Denní rotace Země kolem své osy. Rotace Země

Země je kulovitá, ale není to dokonalá koule. V důsledku rotace je planeta na pólech mírně zploštělá, taková postava se obvykle nazývá sféroid nebo geoid - „jako Země“.

Země je obrovská, její velikost je těžko představitelná. Hlavní parametry naší planety jsou následující:

• Průměr - 12570 km
• Délka rovníku - 40076 km
• Délka kteréhokoli poledníku je 40 008 km
• Celková plocha Země je 510 milionů km2
• Poloměr pólů - 6357 km
• Poloměr rovníku - 6378 km

Země se současně otáčí kolem Slunce a kolem své vlastní osy.

Jaké druhy pohybu Země znáte?
Roční a denní rotace Země

Rotace Země kolem své osy

Země se otáčí kolem nakloněné osy ze západu na východ.

Polovina zeměkoule je osvětlena sluncem, je tam v tu dobu den, druhá polovina je ve stínu, tam je noc. Vlivem rotace Země nastává koloběh dne a noci. Země udělá jednu otáčku kolem své osy za 24 hodin – denně.

Pohybující se proudy (řeky, větry) jsou vlivem rotace vychylovány na severní polokouli doprava, na jižní doleva.

Rotace Země kolem Slunce

Země se otáčí kolem Slunce po kruhové dráze a úplnou revoluci dokončí za 1 rok. Zemská osa není svislá, k oběžné dráze je skloněna pod úhlem 66,5°, tento úhel zůstává po celou dobu rotace konstantní. Hlavním důsledkem tohoto střídání je změna ročních období.

Uvažujme krajní body rotace Země kolem Slunce.

• 22. prosince- den zimního slunovratu. Jižní obratník je v tuto chvíli nejblíže slunci (slunce je na zenitu) - na jižní polokouli je tedy léto a na severní zima. Noci na jižní polokouli jsou krátké 22. prosince, v jižním polárním kruhu den trvá 24 hodin, noc nepřichází. Na severní polokouli je vše naopak na polárním kruhu, noc trvá 24 hodin.
• 22. června- den letního slunovratu. Severní obratník je nejblíže slunci, na severní polokouli je léto a na jižní polokouli zima. V jižním polárním kruhu trvá noc 24 hodin, ale v severním kruhu není noc vůbec žádná.
• 21. března, 23. září- dny jarní a podzimní rovnodennosti Rovník je nejblíže Slunci den se rovná noci na obou polokoulích.

Rotace Země kolem své osy a kolem Slunce Tvar a rozměry Země Wikipedie
Hledat na webu:

Rok

Čas jedna revoluce Země kolem Slunce . V procesu každoročního pohybu náš planeta nastěhuje se plocha s průměrnou rychlostí 29,765 km/s, tzn. více než 100 000 km/h.

anomální

Anomalistický rok je období čas mezi dvěma po sobě jdoucími průchody Země jeho přísluní . Jeho trvání je 365,25964 dní . Je to asi o 27 minut delší než běžecká doba tropický(viz zde) let. To je způsobeno neustálou změnou polohy bodu perihelia. V aktuálním časovém období Země prochází bodem perihélia 2. ledna

přestupný rok

Každý čtvrtý rok, jak se v současnosti používá ve většině zemí světa kalendář má den navíc – 29. února – a nazývá se přestupný den. Potřeba jeho zavedení je dána tím, že Země udělá jednu revoluci Slunce za období, které se nerovná celému číslu dní . Roční chyba se rovná téměř čtvrtině dne a každé čtyři roky je kompenzována zavedením „den navíc“. Viz také gregoriánský kalendář .

siderický (hvězdný)

Čas obrat Země kolem Slunce v souřadnicovém systému „pevné hvězdy “, tedy jakoby „při pohledu na sluneční soustava zvenku." V roce 1950 to bylo 365 dní , 6 hodin, 9 minut, 9 sekund.

Pod rušivým vlivem přitažlivosti druhých planety , hlavně Jupiter A Saturn , délka roku podléhá kolísání několika minut.

Navíc se délka roku zkracuje o 0,53 sekundy za sto let. K tomu dochází, protože Země slapovými silami zpomaluje rotaci Slunce kolem své osy (viz obr. Odlivy a odlivy ). To je však podle zákona zachování momentu hybnosti kompenzováno tím, že se Země vzdaluje od Slunce a podle 2. Keplerův zákon doba jeho oběhu se prodlužuje.

tropický

Rotace Země kolem své osy

Rotace Země je jedním z pohybů Země, který odráží mnoho astronomických a geofyzikálních jevů probíhajících na povrchu Země, v jejím nitru, v atmosféře a oceánech i v blízkém vesmíru.

Rotace Země vysvětluje změnu dne a noci, zdánlivý denní pohyb nebeských těles, rotaci kyvné roviny břemene zavěšeného na niti, vychylování padajících těles na východ atd. Díky rotaci Země působí na tělesa pohybující se po jejím povrchu Coriolisova síla, jejíž vliv se projevuje erozí pravých břehů řek na severní polokouli a levých na jižní polokouli Země a v některých rysech řek. atmosférická cirkulace. Odstředivá síla generovaná rotací Země částečně vysvětluje rozdíly ve zrychlení gravitace na rovníku a zemských pólech.

