Zemljina rotacija

Period rotacije Zemlje u relativnom odnosu na Sunce (od pravog podneva do pravog podneva) je njen pravi sunčev dan ili sinodički dan. On ovisi o kretanju Zemlje po orbiti i zbog toga na njega utječu promjene u ekscentricitetu i nagibu Zemljine orbite. Oba variraju kroz hiljade godina^[1] tako da i godišnje varijacije pravog sunčevog dana također variraju. Generalno, pravi sunčev dan dulji je od srednjeg sunčevog dana između dva perioda godine i kraći između sljedeća dva. Pravi sunčev dan sklon je da bude dulji blizu perihela kada se Sunce prividno kreće duž ekliptike pod većim kutom nego inače, kada mu treba oko 10 sekundi dulje. Suprotno tome, oko 10 sekundi je kraći blizu afela. Oko 20 sekundi je duži blizu solsticija kada projekcija prividnog gibanja Sunca duž ekliptika na nebeski ekvator uzrokuje Sunce da se kreće pod većim kutom nego inače. Suprotno tome, blizu ekvinocija projekcija na ekvator je kraća za oko 20 sekundi. Trenutno, efekti perifeliona i solsticija se kombiniraju da bi produljili pravi sunčev dan blizu 22. 12. za 30 srednjih solarnih sekundi, ali efekt solsticija je djelomično poništen efektom afela oko 19. 6. kada je samo 13 sekundi duži. Efekti ekvinocija skraćuju ga oko 26. 3. i 16. 9. za 18, odnosno 21 sekundu.^[2][3][4]

Prosečno trajanje pravog sunčevog dana kroz cijelu godinu je srednji sunčev dan, koji traje 86.400 srednjih sunčevih sekundi. Trenutno, svaka ova sekudna je malo dulja od SI sekunde zato jer je Zemljin srednji sunčev dan sada malo dulji nego što je bio tokom 19. vijeka zbog plimne akceleracija. Prosječna duljina srednjeg sunčevog dana od uvođenja preskočne sekunde 1972. godine je oko 0 do 2 ms veća od 86.400 SI sekunde.^[5][6][7] Nasumične fluktuacije zbog odnosa između jezgre i plašta Zemlje imaju amplitudu od oko 5 ms.^[8][9] Srednju sunčevu sekundu između 1750. i 1892. godine odabrao je 1895. godine Simon Newcomb kao neovisnu jedinicu vremena u svojim Tablicama Sunca. Ove tablice su korištene za izračune Zemljinih efemerida između 1900. i 1983. godine, pa je ova sekunda postala poznata kao efemerijska sekunda. SI sekunda izjednačena je sa efemerijskom sekudnom 1967. godine.^[10]

Pravo sunčevo vrijeme je mjera rotacije Zemlje i razlika između te mjere i srednjeg sunčevog vremena je poznata kao jednadžba vremena.

Period rotacije Zemlje ovisno o fiksnim zvijezdama, nazvan zvjezdani dan od IERS, je 86 164,098 903 691 sekunde srednjeg sunčevog vremena (UT1) (23^h 56^m 4,098 903 691^s, 0,997 269 663 237 16 srednjeg sunčevog dana).^{[11][n 1]} Period rotacije Zemlje ovisno o precesijskom ili pomičnom proljetnom ekvinociju nazvan je siderealni dan,^{[n 2]} kojem je trajanje 86 164,090 530 832 88 sekudni srednjeg sunčevog vremena (UT1) (23^h 56^m 4,090 530 832 88^s, 0,997 269 566 329 08 srednjeg sunčevog dana).^[11] Tako je siderealni dan kraći od zvjezdanog dana za oko 8,4 ms.^[13]

Godine 499. Arijabhata, veliki matematičar i astronom iz klasičnog doba indijske matematike i astronomije procijenio je duljinu siderealnog dana kao 23^h 56^m 4,1^s.^[14]

