kürzerer Zeit als relativ zur Sonne, da sich die Sonne entlang der Ekliptik in derselben Richtung bewegt, in der sich die Erde dreht.

Der Sterntag wird durch die Rotationsperiode der Erde um ihre Achse im Verhältnis zu jedem Stern bestimmt, aber da die Sterne ihre eigene und darüber hinaus sehr komplexe Bewegung haben, wurde vereinbart, dass der Beginn des Sterntages gezählt werden sollte ab dem Zeitpunkt des oberen Höhepunkts der Frühlings-Tagundnachtgleiche, und die Länge des Sterntages wird als Intervall angenommen die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Höhepunkten der Frühlings-Tagundnachtgleiche, die auf demselben Meridian liegen.

Aufgrund der Präzessions- und Nutationsphänomene ändert sich die relative Lage des Himmelsäquators und der Ekliptik kontinuierlich, was bedeutet, dass sich die Lage der Frühlings-Tagundnachtgleiche auf der Ekliptik entsprechend ändert. Es wurde festgestellt, dass der Sterntag 0,0084 Sekunden kürzer ist als die tatsächliche Periode der täglichen Erdrotation und dass die Sonne, die sich entlang der Ekliptik bewegt, den Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche früher erreicht, als sie relativ zu den Sternen denselben Ort erreicht.

Die Erde wiederum dreht sich nicht im Kreis, sondern in einer Ellipse um die Sonne, sodass uns die Bewegung der Sonne von der Erde aus ungleichmäßig erscheint. Im Winter sind die echten Sonnentage länger als im Sommer. Ende Dezember betragen sie beispielsweise 24 Stunden 04 Minuten 27 Sekunden und Mitte September 24 Stunden 03 Minuten. 36 Sek. Die durchschnittliche Einheit eines Sonnentages beträgt 24 Stunden und 03 Minuten. 56,5554 Sek. Sternzeit.

Aufgrund der Elliptizität der Erdumlaufbahn hängt die Winkelgeschwindigkeit der Erde relativ zur Sonne von der Jahreszeit ab. Die Erde bewegt sich auf ihrer Umlaufbahn am langsamsten, wenn sie sich im Perihel befindet – dem Punkt ihrer Umlaufbahn, der am weitesten von der Sonne entfernt ist. Dadurch ist die Dauer des wahren Sonnentages nicht das ganze Jahr über gleich – die Elliptizität der Umlaufbahn verändert die Dauer des wahren Sonnentages nach einem Gesetz, das durch eine Sinuskurve mit einer Amplitude von 7,6 Minuten beschrieben werden kann. und einen Zeitraum von 1 Jahr.

Der zweite Grund für die Unebenheiten des Tages ist die Neigung der Erdachse zur Ekliptik, die dazu führt, dass sich die Sonne das ganze Jahr über scheinbar vom Äquator aus auf und ab bewegt. Der direkte Aufstieg der Sonne in der Nähe der Tagundnachtgleiche (Abb. 1.17) ändert sich langsamer (da sich die Sonne schräg zum Äquator bewegt) als während der Sonnenwende, wenn sie sich parallel zum Äquator bewegt. Dadurch wird zur Dauer des wahren Sonnentages ein Sinusterm mit einer Amplitude von 9,8 Minuten addiert. und einen Zeitraum von sechs Monaten. Es gibt andere periodische Effekte, die die Länge des wahren Sonnentages verändern und von der Zeit abhängen, aber sie sind gering.

Aufgrund der kombinierten Wirkung dieser Effekte werden die kürzesten wahren Sonnentage am 26. und 27. März sowie am 12. und 13. September beobachtet, die längsten am 18. und 19. Juni sowie am 20. und 21. Dezember.

Um diese Variabilität zu beseitigen, verwenden sie den durchschnittlichen Sonnentag, der an die sogenannte durchschnittliche Sonne gebunden ist – ein bedingter Punkt, der sich gleichmäßig entlang des Himmelsäquators bewegt und nicht wie die echte Sonne entlang der Ekliptik und mit dem Mittelpunkt der Sonne zusammenfällt im Moment der Frühlings-Tagundnachtgleiche. Die Umlaufzeit der durchschnittlichen Sonne durch die Himmelssphäre entspricht einem tropischen Jahr.

Der durchschnittliche Sonnentag unterliegt keinen periodischen Änderungen wie der echte Sonnentag, aber seine Dauer ändert sich monoton aufgrund von Änderungen in der Periode der axialen Rotation der Erde und (in geringerem Maße) mit Änderungen in der Länge des tropischen Jahres. um etwa 0,0017 Sekunden pro Jahrhundert zunimmt. Somit betrug die Dauer des durchschnittlichen Sonnentages zu Beginn des Jahres 2000 86400,002 SI-Sekunden (die SI-Sekunde wird mithilfe des intraatomaren periodischen Prozesses bestimmt).

Ein Sterntag ist 365,2422/366,2422=0,997270 durchschnittlicher Sonnentag. Dieser Wert ist das konstante Verhältnis von Stern- und Sonnenzeit.