Pro studium vzorců zemské rotace jsou zavedeny dva souřadnicové systémy se společným počátkem v těžišti Země (obr. 1.26). Zemská soustava X 1 Y 1 Z 1 se podílí na každodenní rotaci Země a zůstává nehybná vůči bodům na zemském povrchu. Hvězdný souřadnicový systém XYZ nesouvisí s denní rotací Země. Přestože se jeho původ pohybuje v kosmickém prostoru s určitým zrychlením, podílí se na ročním pohybu Země kolem Slunce v Galaxii, lze tento pohyb relativně vzdálených hvězd považovat za rovnoměrný a přímočarý. Proto lze pohyb Země v tomto systému (stejně jako jakéhokoli nebeského objektu) studovat podle zákonů mechaniky pro inerciální vztažnou soustavu. Rovina XOY je zarovnána s rovinou ekliptiky a osa X směřuje k bodu jarní rovnodennosti γ počáteční epochy. Je vhodné brát hlavní osy setrvačnosti Země jako osy zemského souřadnicového systému je možný jiný výběr os. Poloha zemského systému vůči hvězdnému systému je obvykle určena třemi Eulerovými úhly ψ, υ, φ.

Obr.1.26. Souřadnicové systémy používané ke studiu rotace Země

Základní informace o rotaci Země pocházejí z pozorování denního pohybu nebeských těles. K rotaci Země dochází ze západu na východ, tzn. proti směru hodinových ručiček při pohledu ze severního pólu Země.

Průměrný sklon rovníku k ekliptice počáteční éry (úhel υ) je téměř konstantní (v roce 1900 se rovnal 23° 27¢ 08,26² a během 20. století se zvýšil o méně než 0,1²). Linie průsečíku zemského rovníku a ekliptiky počáteční epochy (čára uzlů) se pomalu pohybuje podél ekliptiky z východu na západ, pohybuje se o 1° 13¢ 57,08² za století, v důsledku čehož se mění úhel ψ o 360° za 25 800 let (precese). Okamžitá osa rotace OR se vždy téměř shoduje s nejmenší osou setrvačnosti Země. Podle pozorování od konce 19. století úhel mezi těmito osami nepřesahuje 0,4².

Časový úsek, během kterého Země provede jednu otáčku kolem své osy vzhledem k nějakému bodu na obloze, se nazývá den. Body, které určují délku dne, mohou být:

· bod jarní rovnodennosti;

· střed viditelného slunečního disku, posunutý roční aberací („skutečné Slunce“);

· „průměrné Slunce“ je fiktivní bod, jehož polohu na obloze lze teoreticky vypočítat pro jakýkoli časový okamžik.

Tři různá časová období definovaná těmito body se nazývají hvězdné, skutečné sluneční a průměrné sluneční dny.

Rychlost rotace Země je charakterizována relativní hodnotou

kde P z je trvání pozemského dne, T je trvání standardního dne (atomového), které se rovná 86400 s;

- úhlové rychlosti odpovídající pozemským a standardním dnům.

Protože se hodnota ω mění pouze v deváté – osmé číslici, jsou hodnoty ν řádově 10 -9 -10 -8.

Země udělá jednu úplnou otáčku kolem své osy vzhledem ke hvězdám za kratší dobu než vzhledem ke Slunci, protože Slunce se pohybuje podél ekliptiky ve stejném směru, ve kterém se otáčí Země.

Hvězdný den je určen dobou rotace Země kolem své osy vzhledem k jakékoli hvězdě, ale protože hvězdy mají svůj vlastní a navíc velmi složitý pohyb, bylo dohodnuto, že začátek hvězdného dne by se měl počítat od okamžiku horní kulminace jarní rovnodennosti a délka hvězdného dne se považuje za časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími horními kulminacemi jarní rovnodennosti umístěnými na stejném poledníku.

Vlivem jevů precese a nutace se vzájemná poloha nebeského rovníku a ekliptiky plynule mění, což znamená, že umístění jarní rovnodennosti na ekliptice se odpovídajícím způsobem mění. Bylo zjištěno, že hvězdný den je o 0,0084 sekund kratší než skutečná perioda denní rotace Země a že Slunce, pohybující se podél ekliptiky, dosáhne bodu jarní rovnodennosti dříve, než dosáhne stejného místa vzhledem ke hvězdám.

Země se zase otáčí kolem Slunce ne po kruhu, ale po elipse, takže pohyb Slunce se nám ze Země zdá nerovnoměrný. V zimě jsou skutečné sluneční dny delší než v létě, například na konci prosince jsou 24 hodin 04 minut 27 sekund a v polovině září jsou 24 hodin 3 minut. 36 sekund Za průměrnou jednotku slunečního dne se považuje 24 hodin 03 minut. 56,5554 s hvězdný čas.

Vzhledem k elipticitě oběžné dráhy Země závisí úhlová rychlost Země vůči Slunci na roční době. Země se na své oběžné dráze pohybuje nejpomaleji, když je v perihéliu – v bodě své oběžné dráhy nejdále od Slunce. Výsledkem je, že trvání skutečného slunečního dne není po celý rok stejné - elipticita oběžné dráhy mění trvání skutečného slunečního dne podle zákona, který lze popsat sinusoidou s amplitudou 7,6 minuty. a dobu 1 roku.

Druhým důvodem nerovnoměrnosti dne je sklon zemské osy k ekliptice vedoucí ke zdánlivému pohybu Slunce nahoru a dolů od rovníku během celého roku. Přímý výstup Slunce v blízkosti rovnodenností (obr. 1.17) se mění pomaleji (jelikož se Slunce pohybuje pod úhlem k rovníku) než při slunovratech, kdy se pohybuje rovnoběžně s rovníkem. Výsledkem je, že k trvání skutečného slunečního dne se přidá sinusový člen s amplitudou 9,8 minuty. a po dobu šesti měsíců. Existují další periodické efekty, které mění délku skutečného slunečního dne a závisí na čase, ale jsou malé.

