Jordrotation

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Illustration af jordens rotation
Jordens overflades bevægelse i forhold til stjernehimlen på grund af jordens rotation

Rotationen af jorden er den rotationjorden omkring sin egen akse . Rotationsaksen kaldes jordens akse . Jorden vender mod øst . Set fra Nordstjernen roterer jorden mod uret .

Jordens rotationsvektor peger nøjagtigt mod nord på jorden i henhold til den højre spiralregel og dermed næsten præcist til polstjernen. Alle punkter på jordoverfladen, med undtagelse af dens to poler, bevæger sig i (lokal) østlig retning. For en observatør, der ligger med hovedet mod nord på jorden og ser på stjernerne i zenit, bevæger en jordfast mastespids (synlig inden for et minut i forhold til en meget tæt stjerne) sig også mod øst, men i himlen ved at se nedenfra, set indefra jorden, ligger til venstre.

Den gennemsnitlige varighed af en omdrejning i forhold til den kosmiske baggrund, der antages at være i ro - den gennemsnitlige sideriske dag - er 23 timer 56 minutter 4,10 s . Dette svarer til den nominelle gennemsnitlige vinkelhastighed bestemmes af IERS af 7.292115 × 10 -5 rad / s [1] eller, hvis dette vinkelhastigheden multipliceres med den ækvatoriale radius 6378,137 km, en periferihastighed på 465,1 m / s. I dag fungerer ekstragalaktiske radiokilder observeret ved hjælp af radiointerferometri som referencepunkter for den nøjagtige måling af rotationsperioden. Indtil for et par årtier siden var der imidlertid ingen statiske referencepunkter til rådighed, der ville have opfyldt højere krav. Stjernerne, der var tilgængelige til observation, var kun i begrænset omfang egnede på grund af deres rigtige bevægelse .

I astronomisk praksis er rotationen derfor normalt relateret til forårsjævndøgn , hvis position altid kan beregnes i forhold til stjernerne og planeterne. Den tid, det tager Jorden at indtage vernal equinox -respekten efter en revolution samme position, er en siderisk dag og er kun 23 t 56 min 4.091 s. Jordens præcession er årsagen til, at en siderisk dag omkring 8 millisekunder længere er som en siderisk dag.

Hvis du opdeler den sideriske dag i 24 timer * (timers siderisk tid ), så er den sideriske tid et direkte mål for jordens rotationsvinkel. At kende den sideriske tid kan derfor bestemme det aktuelle syn på himlen. Især for den pågældende observatør kulminerer forårsjævndøgn ved 24 -tiden * .

Bemærk den inkonsekvente betegnelse: Den sideriske dag , på trods af sit navn, refererer ikke til stjernerne, men til forårsjævndøgn. Den sideriske dag vedrører stjernerne. De engelske navne (defineret af IERS ) er for eksempel nøjagtigt det modsatte: den sideriske dag kaldes siderisk dag , mens den siderisk dag kaldes stjernedag .

solskinsdag

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

Den solrige dag er perioden fra det ene højdepunkt i solen til det næste og fungerer som grundlag for daglig måling af tid. Det varer i gennemsnit 24 timer og er dermed lidt længere end en siderisk dag. Forskellen mellem længden af ​​den sideriske dag og længden af ​​soldagen skyldes den årlige bevægelse af jorden omkring solen. Efter en fuldstændig rotation har jorden bevæget sig næsten en bue på sin bane (360 grader på ca. 365 dage). Jorden skal fortsætte med at rotere omkring denne samme vinkel, indtil solen kan ses på himlen i samme retning som dagen før. Dette tager cirka 4 minutter i gennemsnit.

Men da jordens elliptiske bane krydses med variable hastigheder i løbet af året, og fordi ekliptikken er skråt mod den himmelske ækvator, er ikke alle solskinsdage i et år af samme længde. Der skelnes derfor mellem den sande solskinsdag som perioden mellem to højeste niveauer af solen og den gennemsnitlige solskinsdag af samme længde, hvis længde svarer til længden af ​​de sande solskinsdage i gennemsnit over et år. Den gennemsnitlige solskinsdag blev per definition opdelt i 24 timer. Derfor kører ure efter en middelværdig sol, i modsætning til solur , som naturligvis tager den faktiske sol som grundlag. Tidsforskellen mellem middel soltid og sand soltid kaldes tidsligningen .