Mittlere Sonnenzeit und Sternzeit stehen in folgender Beziehung zueinander:

24 Stunden Mi. Sonnenzeit = 24 Stunden. 03 Min. 56,555 Sek. Sternzeit

1 Stunde = 1 Stunde 00 Min. 09,856 Sek.

1 Minute. = 1 Minute. 00,164 Sek.

1 Sek. = 1,003 Sek.

24 Stunden Sternzeit = 23 Stunden 56 Minuten. 04,091 Sek. Heiraten Sonnenzeit

1 Stunde = 59 Minuten 50,170 Sek.

1 Minute. = 59,836 Sek.

1 Sek. = 0,997 Sek.

Die Zeit in jeder Dimension – siderisch, wahrhaft solar oder durchschnittlich solar – ist auf verschiedenen Meridianen unterschiedlich. Aber alle Punkte, die zum gleichen Zeitpunkt auf demselben Meridian liegen, haben dieselbe Zeit, die als Ortszeit bezeichnet wird. Bei einer Bewegung entlang derselben Parallele nach Westen oder Osten entspricht die Zeit am Startpunkt nicht der Ortszeit aller anderen geografischen Punkte, die sich auf dieser Parallele befinden.

Um diesen Nachteil einigermaßen zu beseitigen, schlug der Kanadier S. Flushing die Einführung der Standardzeit vor, d.h. ein Zeitzählsystem, das auf der Einteilung der Erdoberfläche in 24 Zeitzonen basiert, die jeweils 15° Längengrad von der Nachbarzone entfernt sind. Flushing brachte 24 Hauptmeridiane auf die Weltkarte. Ungefähr 7,5° östlich und westlich davon wurden die Grenzen der Zeitzone dieser Zone konventionell gezogen. Die Zeit derselben Zeitzone wurde zu jedem Zeitpunkt für alle ihre Punkte als gleich angesehen.

Vor Flushing wurden in vielen Ländern der Welt Karten mit unterschiedlichen Nullmeridianen veröffentlicht. So wurden beispielsweise in Russland Längengrade vom Meridian aus gezählt, der durch das Pulkovo-Observatorium, in Frankreich – durch das Pariser Observatorium, in Deutschland – durch das Berliner Observatorium, in der Türkei – durch das Istanbuler Observatorium verläuft. Um die Standardzeit einzuführen, war es notwendig, einen einzigen Nullmeridian zu vereinheitlichen.

Die Standardzeit wurde erstmals 1883 und 1884 in den Vereinigten Staaten eingeführt. In Washington wurde auf der Internationalen Konferenz, an der auch Russland teilnahm, eine einvernehmliche Entscheidung über die Standardzeit getroffen. Die Konferenzteilnehmer einigten sich darauf, den Null- oder Nullmeridian als den Meridian des Greenwich-Observatoriums zu betrachten, und die lokale mittlere Sonnenzeit des Greenwich-Meridians wurde Universal- oder Weltzeit genannt. Auf der Konferenz wurde auch die sogenannte „Datumsgrenze“ festgelegt.

In unserem Land wurde die Standardzeit 1919 eingeführt. Basierend auf dem internationalen Zeitzonensystem und den damals bestehenden Verwaltungsgrenzen wurden auf der Karte der RSFSR Zeitzonen von II bis einschließlich XII angewendet. Die Ortszeit der Zeitzonen östlich des Greenwich-Meridians erhöht sich von Zone zu Zone um eine Stunde und verringert sich westlich von Greenwich entsprechend um eine Stunde.

Bei der Zeitberechnung nach Kalendertagen ist es wichtig festzustellen, an welchem ​​Meridian das neue Datum (Tag des Monats) beginnt. Nach internationaler Vereinbarung verläuft die Datumsgrenze größtenteils entlang des Meridians, der 180° von Greenwich entfernt ist, und weicht davon ab: im Westen – in der Nähe der Wrangel-Insel und der Aleuten-Inseln, im Osten – vor der Küste Asiens , die Inseln Fidschi, Samoa, Tongatabu, Kermandek und Chatham.

Westlich der Datumsgrenze ist der Tag des Monats immer um einen Tag größer als östlich davon. Daher ist es notwendig, nach dem Überqueren dieser Linie von West nach Ost die Zahl des Monats um eins zu verringern und nach dem Überqueren von Ost nach West um eins zu erhöhen. Diese Datumsänderung erfolgt normalerweise um Mitternacht nach Überschreiten der internationalen Datumsgrenze. Es ist ganz offensichtlich, dass auf der internationalen Datumsgrenze ein neuer Kalendermonat und ein neues Jahr beginnen.

So teilen der Nullmeridian und der 180°O-Meridian, entlang derer die Datumsgrenze hauptsächlich verläuft, den Globus in die westliche und die östliche Hemisphäre.

Im Laufe der Menschheitsgeschichte diente die tägliche Erdrotation stets als idealer Zeitmaßstab, der die Aktivitäten der Menschen regelte und ein Symbol für Gleichmäßigkeit und Genauigkeit war.