V důsledku kombinovaného působení těchto vlivů jsou nejkratší skutečné sluneční dny pozorovány 26. – 27. března a 12. – 13. září a nejdelší 18. – 19. června a 20. – 21. prosince.

K eliminaci této proměnlivosti používají průměrný sluneční den, vázaný na tzv. průměrné Slunce – podmíněný bod, který se rovnoměrně pohybuje podél nebeského rovníku, a nikoli podél ekliptiky, jako skutečné Slunce a shoduje se se středem Slunce. v okamžiku jarní rovnodennosti. Období revoluce průměrného Slunce přes nebeskou sféru se rovná tropickému roku.

Průměrný sluneční den nepodléhá periodickým změnám jako pravý sluneční den, ale jeho trvání se monotónně mění v důsledku změn periody osové rotace Země a (v menší míře) se změnami délky tropického roku, zvýšení přibližně o 0,0017 sekundy za století. Trvání průměrného slunečního dne na začátku roku 2000 se tedy rovnalo 86400,002 SI sekundám (sekunda SI je určena pomocí intraatomárního periodického procesu).

Hvězdný den je 365,2422/366,2422=0,997270 průměrný sluneční den. Tato hodnota je konstantní poměr hvězdného a slunečního času.

Střední sluneční čas a hvězdný čas jsou ve vzájemném vztahu následujícími vztahy:

24 hodin ve středu sluneční čas = 24 hodin. 03 min. 56,555 s. hvězdný čas

1 hodina = 1 hodina 00 min. 09,856 sec.

1 min. = 1 min. 00,164 sec.

1 sec. = 1,003 sec.

24 hodin hvězdného času = 23 hodin 56 minut. 04,091 sec. St sluneční čas

1 hodina = 59 minut 50,170 sec.

1 min. = 59,836 sec.

1 sec. = 0,997 sec.

Čas v jakékoli dimenzi – hvězdné, skutečné sluneční nebo průměrné sluneční – je na různých meridiánech odlišný. Ale všechny body ležící na stejném poledníku ve stejném časovém okamžiku mají stejný čas, který se nazývá místní čas. Při pohybu po stejné rovnoběžce na západ nebo na východ nebude čas ve výchozím bodě odpovídat místnímu času všech ostatních zeměpisných bodů nacházejících se na této rovnoběžce.

Aby se tento nedostatek do určité míry odstranil, navrhl Kanaďan S. Flushing zavedení standardního času, tzn. systém počítání času založený na rozdělení zemského povrchu do 24 časových pásem, z nichž každé je 15° délky od sousední zóny. Flushing umístil 24 hlavních meridiánů na mapu světa. Přibližně 7,5° na východ a západ od nich byly hranice časového pásma tohoto pásma zakresleny konvenčně. Čas stejného časového pásma v každém okamžiku pro všechny jeho body byl považován za stejný.

Před Flushingem byly v mnoha zemích světa publikovány mapy s různými hlavními poledníky. Takže například v Rusku byly zeměpisné délky počítány od poledníku procházejícího přes Pulkovskou observatoř, ve Francii - přes Pařížskou observatoř, v Německu - přes Berlínskou observatoř, v Turecku - přes Istanbulskou observatoř. Pro zavedení standardního času bylo nutné sjednotit jeden nultý poledník.

Standardní čas byl poprvé zaveden ve Spojených státech v roce 1883 a v roce 1884. Ve Washingtonu na mezinárodní konferenci, které se zúčastnilo i Rusko, padlo dohodnuté rozhodnutí o standardním čase. Účastníci konference se shodli na tom, že poledník Greenwichské observatoře budou považovat za hlavní nebo primární poledník a místní střední sluneční čas greenwichského poledníku byl nazýván univerzálním nebo světovým časem. Na konferenci byla také stanovena tzv. „datová linka“.

U nás byl standardní čas zaveden v roce 1919. Základem mezinárodního systému časových pásem a administrativních hranic, které v té době existovaly, byla na mapu RSFSR použita časová pásma od II do XII včetně. Místní čas časových pásem umístěných východně od greenwichského poledníku se od zóny k zóně zvyšuje o hodinu a na západ od Greenwiche se odpovídajícím způsobem snižuje o hodinu.

Při počítání času podle kalendářních dnů je důležité určit, na kterém poledníku začíná nové datum (den v měsíci). Podle mezinárodní dohody vede datová čára z větší části podél poledníku, který je od Greenwiche vzdálený o 180° a ustupuje od něj: na západ - poblíž Wrangelova ostrova a Aleutských ostrovů, na východ - u pobřeží Asie , ostrovy Fidži, Samoa, Tongatabu, Kermandek a Chatham.

Na západ od datové čáry je den v měsíci vždy o jeden více než na východ od ní. Po překročení této linie ze západu na východ je tedy nutné snížit číslo měsíce o jedničku a po jejím překročení z východu na západ o jedničku zvýšit. Tato změna data se obvykle provádí v nejbližší půlnoci po překročení mezinárodní datové hranice. Je zcela zřejmé, že na mezinárodní datové linii začíná nový kalendářní měsíc a nový rok.

Prvotní poledník a poledník 180° východní délky, podél kterých datová čára převážně prochází, tedy rozdělují zeměkouli na západní a východní polokouli.

V celé historii lidstva sloužila každodenní rotace Země vždy jako ideální etalon času, který reguloval činnost lidí a byl symbolem uniformity a přesnosti.