Rotationsakse

På grund af jordens inertimoment er retningen af ​​dens rotationsakse i rummet (næsten, se nedenfor) konstant. Mod nord peger jordaksen i øjeblikket på et punkt på himlen, der ligger lige under en grad ved siden af ​​en stjerne i stjernebilledet Lille bjørn . For en jordisk observatør på den nordlige halvkugle ser det ud til, at himlen roterer omkring dette punkt en gang om dagen. Derfor kaldes punktet himmelsk nordpol og stjernen Polaris . Mod syd peger jordaksen i øjeblikket ikke på en fremtrædende stjerne.

Rotationsaksen hælder næsten 23,5 ° til normalen for planet i jordens kredsløb ( ekliptikens skråhed ). Under jordens årlige kredsløb omkring solen er den nordlige halvkugle på den ene halvdel af kredsløbet og den sydlige halvkugle på den anden halvdel mere eller mindre tilbøjelig til solen. På denne halvkugle er det sommer på grund af den stærkere solstråling; de andre sæsoner opstår i overensstemmelse hermed.

Midlertidig variation

Fysisk grundlæggende

På grund af dets vinkelmoment roterer jorden. Vinkelmomentet er et produkt af jordens rotationshastighed (udtrykt som vinkelhastighed ) og dets inertimoment .

Da vinkelmomentet er en bevarelsesmængde , kan den kun ændres ved hjælp af et eksternt drejningsmoment . Som en vektor har vinkelmomentet både en størrelse og en retning; Konstantitet af vinkelmomentet betyder derfor, at både rotationshastigheden og positionen for rotationsaksen i rummet forbliver konstant.

De drejningsmomenter, der virker på jorden, er meget små, så deres vinkelmoment og dermed også deres rotationshastighed samt orienteringen af ​​deres rotationsakse forbliver i det væsentlige konstant. Ændringer over tid kan imidlertid bestemmes med præcis måling eller observation af lange perioder.

Vendehastigheden ændres

  • hvis det totale vinkelmoment ændres på grund af virkningen af ​​et eksternt moment,
  • hvis den totale vinkelmomentum, som forbliver konstant, omfordeles på forskellige måder til delsystemer ( atmosfære / kappe / kerne ) (observationerne dækker kun bevægelsen af ​​delsystemet "kappe med jordskorpe"),
  • hvis jordens inertimoment ændres som følge af deformation (f.eks. postglacial landhøjning ) eller massefordeling (f.eks. smeltning af gletsjere), så der opnås en anden rotationshastighed på trods af konstant totalt vinkelmoment ( piruetteffekt ).

Positionen for rotationsaksen i rummet ændres, når eksterne drejningsmomenter virker ( prækession ). Da jordens symmetriakse ikke præcist falder sammen med dens rotationsakse, udfører jordens krop små svingninger omkring rotationsaksen, så dens indtrængningspunkter gennem jordoverfladen svinger inden for et område på få meter ( polbevægelse ).

Rotationstidens variation

Kortsigtede udsving

Dagslængder 1962 til 2015

Præcise målinger viser, at varigheden af ​​en revolution og dermed længden af ​​dagen ikke er strengt konstant. Billedet til højre viser daglængderne siden 1962. Det viser afvigelsen af ​​den målte daglængde fra en nominel referencedag afledt af det internationale enhedssystem med en længde på nøjagtigt 86.400 SI sekunder . Efter en indledende stigning har tendensen været faldende siden begyndelsen af ​​1970'erne. Sådanne udsving , der kan strække sig over flere årtier til århundreder, er formodentlig baseret på masseforskydninger i den flydende ydre kerne af jorden.

Disse udsving overlejres af udsving, der varer omkring et årti. De skyldes sandsynligvis en udveksling af vinkelmoment mellem jordens kerne og jordens kappe . Langsigtede forskydninger i fordelingen af ​​vand og is på jordens overflade vil også sandsynligvis spille en rolle.

En årlig udsving med en amplitude på omkring 2 ms er særligt mærkbar. Det kan spores tilbage til ændringer i positionen og styrken af ​​de større jetstrømme . Svingninger på en årtids tidsskala skyldes udveksling af vinkelmoment mellem jordens overflade og atmosfæren (f.eks. Vinde, der blæser mod større bjergkæder som Andesbjergene eller Rocky Mountains ). Sidstnævnte forbindelse er nu så kendt, at meteorologiske modeller af atmosfæren kan bruges til at forudsige disse udsving (søgeord: Atmospheric Angular Momentum , AAM).