Das älteste Werkzeug zur Bestimmung der Zeit vor Christus war ein Gnomon, ein Zeiger auf Griechisch, eine vertikale Säule auf einer ebenen Fläche, deren Schatten, der seine Richtung mit der Bewegung der Sonne änderte, diese oder jene Tageszeit auf einer darauf markierten Skala anzeigte Boden in der Nähe der Säule. Sonnenuhren sind seit dem 7. Jahrhundert v. Chr. bekannt. Ursprünglich waren sie in Ägypten und den Ländern des Nahen Ostens verbreitet, von wo aus sie nach Griechenland und Rom zogen und später auch in die Länder West- und Osteuropas vordrangen. Astronomen und Mathematiker der Antike, des Mittelalters und der Neuzeit beschäftigten sich mit Fragen der Gnomonik – der Kunst, Sonnenuhren herzustellen und die Fähigkeit, sie zu nutzen. Im 18. Jahrhundert und zu Beginn des 19. Jahrhunderts. Gnomonik wurde in Mathematiklehrbüchern vorgestellt.

Und erst nach 1955, als die Anforderungen von Physikern und Astronomen an die Zeitgenauigkeit stark zunahmen, wurde es unmöglich, sich mit der täglichen Erdrotation als Zeitmaßstab zufrieden zu geben, die ohnehin nicht der geforderten Genauigkeit entsprach. Die durch die Erdrotation bestimmte Zeit ist aufgrund der Polbewegungen und der Umverteilung des Drehimpulses zwischen verschiedenen Teilen der Erde (Hydrosphäre, Mantel, flüssiger Kern) ungleichmäßig. Der für die Zeitmessung verwendete Meridian wird durch den EOR-Punkt und den Punkt auf dem Äquator bestimmt, der dem Längengrad Null entspricht. Dieser Meridian liegt sehr nahe an Greenwich.

Die Erde dreht sich ungleichmäßig, was zu Veränderungen in der Tageslänge führt. Die Geschwindigkeit der Erdrotation lässt sich am einfachsten durch die Abweichung der Dauer des Erdtages vom Standard (86.400 s) charakterisieren. Je kürzer der Tag der Erde ist, desto schneller dreht sich die Erde.

Das Ausmaß der Änderungen der Erdrotationsgeschwindigkeit besteht aus drei Komponenten: säkularer Verlangsamung, periodischen saisonalen Schwankungen und unregelmäßigen abrupten Änderungen.

Die säkulare Verlangsamung der Rotationsgeschwindigkeit der Erde wird durch die Gezeitenkräfte der Anziehungskraft von Mond und Sonne verursacht. Die Gezeitenkraft streckt die Erde entlang einer geraden Linie, die ihr Zentrum mit dem Zentrum des störenden Körpers – dem Mond oder der Sonne – verbindet. In diesem Fall nimmt die Kompressionskraft der Erde zu, wenn die Resultierende mit der Äquatorialebene übereinstimmt, und nimmt ab, wenn sie in Richtung der Wendekreise abweicht. Das Trägheitsmoment der komprimierten Erde ist größer als das eines unverformten kugelförmigen Planeten, und da der Drehimpuls der Erde (d. h. das Produkt ihres Trägheitsmoments und der Winkelgeschwindigkeit) konstant bleiben muss, ist die Rotationsgeschwindigkeit des Die komprimierte Erde ist geringer als die der unverformten Erde. Aufgrund der Tatsache, dass sich die Deklination von Mond und Sonne sowie die Abstände von der Erde zum Mond und zur Sonne ständig ändern, schwankt die Gezeitenkraft im Laufe der Zeit. Dementsprechend ändert sich die Kompression der Erde, was letztlich zu gezeitenbedingten Schwankungen der Erdrotationsgeschwindigkeit führt. Die bedeutendsten davon sind Schwankungen mit halbmonatlichen und monatlichen Perioden.

Die Verlangsamung der Erdrotationsgeschwindigkeit wird bei astronomischen Beobachtungen und paläontologischen Untersuchungen festgestellt. Beobachtungen früherer Sonnenfinsternisse führten zu dem Schluss, dass die Länge des Tages alle 100.000 Jahre um 2 Sekunden zunimmt. Paläontologische Beobachtungen von Korallen haben gezeigt, dass Korallen in warmen Meeren wachsen und einen Gürtel bilden, dessen Dicke von der pro Tag empfangenen Lichtmenge abhängt. Dadurch ist es möglich, die jährlichen Veränderungen ihrer Struktur zu ermitteln und die Anzahl der Tage in einem Jahr zu berechnen. In der Neuzeit wurden 365 Korallengürtel gefunden. Nach paläontologischen Beobachtungen (Tabelle 5) nimmt die Tageslänge linear mit der Zeit um 1,9 s pro 100.000 Jahre zu.

Tabelle 5

Den Beobachtungen der letzten 250 Jahre zufolge hat der Tag pro Jahrhundert um 0,0014 s zugenommen. Einigen Daten zufolge kommt es zusätzlich zur Verlangsamung der Gezeiten zu einem Anstieg der Rotationsgeschwindigkeit um 0,001 s pro Jahrhundert, der durch eine Änderung des Trägheitsmoments der Erde aufgrund der langsamen Bewegung der Materie im Erdinneren verursacht wird auf seiner Oberfläche. Seine eigene Beschleunigung verkürzt die Länge des Tages. Wäre es nicht vorhanden, würde sich der Tag folglich um 0,0024 s pro Jahrhundert verlängern.