Nejstarším nástrojem pro určování času př. n. l. byl gnómon, řecky ukazovátko, svislý sloup na zarovnané ploše, jehož stín měnící směr při pohybu Slunce ukazoval tu či onu denní dobu na stupnici vyznačené na půda poblíž sloupu. Sluneční hodiny jsou známy již od 7. století před naším letopočtem. Zpočátku byli běžní v Egyptě a zemích Blízkého východu, odkud se přesunuli do Řecka a Říma a ještě později pronikli do zemí západní a východní Evropy. Astronomové a matematici starověkého světa, středověku i novověku se zabývali otázkami gnomoniky – uměním výroby slunečních hodin a schopností je používat. V 18. stol a na počátku 19. stol. Gnomonika byla prezentována v učebnicích matematiky.

A teprve po roce 1955, kdy nároky fyziků a astronomů na přesnost času velmi vzrostly, se přestalo spokojit s denní rotací Země jako etalonem času, která již byla s požadovanou přesností nerovnoměrná. Čas, určený rotací Země, je nerovnoměrný v důsledku pohybů pólu a redistribuce momentu hybnosti mezi různými částmi Země (hydrosféra, plášť, tekuté jádro). Poledník přijatý pro načasování je určen bodem EOR a bodem na rovníku odpovídajícím nulové zeměpisné délce. Tento poledník je velmi blízko Greenwiche.

Země se otáčí nerovnoměrně, což způsobuje změny v délce dne. Rychlost rotace Země lze nejjednodušeji charakterizovat odchylkou trvání pozemského dne od normy (86 400 s). Čím kratší je pozemský den, tím rychleji se Země otáčí.

Velikost změn rychlosti rotace Země má tři složky: sekulární zpomalení, periodické sezónní výkyvy a nepravidelné prudké změny.

Světské zpomalení rychlosti rotace Země je způsobeno působením slapových sil přitažlivosti Měsíce a Slunce. Slapová síla natahuje Zemi po přímce spojující její střed se středem rušivého tělesa – Měsícem nebo Sluncem. V tomto případě se kompresní síla Země zvyšuje, pokud se výslednice shoduje s rovníkovou rovinou, a klesá, když se odchyluje směrem k tropům. Moment setrvačnosti stlačené Země je větší než u nedeformované kulové planety, a protože moment hybnosti Země (tj. součin jejího momentu setrvačnosti s úhlovou rychlostí) musí zůstat konstantní, rychlost rotace planety stlačená Země je menší než u nedeformované Země. Vzhledem k tomu, že se neustále mění deklinace Měsíce a Slunce, vzdálenosti od Země k Měsíci a Slunci, slapová síla v čase kolísá. Podle toho se mění komprese Země, což v konečném důsledku způsobuje slapové výkyvy v rychlosti rotace Země. Nejvýznamnější z nich jsou výkyvy s půlměsíčními a měsíčními periodami.

Zpomalení rychlosti rotace Země je detekováno během astronomických pozorování a paleontologických studií. Pozorování dávných zatmění Slunce vedlo k závěru, že délka dne se každých 100 000 let prodlužuje o 2 sekundy. Paleontologická pozorování korálů ukázala, že korály teplých moří rostou a tvoří pás, jehož tloušťka závisí na množství světla přijatého za den. Je tak možné určit roční změny v jejich struktuře a vypočítat počet dní v roce. V moderní době bylo nalezeno 365 korálových pásů. Podle paleontologických pozorování (tab. 5) se délka dne prodlužuje lineárně s časem o 1,9 s za 100 000 let.

Tabulka 5

Podle pozorování za posledních 250 let se den zvýšil o 0,0014 s za století. Podle některých údajů dochází kromě slapového zpomalení ke zvýšení rychlosti rotace o 0,001 s za století, což je způsobeno změnou momentu setrvačnosti Země v důsledku pomalého pohybu hmoty uvnitř Země a na jeho povrchu. Vlastní zrychlení zkracuje délku dne. V důsledku toho, pokud by tam nebyl, pak by se den zvýšil o 0,0024 s za století.

Před vznikem atomových hodin byla rotace Země řízena porovnáváním pozorovaných a vypočtených souřadnic Měsíce, Slunce a planet. Tímto způsobem bylo možné získat představu o změně rychlosti rotace Země za poslední tři století - od konce 17. Měsíc, Slunce a planety začaly. Analýza těchto údajů ukazuje (obr. 1.27), že od počátku 17. stol. až do poloviny 19. století. rychlost rotace Země se změnila jen málo. Od druhé poloviny 19. stol. Dosud byly pozorovány výrazné nepravidelné kolísání rychlosti s charakteristickými časy v řádu 60-70 let.

Obr.1.27. Odchylka délky dne od standardních hodnot nad 350 let

Země rotovala nejrychleji kolem roku 1870, kdy byla délka pozemského dne o 0,003 s kratší než standardní. Nejpomalejší - kolem roku 1903, kdy byl zemský den o 0,004 s delší než standardní. V letech 1903 až 1934 Od konce 30. let do roku 1972 došlo ke zrychlení rotace Země. došlo ke zpomalení a od roku 1973. V současné době Země zrychluje svou rotaci.

Periodické roční a pololetní výkyvy rychlosti rotace Země se vysvětlují periodickými změnami momentu setrvačnosti Země v důsledku sezónní dynamiky atmosféry a planetárního rozložení srážek. Podle moderních údajů se délka dne během roku mění o ±0,001 sekundy. Nejkratší dny jsou v červenci až srpnu a nejdelší v březnu.

Periodické změny rychlosti rotace Země mají periody 14 a 28 dní (lunární) a 6 měsíců a 1 rok (sluneční). Minimální rychlost rotace Země (zrychlení je nula) odpovídá 14. únoru, průměrná rychlost (maximální zrychlení) je 28. května, maximální rychlost (zrychlení je nula) je 9. srpna, průměrná rychlost (minimální zpomalení) je 6. listopadu. .