Deformationer af jorden og havene forårsaget af tidevand forårsager fluktuationer hver anden uge, månedligt, halvårligt og årligt. De er fuldstændig forudsigelige og fratrækkes derfor ofte observationsdataene for at få de resterende effekter til at skille sig tydeligere ud. Inden de kan bruges, skal de tilføjes igen ved hjælp af de relevante beregningsmodeller.

Indimellem kan enkelte begivenheder som f.eks B. Masseforflytninger på grund af stærke jordskælv synlige i dataene. Grafikken viser tydeligt virkningerne af en særlig udtalt El Niño i vinteren 1982/83. Havskælvet i Det Indiske Ocean i 2004 accelererede jordens rotation i en sådan grad, at dagens længde blev forkortet med 8 μs . [2] En yderligere acceleration oplevede Jordens rotation den 11. marts 2011 efter jordskælvet i Stillehavet ud for Japans kyst : Jorden snurrer lidt hurtigere, "en dag er nu 1,8 mikrosekunder kortere end før." [3]

Flytninger af biomasse spiller også en bestemt rolle. Påstanden om, at jorden roterer langsommere i den (nordlige) sommer end om vinteren, fordi træernes blade øger inertimomentet ( piruetteffekt ), og at der er flere træer på den nordlige halvkugle end på den sydlige halvkugle, er ikke holdbar. Som grafikken viser, er dagens længde i øjeblikket kortest i den nordlige sommer, så jorden roterer særligt hurtigt . Den sikkert eksisterende indflydelse af løvet er således fuldstændig maskeret af større modsatrettede effekter. En overlappende effekt er blandt andet omfordeling af vandmasser i form af sne til bjergets højder.

Med alle disse udsving skal det huskes, at selv relativt små påvirkninger kan være mærkbare effekter, hvis handlingens varighed er lang nok. Ved udsving på længere sigt er derfor lavere drejningsmomenter eller ændringer i inertimomentet nødvendige end ved kortsigtede udsving.

Forskellen mellem UT1 (proportionel med jordens rotation) og UTC (afledt af atomure, med springsekunder) fra begyndelsen af ​​1973 til midten af ​​2015

De aktuelle dagslængder er for det meste længere end referencedagslængden på 86400 SI sekunder. Dette skyldes det faktum, at SI sekund i sidste ende blev afledt - gennem flere mellemliggende trin - fra den dagslængde, der eksisterede i midten af ​​1800 -tallet. På grund af den langsigtede stigning i daglængde forklaret nedenfor, er dagene generelt lidt længere i dag, end de var dengang. Dagens overskydende længde over de nominelle 86400 sek. Skal regelmæssigt med et springsekund kompenseres. For eksempel, hvis dagens længde er 2 ms længere end målværdien, forsinkes jordens rotation med 2 ms hver dag i forhold til et konstant atomur . Efter 500 dage ville forskellen have akkumuleret sig til et sekund: Den 500. rotation ville ikke ende før et sekund efter midnat (atomtid) på den 500. dag.

Et spring -sekund indsættes derfor med uregelmæssige intervaller, i hele eller halve kalenderår, for at holde forskellen lille. Denne tidsskala, der er baseret på den ene side på SI -sekunden defineret af atomure og derfor strengt ensartet, men på den anden side er tilpasset den uregelmæssige rotation af jorden ved at indsætte (eller muligvis udelade) spring -sekunder, er koordineret Universal Time ( UTC ). For hvert positivt spring sekund går det længere væk fra den strengt ensartede International Atomic Time ( TAI ), som kun bruges til videnskabelige og tekniske formål.

I det nævnte eksempel ville et spring på et sekund være nødvendigt hvert halvandet år. Dette var faktisk tilfældet i 1980'erne. Som grafen over dagslængde viser, har dagslængden klart nærmet sig den historiske værdi siden midten af ​​1990'erne, så der ikke var behov for et skridt sekund mellem 1999 og 2006.

Langsigtede ændringer

Tidevandets indflydelse på jordens rotation og månens bane: Jordens rotation, som er omkring 28 gange hurtigere end månens, forskyder tidevandsbjerge ved friktion mod øst ved blyvinklen

Tidevandsfriktionen udøver et bremsemoment på jorden, så daglængden stiger langsomt men kontinuerligt. I moderne måleserier er denne effekt næsten fuldstændig skjult af de ovenfor beskrevne udsving. Men fordi det er sekulært og derfor summerer firkantet over længere perioder, kan det tydeligt demonstreres ved hjælp af traditionelle antikke og middelalderlige astronomiske observationer og også numerisk bestemt for fortiden.