Vor der Entwicklung von Atomuhren wurde die Rotation der Erde durch den Vergleich der beobachteten und berechneten Koordinaten von Mond, Sonne und Planeten gesteuert. Auf diese Weise konnte man sich ein Bild von der Veränderung der Rotationsgeschwindigkeit der Erde in den letzten drei Jahrhunderten machen – vom Ende des 17. Jahrhunderts an, als die ersten instrumentellen Beobachtungen der Bewegung der Erde erfolgten Mond, Sonne und Planeten begannen. Die Analyse dieser Daten zeigt (Abb. 1.27), dass sie vom Anfang des 17. Jahrhunderts stammen. bis zur Mitte des 19. Jahrhunderts. Die Rotationsgeschwindigkeit der Erde änderte sich kaum. Aus der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Bisher wurden erhebliche unregelmäßige Geschwindigkeitsschwankungen mit charakteristischen Zeiträumen in der Größenordnung von 60–70 Jahren beobachtet.

Abb.1.27. Abweichung der Tageslänge von Standardwerten über 350 Jahre

Die Erde drehte sich um 1870 am schnellsten, als die Dauer des Erdtages 0,003 s kürzer war als der Standardtag. Der langsamste - um 1903, als der Tag der Erde 0,004 s länger war als der Standardtag. Von 1903 bis 1934 Von Ende der 30er Jahre bis 1972 kam es zu einer Beschleunigung der Erdrotation. Es gab eine Verlangsamung, und zwar seit 1973. Derzeit beschleunigt die Erde ihre Rotation.

Periodische jährliche und halbjährliche Schwankungen der Erdrotationsrate werden durch periodische Änderungen des Trägheitsmoments der Erde aufgrund der saisonalen Dynamik der Atmosphäre und der planetaren Niederschlagsverteilung erklärt. Nach modernen Daten ändert sich die Länge des Tages im Laufe des Jahres um ±0,001 Sekunden. Die kürzesten Tage liegen im Juli und August, die längsten im März.

Periodische Änderungen der Rotationsgeschwindigkeit der Erde haben Zeiträume von 14 und 28 Tagen (Mond) und 6 Monaten und 1 Jahr (Solar). Die minimale Geschwindigkeit der Erdrotation (Beschleunigung ist Null) entspricht dem 14. Februar, die Durchschnittsgeschwindigkeit (maximale Beschleunigung) ist der 28. Mai, die maximale Geschwindigkeit (Beschleunigung ist Null) ist der 9. August, die Durchschnittsgeschwindigkeit (minimale Verzögerung) ist der 6. November .

Es werden auch zufällige Änderungen der Rotationsgeschwindigkeit der Erde beobachtet, die in unregelmäßigen Zeitabständen, fast Vielfachen von elf Jahren, auftreten. Der Absolutwert der relativen Änderung der Winkelgeschwindigkeit wurde 1898 erreicht. 3,9×10 -8, und im Jahr 1920 – 4,5×10 -8. Die Natur und Natur zufälliger Schwankungen der Erdrotationsgeschwindigkeit sind wenig untersucht. Eine Hypothese erklärt die unregelmäßigen Schwankungen der Winkelgeschwindigkeit der Erdrotation durch die Rekristallisation einiger Gesteine ​​im Inneren der Erde, wodurch sich ihr Trägheitsmoment ändert.

Vor der Entdeckung der ungleichmäßigen Rotation der Erde wurde die abgeleitete Zeiteinheit – die Sekunde – als 1/86400 des durchschnittlichen Sonnentages definiert. Die Variabilität des durchschnittlichen Sonnentages aufgrund der ungleichmäßigen Rotation der Erde zwang uns, diese Definition der Sekunde aufzugeben.

Im Oktober 1959 Das Internationale Büro für Maß und Gewicht hat beschlossen, die Grundeinheit der Zeit, die Sekunde, wie folgt zu definieren:

„Eine Sekunde ist 1/31556925,9747 des tropischen Jahres für 1900, 0. Januar, um 12 Uhr Ephemeridenzeit.“

Die so definierte zweite wird „Ephemeride“ genannt. Die Zahl 31556925,9747=86400´365,2421988 ist die Anzahl der Sekunden im tropischen Jahr, deren Dauer für das Jahr 1900, den 0. Januar, bei 12 Stunden Ephemeridenzeit (einheitliche Newtonsche Zeit) 365,2421988 durchschnittlichen Sonnentagen entsprach.

Mit anderen Worten, eine Ephemeridensekunde ist ein Zeitraum, der 1/86400 der durchschnittlichen Länge des durchschnittlichen Sonnentages entspricht, den sie im Jahr 1900, am 0. Januar, bei 12 Stunden Ephemeridenzeit hatten. So wurde die neue Definition der Sekunde auch mit der Bewegung der Erde um die Sonne in Verbindung gebracht, während die alte Definition nur auf ihrer Rotation um ihre Achse basierte.