I zvjezdani dan i siderealni dan su kraći od srednjeg sunčevog dana za oko 3 minute i 56 sekundi. Srednji sunčev dan u SI sekundama dostupan je kod IERS-a za periode od 1623. do 2005. godine.^[15] i 1962. do 2005. godine.^[16]

Nedavno (1999. – 2010.) prosječno godišnje trajanje srednjeg sunčevog dana u odnosu na 86.400 SI sekundi variralo je između 0,25 i 1 ms, što mora biti dodano i zvjezdanim i siderealnim danima danim u srednjem sunčevom vremenu prikazanom gore da bi se dobila njihova trajanja u SI sekundama.

Kutna brzina rotacije Zemlje u inercijskom prostoru je (7,2921150 ± 0.0000001) ×10⁻⁵ radijana po SI sekundi (srednja sunčeva sekunda).^[11] Množeći sa (180°/Π radijana)x(86,400 sekundi/srednjeg sunčevog dana) daje 360.9856°/srednjem sunčevom danu, ukazujući da se Zemlja rotira više od 360° u odnosu na fiksne zvijezde u jednom sunčevom danu. Kretanje Zemlje po svojoj približno kružnoj orbiti dok se rotira jedanput oko svoje osi zahtjeva da se Zemlja zarotira malo više nego jednom u odnosu na fiksne zvijezde prije nego nam srednje Sunce može proći iznad glave opet, iako se rotira samo jednom (360°) u odnosu na Sunce.^{[n 3]} Množeći vrijednost u rad/s sa radijusom ekvatora Zemlje od 6,378.137 m (WGS84 elipsoid) (faktori od 2Π radijana od oba se poništavaju) izručuje brzinu na ekvatoru od 465,1 m/s ili 1674,4 km/h.^[17] Neki izvori izjašnjavaju da je brzina rotacije Zemlje na ekvatoru nešto manja, oko 1669,8 km/h.^[18] To je dobiveno dijeljenjem Zemljinog opsega na ekvatoru sa 24 sata. Premda, korištenje samo jednog opsega implicira samo jednu rotaciju u inercijskom prostoru, pa odgovarajuća vremenska jedinica mora biti siderealni sat. To je potrvrđeno množenjem broja siderealnih dana u jednom srednjem sunčevom danu, 1.002,737.909,350.795^[11], što rezultira brzinu na ekvatoru u srednjim sunčevim satima danu iznad od 1674,4 km/h.

Kutna brzina rotacije Zemlje na nekoj točki može se pretpostaviti množenjem brzine na ekvatoru sa kosinusom širine.^[19] Npr. Svemirski centar Kennedy je smješten na 28.59° sjeverne širine što daje brzinu od 1674 km/h * cos (28.59) = 1470,23 km/h.

Stalno praćenje rotacije Zemlje zahtjeva uporabu dugobazične interferometrije (VLBI) u koordinaciji sa Globalnim pozicijskim sistemom (GPS), satelitskim laserskim mjerenjem (SLR) i ostalim satelitskim tehnikama. Ovo omogućava apsolutne podatke za određivanje univerzalnog vremena, precesije, i nutacije.^[20]

Kroz milijune godina, rotacija se značajno usporila zbog gravitacijske interakcije sa Mjesecom (v. akceleracija plime i oseke). Premda su neki veliki događaji, kao potres u Indijskom oceanu 2004., prouzročili da se brzina rotacije poveća za 3,0 mikrosekunde.^[21] Post-glacijalni udar, koji traje od posljednjeg ledenog doba, mijenja raspored Zemljine mase i tako utječe na Moment inercije Zemlje i, po Zakonu očuvanja kutnog momenta, na period rotacije Zemlje.^[22]

Os Zemljine rotacije kreće se u odnosu na fiksne zvijezde (inercijski prostor); komponente ove kretnje su precesija i nutacija. Os Zemljine rotacije također se kreće u odnosu na Zemljinu koru, što se zove polarno kretanje.