Fordi tidsskalaen, som observatøren brugte, indtil indførelsen af ​​atomure altid var tilpasset solens forløb og dermed i sidste ende jordens rotation, var udsat for de samme udsving og langsigtede drift som jordens rotation. På den anden side er moderne fysiske modeller for planetarisk bevægelse baseret på et strengt ensartet tidsforløb, som nu kan realiseres med atomure uafhængigt af jordens rotation. Specifikt bruges den såkaldte terrestriske tid TT til dette. Hvis man nu beregner planetbevægelserne tilbage for at bestemme tidspunktet for den observerede hændelse i den jævnt løbende TT og sammenligne dette tidspunkt med den traditionelle, ujævnt løbende lokale tid for observatøren, finder man en uoverensstemmelse, der vokser kontinuerligt jo længere man går ind i Fortiden. For babylonske rapporter omkring år −700, for eksempel, adskiller den traditionelle lokale tid sig med cirka fem til seks timer fra det tidspunkt, man kunne forvente under forudsætning af en konstant jordrotation. En korrektion ΔT skal derfor altid tilføjes til den lokale tid taget fra rapporterne for at opnå det tilsvarende tidspunkt i terrestrisk tid og for at kunne sammenligne rapporten med bagberegningen.

Evalueringen af ​​talrige observationer fra de sidste 2700 år viser, at dagslængden i gennemsnit steg med omkring 17 μs om året i denne periode. [4] [5] Dette stemmer godt overens med den uafhængige konstatering af, at daglængden på den ene side stiger med cirka 23 μs om året på grund af tidevandsfriktionen [6] (afledt af tidevandsfriktionens observerede indflydelse på bevægelsen af månen via bevarelsen af ​​vinkelmomentet), mens udtyndingen af ​​jorden forårsaget af den postglaciale landhøjning på grund af den tilhørende piruetteffekt forkorter dagens længde med cirka 6,0 μs pr. år [7] (siden jordens volumen ikke kan ændre sig, fører opløftningen af ​​områder i nærheden af ​​polar til en krympning af ækvatorialudbulingen - en ellipsoid af revolution med mindre udfladning har et lavere inertimoment).

I forhistorisk tid kan jordens rotationshastighed aflæses fra de daglige vækstringe af fossile marine organismer med kalkrige skeletter. [8] Hvis den daglige stigning moduleres af den månedlige ændring af nipp og forårsvande eller af det årlige skift af årstider (som det også kan observeres hos slægtninge til sådanne organismer, der lever i dag), kan antallet i det mindste i princippet bestemmes ved at tælle ringene dagene i måneden eller i året. Tilsvarende undersøgelser tyder f.eks. På, at året for 400 millioner år siden havde omkring 400 dage; under forudsætning af den samme årlige varighed varede en dag kun cirka 21,9 timer. For tiden for 310 millioner år siden kunne derimod bestemmes en daglig varighed på 20 timer.

Matematiske modeller for den tidlige jord, der lige var ved at dukke op, for omkring 4 milliarder år siden, tyder på en original dagslængde på kun 14 timer. [9] Andre forskere antager en rotationsperiode på seks til syv timer for denne fase af jordens historie. [10]

Variation af rotationsaksen

Præcession og nutation

På grund af dens udfladning har jorden en 20 km tyk ækvatorial bule, som er skråt på grund af hældningen af ​​jordens akse mod kredsløbsplanet. Gravitationskræfterne, der udøves af solen , månen og de andre planeter forsøger at trække den ind i kredsløbets plan , men ifølge den gyroskopiske precessionslov afviger jordens akse vinkelret på dette drejningsmoment. Den bevarer sin hældning på 67 ° i forhold til kredsløbets plan, men svinger en gang hvert 26.000 år på en kegleoverflade.

Fordi skæringspunktet mellem ækvatorialplanet og ekliptikken tjener som oprindelse for de himmelske koordinater, ændres de sekulært over tid.

En anden korrektion er nutation , svingningen omkring rotationsaksen, med en periode på cirka 19 år.

