地球自转

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黄道面看地球自转的模拟动画,显示地球以约23.5度的倾角自转
透过长时间曝光摄影技术拍摄的星迹,是实际上静止的星星随地球转动而产生的光迹,为地球自转的证据之一

地球自转是固体的地球绕着自己的轴转动,方向是由西向东。从天球的北极点鸟瞰,地球自转是逆时针旋转;从南极点上空看是顺时针旋转。

自转的周期

真正周期

地球自转的周期是一个恒星日,目前其值为23时56分4秒。但是近年来地球自转周期在缓慢增加(即转速缓慢减小),导致需要对全球计时器进行调整,例如2005年12月31日全球钟表统一加一秒。这样的调整称为闰秒

转动速度

地球自转的角速度大约是每小时15;而表面线速度纬度而变化,是赤道线速度乘以纬度的余弦。因此赤道的线速度是最大的,两极的线速度最小,而赤道线的速度约465.1 m/s。

恒星日与太阳日

春分时从太阳看到的地球转轴倾角(或倾角)和它相对于自转轴轨道平面
在像地球的一个顺行平面,恒星日是短于太阳日。在时间点1,太阳和遥远的恒星都在头顶上(在相同的方向上);在时间点2,行星转动360°,遥远的恒星又出现在头顶上,但太阳并不在头顶上(1→2 =一恒星日);太阳要稍后,在时间点3,才会抵达头顶上(1→3 =一太阳日)。

地球相对于太阳的转动一周的时间(从正午至正午)称为真太阳视太阳日,由于地球椭圆轨道的离心率和自转轴的倾斜,导致均时差的形成。这两者都以数千年的尺度变化[1],所以真太阳日也有周年性的变化。通常,每年有两段时期比平太阳日长,另外两段时期比平均太阳日短[n 1]。当真太阳日在越接近近日点时越长,这是因为这时的太阳看起来在黄道上移动的角度比平常大,朝向近日点接近时,每一天增长的时间大约在10秒钟;反过来,当地球朝向远日点接近时,每一天的时间大约会缩短约10秒钟。当接近至点时,太阳的视运动从黄道上投影至天球赤道上的移动量会增加,导致每一天可以增长约20秒钟;但反过来,在接近分点时,天球赤道和黄道几乎重合,因此没有什么差别。通常,近日点和至点的效果结合,在接近12月22日时,真太阳日每一天可以增长30秒钟;但是至点的效应在远日点时会被抵销一部分,所以约在6月19日,只会增长13秒钟。相对来说,分点的效应,在3月26日(接近春分)大约比平太阳日短18秒钟,在9月16日(接近秋分)大约短21秒钟[2][3][4]

在一年中的真太阳日的平均长度称为平太阳,它包含了86,400平太阳秒。目前,平太阳秒比SI的秒稍稍长了一点点,这是因为地球的平太阳日由于潮汐摩擦已经比在19世纪定义当时长了一些。在1750年至1892年之间的平太阳秒是西蒙·纽康于1895年在制作他的太阳表时制定的独立时间单位。这个表在1900年至1983年被用来计算世界的天体历,所以这种秒也称为历书秒。SI秒在1967年与历书秒是相等的[5]

地球相对于恒星转动一周(360度)称为恒星日,依据国际地球自转服务(IERS)的定义是86,164.098 903 691秒的平太阳时(UT1,等于23h 56m 4.098 903 691s,或0.997 269 663 237 16平太阳日)[6][n 2]。地球相对于岁差或平春分点的转动周期,常被误称为恒星日[n 3],是86,164.090 530 832 88秒的平太阳时(UT1,等于23h 56m 4.090 530 832 88s0.997 269 566 329 08 平均太阳日)[6],因此天文学上用的恒星日比真实的恒星日短了大约8.4 ms[8]

无论是真实的恒星日或是天文学上用的恒星日都比平太阳日短了大约3分 56秒,平太阳日在SI是运用IERS从1623–2005[9]1962–2005的周期[10]

以SI日为基础导出1962-2010年的每天长度变化。

最近(1999年–2010年) 平太阳日的长度是86,400SI秒,变化率在0.25 ms1 ms,必须将这些变化也添加在真实的恒星日和天文的恒星日的长度,以SI秒呈现它们的平太阳时。