Zeit ist heutzutage eine physikalische Größe, die mit höchster Genauigkeit gemessen werden kann. Die 1967 eingeführte Zeiteinheit – die Sekunde der „atomaren“ Zeit (SI-Sekunde) – entspricht der Dauer von 9192631770 Strahlungsperioden, die dem Übergang zwischen zwei Hyperfeinniveaus des Grundzustands des Cäsium-133-Atoms entsprechen Durch den Beschluss der XII. Generalkonferenz für Maß und Gewicht wurde 1970 die „Atomzeit“ als grundlegende Referenzzeit übernommen. Die relative Genauigkeit des Cäsium-Frequenznormals beträgt über mehrere Jahre hinweg 10 -10 -10 -11. Der atomare Zeitstandard weist weder tägliche noch säkulare Schwankungen auf, altert nicht und verfügt über ausreichende Sicherheit, Genauigkeit und Reproduzierbarkeit.

Mit der Einführung der Atomzeit hat sich die Genauigkeit der Bestimmung der ungleichmäßigen Rotation der Erde deutlich verbessert. Von diesem Moment an war es möglich, alle Schwankungen der Erdrotationsgeschwindigkeit mit einem Zeitraum von mehr als einem Monat aufzuzeichnen. Abbildung 1.28 zeigt den Verlauf der durchschnittlichen monatlichen Abweichungen für den Zeitraum 1955-2000.

Von 1956 bis 1961 Von 1962 bis 1972 beschleunigte sich die Erdrotation. - verlangsamt, und zwar seit 1973. bis heute – es hat sich wieder beschleunigt. Diese Beschleunigung ist noch nicht beendet und wird bis 2010 anhalten. Rotationsbeschleunigung 1958-1961 und Verlangsamung 1989-1994. sind kurzfristige Schwankungen. Saisonale Schwankungen führen dazu, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde im April und November am langsamsten und im Januar und Juli am höchsten ist. Das Januar-Maximum liegt deutlich unter dem Juli-Maximum. Die Differenz zwischen der minimalen Abweichung der Dauer des Erdtages vom Standard im Juli und dem Maximum im April oder November beträgt 0,001 s.

Abb.1.28. Durchschnittliche monatliche Abweichungen der Dauer des Erdtages vom Standard über 45 Jahre

Die Untersuchung der Ungleichmäßigkeit der Erdrotation, der Nutation der Erdachse und der Bewegung der Pole ist von großer wissenschaftlicher und praktischer Bedeutung. Die Kenntnis dieser Parameter ist erforderlich, um die Koordinaten von Himmels- und Erdobjekten zu bestimmen. Sie tragen dazu bei, unser Wissen in verschiedenen Bereichen der Geowissenschaften zu erweitern.

In den 80er Jahren des 20. Jahrhunderts ersetzten neue Methoden der Geodäsie die astronomischen Methoden zur Bestimmung der Parameter der Erdrotation. Doppler-Beobachtungen von Satelliten, Laserentfernungsmessungen des Mondes und der Satelliten, das globale GPS-Positionierungssystem und die Radiointerferometrie sind wirksame Mittel zur Untersuchung der ungleichmäßigen Rotation der Erde und der Bewegung der Pole. Für die Radiointerferometrie am besten geeignet sind Quasare – leistungsstarke Radioemissionsquellen mit extrem kleiner Winkelgröße (weniger als 0,02²), die offenbar die am weitesten entfernten Objekte des Universums sind und praktisch bewegungslos am Himmel stehen. Die Quasar-Radiointerferometrie stellt die effektivste und unabhängigste optische Messmethode zur Untersuchung der Rotationsbewegung der Erde dar.

Unser Planet ist in ständiger Bewegung, er dreht sich um die Sonne und ihre eigene Achse. Die Erdachse ist eine imaginäre Linie, die vom Nord- zum Südpol verläuft (sie bleiben während der Rotation bewegungslos) in einem Winkel von 66° 33° zur Erdebene. Der Moment der Drehung kann vom Menschen nicht wahrgenommen werden, da sich alle Objekte parallel bewegen und ihre Geschwindigkeit gleich ist. Es würde genauso aussehen, als würden wir auf einem Schiff fahren und die Bewegung von Gegenständen und Gegenständen darauf nicht bemerken.

Eine vollständige Umdrehung um die Achse wird innerhalb eines Sterntages, bestehend aus 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden, abgeschlossen. Während dieser Zeit wendet sich zunächst die eine oder andere Seite des Planeten der Sonne zu und erhält von ihr unterschiedlich viel Wärme und Licht. Darüber hinaus beeinflusst die Rotation der Erde um ihre Achse ihre Form (abgeflachte Pole sind das Ergebnis der Rotation des Planeten um seine Achse) und die Abweichung, wenn sich Körper in einer horizontalen Ebene bewegen (Flüsse, Strömungen und Winde der südlichen Hemisphäre weichen davon ab). links, der nördlichen Hemisphäre rechts).

Lineare und Winkelrotationsgeschwindigkeit

(Erdrotation)

Die lineare Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse beträgt in der Äquatorzone 465 m/s bzw. 1674 km/h, mit zunehmender Entfernung nimmt die Geschwindigkeit allmählich ab, am Nord- und Südpol ist sie Null. Beispielsweise beträgt die Rotationsgeschwindigkeit für Bürger der äquatorialen Stadt Quito (der Hauptstadt Ecuadors in Südamerika) genau 465 m/s und für Moskauer, die am 55. Breitengrad nördlich des Äquators leben, 260 m/s (fast halb so viel) .