Polens bevægelse

Afstanden dækket af jordens øjeblikkelige rotationsakse i årene 2001 til 2005 på Nordpolen

For omkring 150 år siden opdagede astronomer, at Jordens geografiske nord- og sydpoler ikke er fuldstændig uforanderlige. Sådanne skift sker på grund af overlejringen af ​​flere fænomener. På den ene side bevæger kontinenterne sig i forhold til hinanden under påvirkning af pladetektonik . Set fra et målested på et kontinent ændrer polernes placering sig gradvist.

Jordens symmetriakse falder ikke ligefrem sammen med rotationsaksen. Rotationen er stadig stabil, fordi den finder sted omkring aksen med det største inertimoment på grund af udfladning af jorden. Ellers ville afvigelsen bygge op og føre til en tumbling af jordens krop. På grund af den stabile situation forbliver afvigelsen begrænset, og jordens symmetriakse udfører en presession-lignende bevægelse omkring rotationsaksen cirka en gang om året. Det punkt, hvor den momentane rotationsakse gennemborer jordens overflade trækker en uregelmæssig spiral med en maksimal diameter på ca. 20 m. Denne svingning består af to komponenter: en svingning, der er tvunget til periodiske skift af vand og luftmasser med en årlig periode og en fri svingning med en periode på cirka 14 måneder ( Chandler -periode ). Superpositionen af ​​de to betyder, at amplituden af ​​den totale svingning svinger mellem ca. 2 m og ca. 8 m hvert sjette år. I gennemsnit driver polen langsomt mod 80 ° vest.

Paleografiske undersøgelser tyder på, at der også tidligere har været store polarbevægelser. Nogle bevægelser større end 50 ° i omkreds fandt sted for omkring 800 millioner år siden. [11] [12] [13]

Jordens rotationsparametre

For mange anvendelser inden for astronomi , rumrejser , opmåling (især astrogeodesi ) osv. Er præcis viden om jordens nuværende orientering i rummet nødvendig. Hvis nøjagtighedskravene ligger i et område, hvor de korte og langsigtede udsving, der er forklaret ovenfor, bliver mærkbare, skal disse tages i betragtning. Til dette formål måles og offentliggøres de såkaldte jordrotationsparametre regelmæssigt. De omfavner

  • verdens tidskorrektion dUT1 , som angiver forskellen mellem tidsskalaen UT1 , som er koblet til jordens variable rotation, og den koordinerede verdenstid UTC, som er afledt af den ensartede atomtid. UT1 er proportional med jordens rotation og dermed et mål for jordens aktuelle rotationsvinkel. Forskellen dUT1 = UT1 - UTC afspejler uregelmæssigheden af ​​jordens rotation. Hvis forskellen truer med at blive større end 0,9 s, indsættes et spring sekund i UTC for at kompensere for forskellen igen.
  • de polære koordinater x og y. De beskriver placeringen af ​​den momentane rotationsakse for jordens legeme (mere præcist: den himmelske efemerispol) i forhold til et bestemt fast punkt på jordoverfladen ( IERS -referencepolen ). X-aksen løber i retning af primærmeridianen (mere præcist: IERS-reference-meridianen ) og y-aksen i retning af 90 ° vest. Normalt bruges millibuesekunder som måleenhed (afstanden mellem de to punkter på jordoverfladen kan også udtrykkes i meter).
  • de himmelske polarudsving og , som beskriver den observerede afvigelse af den himmelske pol fra visse matematiske modeller for presession og nutation. er afvigelsen i ekliptisk længde, er afvigelsen af ​​ekliptisk skævhed.

De observationer, der kræves hertil, regelmæssigt udført på verdensplan, koordineres, evalueres og offentliggøres af International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS).

De indhentede data er i sig selv af videnskabelig interesse. De indeholder oplysninger om jordens struktur og fysiske egenskaber, ændringer i formen på jordkloden, ændringer i den nøjagtige position af jordens tyngdepunkt og geofysiske processer, der forekommer i jordens indre.

De relevante observationer er foretaget siden slutningen af ​​det nittende århundrede gennem positionsmålinger på stjerner eller observationer af stjernedækninger af månen. Parametrene kunne bestemmes hver femte dag. Siden 1970'erne og 1980'erne er VLBI -målinger og GPS -observationer samt laserafstandsmålinger til passende satellitter og månen blevet tilføjet, og der er registreret time- eller endda noget hyppigere måleværdier. For nylig kan udsvingene også spores kontinuerligt ved hjælp af ringlasere . Rotationsvinklerne og retningen, der kræves for at bestemme jordens rotationsparametre, kan i dag måles med en nøjagtighed på cirka et halvt milliarbuesekund. I Centraleuropa arbejder flere forskergrupper på dette emne, blandt andet i Hannover ( Jürgen Müller ) og i Wien ( Harald Schuh ).