地球在惯性空间中的转动速率是每SI秒(7.2921150 ± 0.0000001)×10−5弧度[6]乘上(180°/π弧度)×(86,400秒/平太阳日),得到每平太阳日360.9856°,表明了在一个太阳日的地球转动超过相对于恒星的360°。这是因为地球在接近圆形的绕日轨道上的运动,使得地球必须在转到对向恒星之后还得再多转一点才能再度对向平太阳,使平太阳再度出现在同一个地点的同一方向上,即使相对于平太阳只是旋转了一圈(360°)[n 4]。将地球每秒在赤道上旋转的弧度乘上地球的半径6,378,137 mWGS84椭球,2π弧度的因素在两个项目中都被删除)得到的速度是465.1 m/s1,674.4 km/h1,040.4 mi/h[11]。有些资料来源指出地球的赤道速度较低,或是只有1,669.8 km/h[12],这是以地球的赤道周长除以约24小时获得的结果。但是,这是不自觉的认为我们是在惯性空间中旋转了一圈的时间,因此旋转一圈的较精确时间应该是恒星日。经由乘上平太阳日对恒星日的比值,1.002 737 909 350 795,可以验证这一点[6],因为这会获得前述赤道在平太阳时的速度1,674.4 km/h

对地球自转的长期监测需要甚长基线干涉仪的座标配合全球定位系统卫星激光测距和其它卫星技术配合着使用。这些提供了对世界时进动章动等的绝对参考[13]

过去的数百万年,地球的旋转受到月球引力的交互作用影响减缓了许多:参见潮汐加速。但是有些大型的事件,像是2004年印度洋地震,就使地球的转动加速了大约3微秒[14]。在冰河期后期的后冰河期反弹,是因为地球质量的分布改变影响了地球的惯量,经由角动量守恒,改变了转动速率[15]

地轴的变动

地球的旋转像一个陀螺,轴的指向有在恒星空间中维持一定方向的性质。来自太阳月球和其它行星的外来力量导致这固定的方向有所偏移。地球转轴大型、周期性的变动称为岁差,而较小的变动称为章动极移

岁差

岁差地球的自转轴相对于恒星空间进动分点的位置,相对于在天球上固定不动的恒星,沿着黄道每年向西移动。通常,每年的移动量是50.29",即每71.6年移动1°。这个过程虽然缓慢但会逐年累加起来,完整的岁差圈要经历25,765年(称为柏拉图年),分点在黄道上退行一周360°。

章动

章动(nutation)是在行星陀螺仪的自转运动中,轴在进动中的一种轻微不规则运动,使自转轴在方向的改变中出现如“点头”般的摇晃现象。 地球的章动来自于潮汐力所引起的进动,并使得岁差的速度不是常数,而会随着时间改变。

极移

极移是地球的自转轴在地球表面横越的运动,这是将地球视为在一个固定不变的参考座标系(所谓的地球中心、地心地固坐标系ECEF))下所做的测量,这种变动只有几米。

极移的原因主要有两种,一种是地轴对于惯性偏离的结果,周期大约为14个。另一种是大气季节性运行导致,其周期为一。还有其他一些次要的原因,极移的振幅一般不超过15米。

极移的结果使地球上的纬度经度发生变化。


影响地球自转速度的因素

地球自转速度主要受三个因素影响,总体使其趋慢。

地球自转的规律性

规律性

地轴的进动是一种圆锥形的运动,其规律性如下:

  • 圆锥轴线垂直地球公转轨道平面,指向黄道两极。
  • 圆锥的半径黄赤交角
  • 运动的方向是自东向西,即同地球自转的方向相反。
  • 运动的速度是每年50.29角秒,周期约25800年。