Jedes Jahr nimmt die Rotationsgeschwindigkeit um die Achse um 4 Millisekunden ab, was auf den Einfluss des Mondes auf die Stärke der Meeres- und Ozeangezeiten zurückzuführen ist. Die Schwerkraft des Mondes „zieht“ das Wasser in die entgegengesetzte Richtung zur axialen Rotation der Erde und erzeugt eine leichte Reibungskraft, die die Rotationsgeschwindigkeit um 4 Millisekunden verlangsamt. Die Winkeldrehgeschwindigkeit bleibt überall gleich, ihr Wert beträgt 15 Grad pro Stunde.

Warum weicht der Tag der Nacht?

(Wechsel von Tag und Nacht)

Die Zeit für eine vollständige Drehung der Erde um ihre Achse beträgt einen Sterntag (23 Stunden 56 Minuten 4 Sekunden), während dieser Zeitspanne ist die von der Sonne beleuchtete Seite zuerst „in der Kraft“ des Tages, die Schattenseite unter der Kontrolle der Nacht und dann umgekehrt.

Würde sich die Erde anders drehen und eine Seite ständig der Sonne zugewandt sein, dann gäbe es eine hohe Temperatur (bis zu 100 Grad Celsius) und auf der anderen Seite würde das gesamte Wasser verdunsten, im Gegenteil, es würde Frost wüten; und das Wasser wäre unter einer dicken Eisschicht. Sowohl die erste als auch die zweite Bedingung wären für die Entwicklung des Lebens und die Existenz der menschlichen Spezies inakzeptabel.

Warum ändern sich die Jahreszeiten?

(Wechsel der Jahreszeiten auf der Erde)

Aufgrund der Tatsache, dass die Achse in einem bestimmten Winkel relativ zur Erdoberfläche geneigt ist, erhalten ihre Teile zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedliche Mengen an Wärme und Licht, was den Wechsel der Jahreszeiten verursacht. Entsprechend den astronomischen Parametern, die zur Bestimmung der Jahreszeit erforderlich sind, werden bestimmte Zeitpunkte als Bezugspunkte herangezogen: Für Sommer und Winter sind dies die Sonnenwendetage (21. Juni und 22. Dezember), für Frühling und Herbst die Tagundnachtgleichen (20. März). und 23. September). Von September bis März ist die Nordhalbkugel kürzer der Sonne zugewandt und erhält dementsprechend weniger Wärme und Licht. Hallo Winter-Winter, die Südhalbkugel erhält zu dieser Zeit viel Wärme und Licht, es lebe der Sommer! 6 Monate vergehen und die Erde bewegt sich zum entgegengesetzten Punkt ihrer Umlaufbahn und die nördliche Hemisphäre erhält mehr Wärme und Licht, die Tage werden länger, die Sonne steigt höher – der Sommer kommt.

Wenn sich die Erde in einer ausschließlich vertikalen Position im Verhältnis zur Sonne befinden würde, gäbe es die Jahreszeiten überhaupt nicht, da alle Punkte auf der von der Sonne beleuchteten Hälfte die gleiche und gleichmäßige Menge an Wärme und Licht erhalten würden.

Wissenschaftler sind zu folgenden Schlussfolgerungen gekommen: Die Rotationsgeschwindigkeit der Erde nimmt ab. Dies führt zu folgenden Konsequenzen: Der Tag wird länger. Ohne auf Einzelheiten einzugehen: Auf der Nordhalbkugel wird der helle Teil des Tages etwas länger als im Winter. Diese Interpretation ist jedoch nur für Uneingeweihte geeignet. Geophysiker kommen zu tieferen Schlussfolgerungen – Tage verlängern ihren Zeitrahmen nicht nur im Frühjahr. Der Grund für die Verlängerung des Tages liegt vor allem im Einfluss des Mondes.

Die Anziehungskraft des natürlichen Erdtrabanten ist so stark, dass sie Störungen in den Ozeanen verursacht und diese zum Schwanken bringt. Die Erde verhält sich in diesem Fall analog zu Eiskunstläufern, die ihre Arme ausstrecken, um die Rotation während der Ausführung ihrer Programme zu verlangsamen. Aus diesem Grund wird ein normaler irdischer Tag nach einiger Zeit eine Stunde mehr haben, als wir es gewohnt sind. Ein Astronom aus Großbritannien kam zu dem Schluss, dass es seit 700 v. Chr. zu einer kontinuierlichen Verlangsamung der Rotation der Erde um ihre Achse kam. Er berechnete die Geschwindigkeit der Erdrotation anhand von Daten aus dieser Zeit – Tontafeln und historischen Beweisen, die Mond- und Sonnenfinsternisse beschrieben. Auf dieser Grundlage berechnete der Wissenschaftler die Position der Sonne und konnte bestimmen, welchen Bremsweg unser Planet relativ zu seinem Stern zurücklegte. Vor 530 Millionen Jahren war die Rotationsgeschwindigkeit der Erde viel geringer und der Tag hatte nur 21 Stunden.