Pozorovány jsou i náhodné změny rychlosti rotace Země, ke kterým dochází v nepravidelných časových intervalech, téměř násobcích jedenácti let. Absolutní hodnota relativní změny úhlové rychlosti dosáhla v roce 1898. 3,9×10-8 a v roce 1920 – 4,5×10-8. Povaha a povaha náhodných fluktuací rychlosti rotace Země byla málo prozkoumána. Jedna hypotéza vysvětluje nepravidelné kolísání úhlové rychlosti rotace Země rekrystalizací některých hornin uvnitř Země, měnící její moment setrvačnosti.

Před objevem nerovnoměrné rotace Země byla odvozená jednotka času - sekunda - definována jako 1/86400 průměrného slunečního dne. Proměnlivost průměrného slunečního dne v důsledku nerovnoměrné rotace Země nás donutila opustit tuto definici druhého.

V říjnu 1959 Mezinárodní úřad pro míry a váhy se rozhodl dát základní jednotce času, druhé, následující definici:

"Sekunda je 1/31556925,9747 tropického roku 1900, 0. ledna, ve 12 hodin efemeridního času."

Druhý takto definovaný se nazývá „efemeris“. Číslo 31556925.9747=86400´365.2421988 je počet sekund v tropickém roce, jehož trvání pro rok 1900, 0. ledna, ve 12 hodinách efemeridního času (jednotného newtonského času) bylo rovna 365,2421988 průměrného slunečního dne.

Jinými slovy, efemeridní sekunda je časový úsek rovný 1/86400 průměrné délky průměrného slunečního dne, který měli v roce 1900, v lednu 0, ve 12 hodinách efemeridního času. Nová definice druhé tedy byla spojena i s pohybem Země kolem Slunce, zatímco stará definice byla založena pouze na její rotaci kolem své osy.

Čas je v dnešní době fyzikální veličina, kterou lze měřit s nejvyšší přesností. Jednotka času - sekunda "atomového" času (SI sekunda) - se rovná trvání 9192631770 period záření, což odpovídá přechodu mezi dvěma hyperjemnými úrovněmi základního stavu atomu cesia-133, byla zavedena v roce 1967. rozhodnutím XII. Generální konference pro váhy a míry a v roce 1970 byl jako základní referenční čas vzat „atomový“ čas. Relativní přesnost cesiového frekvenčního standardu je 10 -10 -10 -11 během několika let. Atomový časový standard nemá denní ani sekulární výkyvy, nestárne a má dostatečnou jistotu, přesnost a reprodukovatelnost.

Se zavedením atomového času se výrazně zlepšila přesnost určení nerovnoměrné rotace Země. Od tohoto okamžiku bylo možné zaznamenat všechny výkyvy rychlosti rotace Země s periodou delší než jeden měsíc. Na obrázku 1.28 je znázorněn průběh průměrných měsíčních odchylek za období 1955-2000.

Od roku 1956 do roku 1961 Rotace Země se v letech 1962 až 1972 zrychlila. - zpomalil a od roku 1973. do současnosti – opět se zrychlil. Toto zrychlení ještě neskončilo a bude pokračovat až do roku 2010. Zrychlení rotace 1958-1961 a zpomalení 1989-1994. jsou krátkodobé výkyvy. Sezónní výkyvy způsobují, že rychlost rotace Země je nejpomalejší v dubnu a listopadu a nejvyšší v lednu a červenci. Lednové maximum je výrazně menší než červencové maximum. Rozdíl mezi minimální odchylkou trvání pozemského dne od normy v červenci a maximem v dubnu nebo listopadu je 0,001 s.

Obr.1.28. Průměrné měsíční odchylky trvání pozemského dne od normy za 45 let

Studium nerovnoměrnosti rotace Země, nutace zemské osy a pohybu pólů má velký vědecký i praktický význam. Znalost těchto parametrů je nezbytná pro určení souřadnic nebeských a pozemských objektů. Přispívají k rozšiřování našich znalostí v různých oblastech geověd.

V 80. letech 20. století nahradily astronomické metody určování parametrů rotace Země nové metody geodézie. Dopplerovská pozorování družic, laserové určování vzdálenosti Měsíce a satelitů, globální polohovací systém GPS, rádiová interferometrie jsou účinnými prostředky pro studium nerovnoměrné rotace Země a pohybu pólů. Nejvhodnější pro rádiovou interferometrii jsou kvasary - výkonné zdroje radiové emise extrémně malých úhlových rozměrů (méně než 0,02²), které jsou zjevně nejvzdálenějšími objekty vesmíru, prakticky nehybné na obloze. Kvazarová rádiová interferometrie představuje nejúčinnější a na optických měřících nezávislý prostředek pro studium rotačního pohybu Země.

Země je neustále v pohybu, otáčí se kolem Slunce a kolem své vlastní osy. Tento pohyb a neustálý sklon zemské osy (23,5°) určuje mnoho jevů, které pozorujeme jako normální jevy: noc a den (díky rotaci Země kolem své osy), změnu ročních období (v důsledku sklon zemské osy) a různé klima v různých oblastech. Zeměkoule se dají otáčet a jejich osa je nakloněna jako zemská osa (23,5°), takže s pomocí zeměkoule můžete poměrně přesně sledovat pohyb Země kolem své osy a pomocí systému Země-Slunce může sledovat pohyb Země kolem Slunce.