Hastigheden med hvilken jordens overflade bevæger sig i østlig retning ved ækvatorniveau er omkring 1670 km / t og falder i retning af de to poler på grund af den faldende omkreds af parallellerne .

Fremkomst

Ifølge populær tro opstod solsystemet fra en sky af gas og støv, der kondenserede på grund af sin egen tyngdekraft.

Hvis to gas- eller støvpartikler bevæger sig i forhold til hinanden, har hver en vinkelmoment i forhold til den anden, medmindre de bevæger sig præcist mod hinanden. Eksistensen af ​​et vinkelmoment er derfor ikke bundet til en cirkulær bevægelse; En lige eller på anden måde tilfældigt bevæget partikel bærer også en vinkelmoment i forhold til et referencepunkt, forudsat at dens bevægelse har en sidelæns komponent, når den ses fra dette referencepunkt, dvs. ikke er rettet direkte mod referencepunktet. Overvej f.eks. En billardbold, der ikke rammer en anden bold helt centralt. Begge kugler vil rotere rundt om deres lodrette akser efter kollisionen; vinkelmomentet indeholdt i disse rotationer blev taget fra vinkelmomentet, som den lineært bevægelige kugle havde i forhold til den anden kugle før kollisionen. Hvis kuglerne skulle hænge sammen, når de ramte, ville det resulterende objekt rotere. Af samme grund roterer klumperne dannet i en sky af gas og støv også, da det er meget usandsynligt, at alle deres komponenter er kollideret med hinanden nøjagtigt i midten. Selv efter at klumperne er vokset til større planetesimaler , ændrer hver påvirkning af et planetesimal på en protoplanet sin rotation afhængigt af påvirkningens punkt og vinkel. Svaret på spørgsmålet “Hvor kom vinkelmomentet fra?” Er derfor: fra partiklernes uordnede bevægelse, som ud over deres lineære momentum forbundet med bevægelsen også altid bærer et vinkelmoment, og hvis vinkelmoment ikke alle har annullerede hinanden, da de klyngede sig sammen for at danne planeter. Jo mere kompakt den resulterende krop er, jo hurtigere roterer den (selvom vinkelmomentet forbliver konstant) på grund af piruetteeffekten .

Jordens rotationsretning er identisk med rotationsretningen på dens bane omkring solen, som med næsten alle andre planeter. Kun Venus roterer i den modsatte retning, og Uranus ' rotationsakse er næsten i sit kredsløbsplan.

bevis

Jordens rotation manifesterer sig gennem Coriolis og centrifugalkræfter på jordens overflade. Dette kan blandt andet ses i rotationsretningen af skyhvirvler i lavtryksområder .

Jordens rotation forårsager en centrifugalkraft, der stiger, når ækvator nærmer sig. Ved ækvator er den rettet mod tyngdekraften , hvorfor vægten af et objekt der er mindre end ved polerne . Sammen med udfladning af jorden , også forårsaget af centrifugalkraft, er forskellen 0,53%.

Følgende fysiske eksperimenter kan bruges til at demonstrere jordens rotation i laboratoriet:

Drejestang ifølge Hans Bucka for at bevise jordens rotation
Eksperimentets start: hold dig i ro
Eksperimentets afslutning: stangen roterer
  • Drejelig ideel stang (se billeder til højre, fungerer ikke på ækvator)
Ifølge Hans Bucka opnås dette bevis med en drejestang ophængt i en drejelig holder. [14] En homogen stang er monteret på længdeaksen tæt på sit midterpunkt med en vandret rotationsakse med ringe friktion og er i første omgang i en vandret position og i ro i forhold til jordoverfladen. Ikke desto mindre har den en vinkelmoment , der skyldes jordens rotation. Ved hjælp af en passende mekanisme (f.eks. En tråd, der brænder igennem, og som er strakt mellem holderen og den noget længere ende af stangen), bringes stangen i en lodret position på grund af den lille sides letvægt, hvorved den ene side dets inertimoment reduceres med flere størrelsesordener . Da vinkelmomentet ikke ændres på grund af bevarelsen af ​​vinkelmomentet , begynder stangen at rotere i jordens rotationsretning, som f.eks. Kan gøres synlig med en lyspeger , hvis spejl er fastgjort til beslagets rotationsakse.

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).