Und die Dinosaurier, die vor hundert Millionen Jahren die Weiten unseres Planeten bewohnten, lebten bereits mit einem Tag von 23 Stunden. Dies lässt sich anhand der Kalkablagerungen feststellen, die die Korallen hinterlassen haben. Ihre Dicke hängt von der Jahreszeit auf dem Planeten ab. Auf dieser Grundlage lässt sich recht genau bestimmen, wie weit die Federn voneinander entfernt waren. Und diese Dauer nimmt im Laufe der gesamten Existenz unseres Planeten ab. Vor einer halben Million Jahren bewegte sich unser Planet schneller um seine Achse, während die Bewegung um den Stern konstant blieb. Das bedeutet, dass das Jahr über all diese Jahrmillionen hinweg gleich geblieben ist und die gleiche Anzahl an Stunden verblieben ist. Doch dieses Jahr waren es nicht wie heute 365 Tage, sondern 420. Auch nach der Entstehung der Menschheit hörte dieser Trend nicht auf zu bestehen. Die Geschwindigkeit der Erdrotation um ihre Achse verlangsamt sich ständig. Das Journal for the History of Astronomy veröffentlichte 2008 einen Artikel zu diesem Phänomen.

Stephenson, der an der Universität von Durham (Großbritannien) arbeitet, analysierte Hunderte von Finsternissen, die in den letzten 2,7 Tausend Jahren aufgetreten sind, um die Hypothese vollständig zu verifizieren und zu bestätigen. Die Tontafeln des alten Babylon beschreiben detailliert alle in Keilschrift aufgezeichneten Himmelsphänomene. Wissenschaftler notierten sowohl den Zeitpunkt des Ereignisses als auch das genaue Datum. Ein weiteres Merkmal ist, dass eine totale Sonnenfinsternis auf der Erde nicht so oft beobachtet wird, sondern nur alle 300 Jahre. In diesem Moment verschwindet die Sonne vollständig hinter der Erde und für einige Minuten fällt völlige Dunkelheit auf sie. Sehr oft beschrieben antike Wissenschaftler mit großer Genauigkeit sowohl den Beginn als auch das Ende einer Sonnenfinsternis. Und diese Daten wurden von einem modernen Astronomen verwendet, um die Position unseres Sterns relativ zur Erde zu bestimmen.

Die Neuberechnung der Kalenderdaten aus der Zeit Babylons erfolgte nach speziell zusammengestellten Tabellen, die die Arbeit erleichterten. Es sind diese Daten, die es Astronomen ermöglichen, mit großer Genauigkeit zu bestimmen. Wie hat sich die Geschwindigkeit der Erde verlangsamt? Korrekte Daten über seine Position relativ zur Sonne ermöglichen es, seine Position zum Zeitpunkt seines Vorbeiflugs an der Sonne zu bestimmen. Die Flugbahn des Planeten um die Sonne hängt von seiner Bewegung um seine eigene Achse ab. Die aus dieser Abhängigkeit abgeleitete Erdenzeit ist eine eigenständige Größe. Diese Weltzeit ist ein allgemein anerkannter Indikator, der auf der Grundlage der Rotation der Erde um ihre Achse und ihrer Position relativ zur Sonne berechnet wird. Diese Weltzeit verschiebt sich ständig zurück, da dem Jahr jedes Jahr eine weitere Sekunde hinzugefügt wird, was gerade durch den Prozess der Abbremsung der Erde verursacht wird. Und wie sich herausstellt, wird der Unterschied zwischen der Erdzeit und der Weltzeit immer größer, je nachdem, wie lange die Sonnenfinsternis zurückliegt. Das kann nur eines bedeuten: Jedes Jahrtausend verlängert den Tag um bis zu 0,002 Sekunden. Diese Daten werden auch durch Änderungen bestätigt, die von Satellitenlabors vorgenommen wurden, die in die Erdumlaufbahn gebracht wurden.

Die Verzögerungsrate entspricht voll und ganz den Berechnungen eines Wissenschaftlers aus Großbritannien. Und zu der Zeit, als die babylonische Zivilisation blühte, dauerte ein Tag auf der Erde etwas kürzer, der Unterschied zur modernen Zeit betrug 0,04 Sekunden. Und diese winzige Abweichung wurde von Stephenson berechnet, weil er die Weltzeit vergleichen und die darin angesammelten Fehler abschätzen konnte. Da seit 700 bis heute etwa eine Million Tage vergangen sind, konnten wir unsere elektronischen Uhren auf 7 Stunden einstellen, so dass der Zeit, in der sich die Erde um ihre Achse drehte, viel Zeit hinzugefügt wurde.

Die letzten Jahre sind für die Erde zu einer Ausnahme geworden; in dieser Zeit kommt es praktisch nicht zu einer Verlängerung des Tages und die Erde bewegt sich weiterhin mit konstanter Geschwindigkeit. Möglicherweise haben die im Erdinneren befindlichen Massen begonnen, die durch den Einfluss des Mondmagnetfeldes verursachten Schwankungen auszugleichen. Und die Beschleunigung der Planetenbewegung könnte beispielsweise durch das Erdbeben in Argentinien im Jahr 2004 verursacht werden, nach dem sich der Tag um 8 Millionstelsekunden verkürzte. Der kürzeste Tag in der Geschichte wurde im Jahr 2003 aufgezeichnet, als er nicht einmal 24 Stunden dauerte (1.005 Sekunden fehlten). Der internationale Dienst, der die Rotation der Erde untersucht, und Geophysiker beobachten das Problem der Verlangsamung der Rotationsgeschwindigkeit der Erde und die Prozesse, die ihre Bewegung beeinflussen, genau. Schließlich werden dadurch viele globale Fragen rund um den Aufbau des Planeten und die Prozesse, die in den Tiefenstrukturen – Mantel und Kern – ablaufen, beantwortet. Dies erleichtert die Forschung und wissenschaftliche Tätigkeit von Seismologen und Geophysikern.