Rotace Země kolem své osy

Země se otáčí kolem své vlastní osy ze západu na východ (proti směru hodinových ručiček při pohledu ze severního pólu). Zemi trvá 23 hodin, 56 minut a 4,09 sekund, než dokončí jednu úplnou otáčku kolem své vlastní osy. Den a noc jsou způsobeny rotací Země. Úhlová rychlost rotace Země kolem její osy neboli úhel, o který se otáčí kterýkoli bod na povrchu Země, je stejná. Za hodinu je 15 stupňů. Ale lineární rychlost rotace kdekoli na rovníku je přibližně 1 669 kilometrů za hodinu (464 m/s), na pólech klesá k nule. Například rychlost rotace na 30° zeměpisné šířky je 1445 km/h (400 m/s).
Rotaci Země nevnímáme z toho prostého důvodu, že paralelně a současně s námi se všechny objekty kolem nás pohybují stejnou rychlostí a nedochází k žádným „relativním“ pohybům objektů kolem nás. Pokud se například loď pohybuje rovnoměrně, bez zrychlení nebo brzdění, mořem za klidného počasí bez vln na hladině, vůbec nepocítíme, jak se taková loď pohybuje, pokud jsme v kajutě bez okénkem, protože všechny předměty uvnitř kajuty se budou pohybovat paralelně s námi a lodí.

Pohyb Země kolem Slunce

Zatímco se Země otáčí kolem své vlastní osy, při pohledu ze severního pólu se také otáčí kolem Slunce ze západu na východ proti směru hodinových ručiček. Zemi trvá jeden hvězdný rok (asi 365,2564 dne), než dokončí jednu úplnou otáčku kolem Slunce. Dráha Země kolem Slunce se nazývá dráha Země a tato oběžná dráha není dokonale kulatá. Průměrná vzdálenost od Země ke Slunci je přibližně 150 milionů kilometrů a tato vzdálenost se pohybuje až do 5 milionů kilometrů a tvoří malou oválnou dráhu (elipsu). Bod na oběžné dráze Země nejblíže Slunci se nazývá perihelion. Země prochází tímto bodem začátkem ledna. Bod oběžné dráhy Země nejdále od Slunce se nazývá Aphelion. Země prochází tímto bodem začátkem července.
Protože se naše Země pohybuje kolem Slunce po eliptické dráze, rychlost na oběžné dráze se mění. V červenci je rychlost minimální (29,27 km/s) a po projetí afélia (horní červený bod v animaci) začíná zrychlovat a v lednu je rychlost maximální (30,27 km/s) a po průjezdu začíná zpomalovat. perihélium (spodní červená tečka).
Zatímco Země udělá jednu otáčku kolem Slunce, urazí vzdálenost rovnající se 942 milionům kilometrů za 365 dní, 6 hodin, 9 minut a 9,5 sekund, to znamená, že se spolu se Zemí řítíme kolem Slunce průměrnou rychlostí 30 km za sekundu (neboli 107 460 km za hodinu) a zároveň se Země otočí kolem své vlastní osy jednou za 24 hodin (365krát za rok).
Ve skutečnosti, pokud vezmeme v úvahu pohyb Země pečlivěji, je to mnohem složitější, protože Zemi ovlivňují různé faktory: rotace Měsíce kolem Země, přitažlivost jiných planet a hvězd.

Proč dochází ke změně dne a noci? Vy jste samozřejmě sledovali východy a západy slunce více než jednou. Proč si myslíte, že k nim dochází? Slunce nikdy nepřestane svítit, že? Jednoduchá zkušenost vám to pomůže pochopit. Pokud ze strany namíříte rozsvícenou baterku na běžný školní glóbus v tmavé místnosti, pak bude jedna polovina osvětlena a druhá polovina bude ve stínu. Stejně tak paprsky Slunce osvětlují naši planetu ve věčné temnotě vesmíru.

Pomyslná osa Země probíhá přímočaře od severního pólu k jižnímu pólu. Země se kolem něj otáčí od západu k východu a obnažuje Slunce nejprve na jednu, potom na druhou stranu. Na osvětlené straně je den, na opačné ve stejnou dobu noc. kolem své osy určuje změnu dne a noci.

Země se otočí kolem své osy za 23 hodin 56 minut, tedy za den. Den je jednotka času, která se přibližně rovná periodě rotace Země kolem své osy. Den se obvykle dělí na noc, ráno, odpoledne a večer.

Standardní čas

Kvůli rotaci Země kolem své osy nemůže být denní doba v různých částech zeměkoule stejná. Proto byla pro pohodlí zavedena časová pásma: zemský povrch byl rozdělen poledníky na 24 zón každých 15 stupňů zeměpisné délky.

Nazývá se denní doba v rámci jednoho časového pásma pás. Časový rozdíl mezi zónami je jedna hodina. Výchozím bodem pro časová pásma je Greenwichský poledník, který prochází městem Greenwich (to je nedaleko Londýna, kde se nachází Greenwichská observatoř). Odtud se pásy počítají na východ. Jinými slovy, při pohybu na východ se standardní čas zvyšuje a při pohybu na západ se snižuje.

Pokud je v Greenwichi 12 hodin, pak první zóna na východ od ní je 13 hodin a první zóna na západ je 11 hodin. 12. časové pásmo je považováno za začátek nového dne. Když tedy na Dálném východě začíná nový den, na západní polokouli stále trvá ten předchozí.

V roce 2011 prezident naší země podepsal federální zákon, kterým se v Rusku zřizuje devět časových pásem. Hranice těchto zón jsou stanoveny s přihlédnutím k hranicím republik, území a regionů Ruské federace. Časové pásmo má stejný čas. Také v roce 2011 byl v Rusku zrušen přechod na zimní čas.