表现

原因

第一,地球形状

因为地球是一个明显的扁球体,所以隆起的部位所受的附加引力总是稍大于另一侧。二者之间的差值,总是存在于接近日月的一侧。

第二,黄赤交角

由于黄赤交角的存在,使得日月经常在赤道面以外对赤道隆起施加引力。这样上述引力差就成为一个力矩,使得地轴趋近黄轴,天极趋近黄极

第三,地球自转

因为上述的引力差,给地球的自转的角动量增加了一个增量,使得地球的自转方向发生偏转。这就是地轴的进动,也就是岁差

起源

艺术家想象下的原行星盘

在理论上,地球的形成是太阳系诞生的一部分:最初只是大量的、旋转中的尘埃岩石气体,最后终于形成太阳系。组成它的化学元素是来自大爆炸产生的,还有超新星释放出的重元素。这个星际尘埃是不均匀的,重力吸积过程上任何的不对称,导致最终形成行星的角动量[16]。 目前的转动周期是初始的旋转受到其它因素影响的结果,包括潮汐力忒伊亚碰撞假说

地球自转的证据

在地球转动的参考座标系中,一个自由运动物体的路径,相对于一个固定参考座标系统,会产生视路径偏移的现象。由于受到科氏力的影响,下落的物体将会从垂直于释放点的铅锤线上向东偏移,并且在北半球的弹道会从它们射出的方向向右偏转(南半球的向左偏转)。科氏力的影响有各种不同的表现形式,特别是在气象现象上,南半球和北半球的气旋有着不同的旋转方向。虎克,依据牛顿在1679年的建议,从8.2米的高度抛下一颗球,预测会向东偏移半毫米,但是这个实验未能成功。而最终在18世纪末和19世纪初才由波洛尼亚Giovanni Battista Guglielmini汉堡Johann Friedrich Benzenberg,和弗莱贝格Ferdinand Reich,使用高塔小心的释放质量才获得结果[n 5]

傅科摆

证明地球自转最著名的证据是傅科摆,它是物理学家莱昂·傅科在1851年首度建造的,他在法国巴黎先贤祠从塔顶悬挂了一个摆长67 m的铁球。由于地球的自转使得摆的摆动平面产生摇摆的振荡,而旋转的速度取决于纬度。在巴黎的纬度,预测和观测到的偏移是每小时大约顺时针的偏转11度。现在,世界各地许多的博物馆都有傅科摆的设置。

相关条目

注解

  1. ^ When Earth's eccentricity exceeds 0.047 and perihelion is at an appropriate equinox or solstice, only one period with one peak balances another period that has two peaks.[2]
  2. ^ Aoki, the ultimate source of these figures, uses the term "seconds of UT1" instead of "seconds of mean solar time".[7]
  3. ^ Sidereal day is arguably a misnomer because the dictionary definition of sidereal is "relating to the stars", thus fostering confusion with the stellar day.
  4. ^ In astronomy, unlike geometry, 360° means returning to the same point in some cyclical time scale, either one mean solar day or one sidereal day for rotation on Earth's axis, or one sidereal year or one mean tropical year or even one mean Julian year containing exactly 365.25 days for revolution around the Sun.
  5. ^ See Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation德语Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation(German Wikipedia article).

参考资料

  1. ^ Derivation of the equation of time
  2. ^ 2.0 2.1 Jean Meeus, Mathematical astronomy morsels (Richmond, Virginia: Willmann-Bell, 1997) 345–6.
  3. ^ Equation of time in red and true solar day in blue
  4. ^ The duration of the true solar day
  5. ^ Leap seconds by USNO
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 IERS EOP Useful constants
  7. ^ Aoki, et al., "The new definition of Universal Time", Astronomy and Astrophysics 105 (1982) 359–361.
  8. ^ Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, ed. P. Kenneth Seidelmann, Mill Valley, Cal., University Science Books, 1992, p.48, ISBN 0-935702-68-7.
  9. ^ IERS Excess of the duration of the day to 86,400s…since 1623 互联网档案馆存档,存档日期2008-10-03. Graph at end.
  10. ^ IERS Variations in the duration of the day 1962–2005
  11. ^ Arthur N. Cox, ed., Allen's Astrophysical Quantities p.244.
  12. ^ Michael E. Bakich, The Cambridge planetary handbook, p.50.
  13. ^ Permanent monitoring
  14. ^ Sumatran earthquake sped up Earth's rotation, Nature, December 30, 2004.
  15. ^ Wu, P.; W.R.Peltier. Pleistocene deglaciation and the earth's rotation: a new analysis. Geophysical Journal of the Royal Astronomical Society. 1984, 76: 753–792. 
  16. ^ Why do planets rotate?. Ask an Astronomer. (原始内容存档于2007-06-09). 

外部链接