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Haben Sie sich jemals gefragt, wie schnell sich die Erde um ihre Achse dreht und wie wir es schaffen, stabil auf der Erde zu laufen, obwohl ihre Rotationsgeschwindigkeit immer noch nicht gering ist? Beginnen wir mit der Tatsache, dass die Erde eine Gravitationskraft hat, die uns auf ihr hält, und die enorme Trägheit der Erde lässt uns keine Rotation spüren! Dieser Artikel wird uns helfen herauszufinden, wie schnell sich die Erde um ihre Achse bewegt, und er wird uns auch sagen, wie schnell sich die Erde um die Sonne dreht.

Wenn wir über die Geschwindigkeit der Erde sprechen, müssen wir bedenken, dass Geschwindigkeit eine relative Größe ist und daher immer im Vergleich zu einem anderen relativen Objekt gemessen wird. Dies bedeutet, dass Bewegungen nur dann gemessen werden können, wenn ein Referenzpunkt vorhanden ist. Beispielsweise kann die Geschwindigkeit der Erde nur relativ zu ihrer eigenen Achse, der Milchstraße, dem Sonnensystem, umgebenden astronomischen Objekten oder der Sonne berechnet werden. Um beispielsweise die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um die Sonne herauszufinden, müssen Sie daher spezielle astronomische Einheiten verwenden. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt die Erde ein Jahr oder 365 Tage. Auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne legt die Erde 150 Millionen Kilometer zurück. Daher dreht sich die Erde mit einer Geschwindigkeit von etwa 30 km/s um die Sonne.

Die Erde dreht sich in 23 Stunden, 56 Minuten und 04,09053 Sekunden vollständig um ihre Achse. Diese Zeit entspricht ungefähr der Länge eines Tages – 24 Stunden. Die Erdachse ist eine imaginäre Linie, die durch den Mittelpunkt der Erde, den Nord- und Südpol verläuft. Um zu verstehen, wie schnell sich die Erde dreht, müssen wir herausfinden, wie schnell sich die Erde am Äquator dreht. Dazu müssen wir den Erdumfang am Äquator kennen, der 40.070 km beträgt. Wenn wir nun einfach den Umfang des Äquators durch die Länge des Tages dividieren, erhalten wir die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse:

40070 km/24 Stunden = 1674,66 km/h

Der Wert von 1674,66 km/h ist die Antwort auf die Frage, mit welcher Geschwindigkeit sich die Erde am Äquator um ihre Achse dreht. Diese Geschwindigkeit kann jedoch nicht als Konstante betrachtet werden, da die Rotationsgeschwindigkeit an verschiedenen Orten unterschiedlich ist. Die Geschwindigkeit variiert abhängig von der Lage eines Punktes auf der Erdoberfläche, also davon, wie weit dieser Punkt vom Äquator entfernt ist. Tatsache ist, dass am Äquator der Erdumfang am größten ist und man daher am Äquator zusammen mit der Erdoberfläche innerhalb von 24 Stunden die größte Strecke um die Erdachse zurücklegt. Wenn man sich jedoch dem Nordpol nähert, verringert sich der Umfang der Erdoberfläche und man und die Erde legen innerhalb von 24 Stunden weniger Distanz zurück.

Im Idealfall sinkt die Rotationsgeschwindigkeit am Nord- und Südpol auf Null! Somit hängt die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse von der Breitenlage des Ortes ab. Am Äquator ist die Geschwindigkeit am höchsten, dann nimmt sie ab, wenn man sich dem Nord- oder Südpol nähert. Beispielsweise beträgt die Rotationsgeschwindigkeit der Erde in Alaska nur 570 km pro Stunde! In mittleren Breiten erreicht die Rotationsgeschwindigkeit ihren Durchschnittswert. An Orten wie New York und Europa beträgt die Rotationsgeschwindigkeit der Erde beispielsweise etwa 1125–1450 km/h.

Wir hoffen, dass Sie sich jetzt der Frage bewusster sind, wie schnell sich die Erde um ihre eigene Achse dreht. Um den Erdumfang an Ihrem Standort zu berechnen, müssen Sie lediglich den Kosinus des Winkels Ihres Breitengrads bestimmen, der bekanntlich in Winkeln angegeben wird. Schauen Sie sich einfach die Karte genauer an. Dann müssen Sie diesen Wert mit dem Erdumfang am Äquator multiplizieren, um den Umfang auf Ihrem Breitengrad zu erhalten. Wenn Sie den Umfang durch 24 (die Anzahl der Stunden eines Tages) teilen, erhalten Sie die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse an dem Ort, an dem Sie sich befinden.