Země se otáčí kolem osy od západu k východu, tedy proti směru hodinových ručiček při pohledu na Zemi z Polárky (severního pólu). V tomto případě je úhlová rychlost rotace, tedy úhel, o který se otáčí kterýkoli bod na zemském povrchu, stejná a činí 15° za hodinu. Lineární rychlost závisí na zeměpisné šířce: na rovníku je nejvyšší - 464 m/s, a geografické póly jsou stacionární.

Hlavním fyzikálním důkazem rotace Země kolem své osy je experiment s Foucaultovým kyvným kyvadlem. Poté, co francouzský fyzik J. Foucault v roce 1851 provedl svůj slavný experiment v pařížském Pantheonu, rotace Země kolem své osy se stala neměnnou pravdou. Fyzikální důkaz o axiální rotaci Země poskytuje také měření oblouku 1° poledníku, což je 110,6 km na rovníku a 111,7 km na pólech (obr. 15). Tato měření dokazují stlačení Země na pólech, a to je charakteristické pouze pro rotující tělesa. A konečně třetím důkazem je odchylka padajících těles od olovnice ve všech zeměpisných šířkách kromě pólů (obr. 16). Důvodem této odchylky je jejich setrvačnost udržující vyšší lineární rychlost bodu A(ve výšce) ve srovnání s bodem V(v blízkosti zemského povrchu). Při pádu jsou předměty na Zemi vychylovány na východ, protože se otáčí ze západu na východ. Velikost odchylky je maximální na rovníku. Na pólech padají tělesa vertikálně, aniž by se odchýlila od směru zemské osy.

Geografický význam osové rotace Země je extrémně velký. Především to ovlivňuje postavu Země. Stlačení Země na pólech je výsledkem její axiální rotace. Dříve, když se Země otáčela vyšší úhlovou rychlostí, byla polární komprese větší. Prodlužování dne a v důsledku toho zmenšení rovníkového poloměru a zvětšení polárního je doprovázeno tektonickými deformacemi zemské kůry (poruchy, vrásy) a restrukturalizací zemského makroreliéfu.

Důležitým důsledkem osové rotace Země je vychylování těles pohybujících se v horizontální rovině (vítry, řeky, mořské proudy atd.). z jejich původního směru: na severní polokouli – právo, na jihu - vlevo(toto je jedna ze sil setrvačnosti, nazývaná Coriolisovo zrychlení na počest francouzského vědce, který tento jev jako první vysvětlil). Podle zákona setrvačnosti se každé pohybující se těleso snaží udržet nezměněný směr a rychlost svého pohybu ve světovém prostoru (obr. 17). Vychýlení je výsledkem toho, že se tělo účastní současně translačních i rotačních pohybů. Na rovníku, kde jsou meridiány navzájem rovnoběžné, se jejich směr ve světovém prostoru při rotaci nemění a odchylka je nulová. Směrem k pólům se odchylka zvyšuje a stává se největší na pólech, protože tam každý poledník mění svůj směr v prostoru o 360° za den. Coriolisova síla se vypočítá podle vzorce F = m x 2ω x υ x sin φ, kde F - Coriolisova síla, T– hmotnost pohybujícího se tělesa, ω – úhlová rychlost, υ – rychlost pohybujícího se tělesa, φ – zeměpisná šířka. Projev Coriolisovy síly v přírodních procesech je velmi rozmanitý. Právě kvůli ní vznikají v atmosféře víry různých měřítek, včetně cyklón a anticyklón, větry a mořské proudy se odchylují od směru gradientu, ovlivňují klima a skrze něj přirozenou zonálnost a regionalitu; S tím je spojena asymetrie velkých říčních údolí: na severní polokouli má mnoho řek (Dněpr, Volha atd.) z tohoto důvodu strmé pravé břehy, levé břehy jsou ploché a na jižní polokouli je tomu naopak.

S rotací Země je spojena přirozená jednotka měření času - den a stane se změna dne a noci. Jsou hvězdné a slunečné dny. Hvězdný den– časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími horními kulminacemi hvězdy přes poledník pozorovacího bodu. Během hvězdného dne se Země úplně otočí kolem své osy. Jsou rovny 23 hodinám 56 minutám 4 sekundám. Hvězdné dny se využívají pro astronomická pozorování. Skutečné sluneční dny– časový úsek mezi dvěma po sobě jdoucími horními kulminacemi středu Slunce přes poledník pozorovacího bodu. Délka skutečného slunečního dne se v průběhu roku mění, především kvůli nerovnoměrnému pohybu Země po její eliptické dráze. Proto jsou také nepohodlné pro měření času. Pro praktické účely používají průměrné slunečné dny. Střední sluneční čas se měří takzvaným středním Sluncem – pomyslným bodem, který se rovnoměrně pohybuje podél ekliptiky a udělá za rok celou otáčku, jako skutečné Slunce. Průměrný sluneční den je 24 hodin, jsou delší než hvězdné dny, protože Země se otáčí kolem své osy ve stejném směru, ve kterém se pohybuje na své oběžné dráze kolem Slunce úhlovou rychlostí asi 1° za den. Z tohoto důvodu se Slunce pohybuje na pozadí hvězd a Země se stále musí „otočit“ asi o 1°, aby Slunce „došlo“ ke stejnému poledníku. Během slunečního dne se tedy Země otočí přibližně o 361°. Pro přepočet skutečného slunečního času na střední sluneční čas se zavádí korekce – tzv rovnice času. Jeho maximální kladná hodnota je + 14 minut 11. února, maximální záporná hodnota je –16 minut 3. listopadu. Za začátek průměrného slunečního dne se považuje okamžik spodní kulminace průměrného Slunce – půlnoc. Tento druh počítání času se nazývá občanský čas.

V každodenním životě je také nepohodlné používat střední sluneční čas, protože je pro každý poledník jiný, místního času. Například na dvou sousedních polednících zakreslených s intervalem 1° se místní čas liší o 4 minuty. Přítomnost různých místních časů v různých bodech ležících na různých polednících vedla k mnoha nepříjemnostem. Proto byl na Mezinárodním astronomickém kongresu v roce 1884 přijat pásmový čas. Za tímto účelem byl celý povrch zeměkoule rozdělen do 24 časových pásem, každé po 15°. Pro standardní čas Je akceptován místní čas středního poledníku každé zóny. Pro převod místního času na standardní čas a zpět existuje vzorec T n – m = N – λ °, Kde T n - standardní čas, m – místní čas, N– počet hodin rovný číslu pásu, λ ° – zeměpisná délka vyjádřená v hodinových jednotkách. Nultý (také známý jako 24.) pás je ten, jehož středem prochází nultý (Greenwichský) poledník. Jeho čas je brán jako univerzální čas. Díky znalosti univerzálního času je snadné vypočítat standardní čas pomocí vzorce T n = T 0 + N, Kde T 0 - univerzální čas. Pásy se počítají na východ. Ve dvou sousedních pásmech se standardní čas liší přesně o 1 hodinu Pro usnadnění nejsou hranice časových pásem na zemi vedeny striktně podél poledníků, ale podél přirozených hranic (řeky, hory) nebo státních a správních hranic.

d. Podobná „směna“ funguje v celém Rusku s výjimkou Kaliningradské oblasti, jejíž čas ve skutečnosti odpovídá druhému časovému pásmu. Rýže. 17. Odchylka těles pohybujících se po poledníku na severní polokouli - doprava, na jižní polokouli - doleva V řadě zemí se čas posouvá o hodinu dopředu pouze v létě. V Rusku od roku 1981 na období od dubna do října letní čas posunutím času o další hodinu dopředu oproti mateřské dovolené. V létě tedy čas v Moskvě skutečně odpovídá místnímu času na poledníku 60°E. d. Čas, podle kterého žijí obyvatelé Moskvy a druhé časové pásmo, ve kterém se nachází

Moskva. V naší zemi se jízdní řády vlaků a letadel sestavují podle moskevského času a čas je vyznačen na telegramech. Jedná se o konvenční čáru na povrchu zeměkoule, na jejíchž obou stranách se hodiny a minuty shodují a kalendářní data se liší o jeden den. Například na Nový rok v 0:00 na západ od této linie je již 1. leden nového roku a na východ teprve 31. prosince starého roku. Při překročení hranice dat ze západu na východ je jeden den vrácen v počítání kalendářních dnů a od východu na západ je jeden den v počítání dat vynechán.

Změna dne a noci vytváří denní rytmus v živé i neživé přírodě. Cirkadiánní rytmus je spojen se světelnými a teplotními podmínkami. Každodenní kolísání teplot, denní a noční vánek atd. je velmi dobře znát. Je známo, že fotosyntéza je možná pouze ve dne, za přítomnosti slunečního světla, a že mnoho rostlin otevírá své květy v různé hodiny. Podle doby aktivity lze zvířata rozdělit na noční a denní: většina z nich je vzhůru ve dne, ale mnoho (sovy, netopýři, můry) bdí v noční tmě. Lidský život také plyne v cirkadiánním rytmu.

Rýže. 18. Soumrak a bílé noci

Období plynulého přechodu z denního světla do noční tmy a zpět se nazývá za soumraku. V jsou založeny na optickém jevu pozorovaném v atmosféře před východem a po západu Slunce, kdy je ještě (nebo již) pod obzorem, ale osvětluje oblohu, od níž se světlo odráží. Trvání soumraku závisí na deklinaci Slunce (úhlová vzdálenost Slunce od roviny nebeského rovníku) a zeměpisné šířce pozorovacího místa. Na rovníku je soumrak krátký a přibývá se zeměpisnou šířkou. Existují tři období soumraku. Občanský soumrak jsou pozorovány, když se střed Slunce ponoří pod obzor mělce (v úhlu do 6°) a na krátkou dobu. Toto je ve skutečnosti bílé noci, když se večerní svítání potká s ranním svítáním. V létě jsou pozorovány v zeměpisných šířkách 60° a více. Například v Petrohradu (59°56" s. š.) trvají od 11. června do 2. července, v Archangelsku (64°33" s. š.) - od 13. května do 30. července. Navigační soumrak pozorováno, když se střed slunečního disku ponoří 6–12° pod obzor. V tomto případě je viditelná linie horizontu a z lodi můžete určit úhel hvězd nad ní. a nakonec, astronomický soumrak jsou pozorovány, když se střed slunečního disku ponoří pod horizont o 12–18°. Úsvit na obloze přitom stále brání astronomickým pozorováním slabých svítidel (obr. 18).

Rotace Země dává dva pevné body - geografické póly(průsečíky pomyslné osy rotace Země se zemským povrchem) - a umožňuje nám tak sestrojit souřadnicovou síť rovnoběžek a poledníků. Rovník(lat. rovník - nivelačka) - čára průsečíku zeměkoule s rovinou procházející středem Země kolmo k její rotační ose. Paralely(Řecký paralelos – běžící vedle sebe) – průsečíky zemského elipsoidu s rovinami rovnoběžnými s rovníkovou rovinou. Meridiány(lat. meridlanus - poledne) - čára průsečíku zemského elipsoidu s rovinami procházejícími oběma jeho póly. Délka 1. poledníku je v průměru 111,1 km.