Precesija je rotacija osi Zemljine rotacije, uzrokovana uglavnom vanjskim okretnim momentom od gravitacije Sunca, Mjeseca i ostalih tijela. Polarno kretanje dešava se prvenstveno zbog uvrtanja (nutacije) slobodne jezgre i Chandlerovog kolebanja.

Brzina rotacije Zemlje imala je različite utjecaje tokom vremena, ukljućujući i oblik same Zemlje (geoid), klimu, dubine i struje oceana, te tektonske sile.^[23]

Teoretizira se o tome da se Zemlja formirala kao dio rođenja Sunčevog sistema: ono što je eventualno postalo Sunčev sistem u početku je postojalo kao veliki, rotirajući oblak prašine, kamenja, i plina. Taj oblak bio je sastavljen od vodika i helija nastalih iz Velikog praska, kao i od težih elemenata izbačenih supernovama. Kako je taj međuzvjezdani prah bio nehomogen, svaka asimetrija tokom gravitacijskih djelovanja rezultirala je okretnim momentom eventualnog planeta.^[24] Sadašnji period rotacije Zemlje rezultat je te početne rotacije i ostalih faktora, koji uključuju akceleraciju plime i oseke i hipotetski udar planete Teje.

U rotacijskom referentnom okviru Zemlje, slobodno kretajuće tijelo prati prividni put koji odskače od onoga koje bi pratilo da se nalazi u fiksnom referentnom okviru. Zbog tog Coriolisovog efekta, padajuća tijela skreću prema istoku od vertikalne linije viska ispod točke s koje su otpušteni. I projektili skreću desno na sjevernoj hemisferi (i lijevo na južnoj) od smjera u kojem su ispaljeni. Coriolisov efekt se manifestira na još načina, posebno u meteorologiji, gdje je odgovoran za mijenjanje smjera rotacije ciklona na sjevernoj i južnoj hemisferi. Hooke je, prateći Newtonow prijedlog iz 1679. godine, neuspješno pokušao potvrditi predviđenu devijaciju od 0,5 mm prema istoku tijela bačenog sa visine od 8,2 m, ali prave rezultate tek kasnije krajem 18. odnosno početkom 19. vijeka dobili su Giovanni Battista Guglielmini u Bologni, Johann Friedrich Benzenberg u Hamburgu i Ferdinand Reich u Freibergu, koristeći više tornjeve i pažljivo ispuštene težine.^{[n 4]}

Najslavniji test i dokaz rotacije Zemlje je Foucaultov visak kojeg je prvi izgradio fizičar Leon Foucault 1851. godine. Visak se sastojao od 28 kg teške olovne jezgre obložene mjedom obješene sa 67 m visoke kupole Pantheona u Parizu. Zbog rotacije zemlje pod njišućim viskom ravnina oscilacije čini se da rotira ovisno geografskoj širini. Na širini u Parizu predviđen i promatran pomak bio je oko 11 stupnjeva u smjeru kazaljke na satu po satu. Foucaultovi visci sada se njišu po muzejima po cijelom svijetu. Sve sto je napisano je za 4 5 6 7 8 9 razred.

Nadamo se da vam se svidelo i da je ovo bilo poucno.

• Geodezija
• Sinodički dan
• Sinodički period
• Siderički dan

1. ↑ Aoki, izvor ovih brojki, koristi pojam "sekunde UT1" umjesto "sekundi srednjeg solarnog vremena".^[12]
2. ↑ Siderički ili zvjezdani dan su nedvojbeno terminološki neprecizni termini ne samo zato što je Sunce također zvijezda, već i zato jer ih se može miješati i sa stelarnim danom koji predstavlja "pravi" tj. duži siderički dan.
3. ↑ U astronomiji, za razliku od geometrije, 360° znači vraćanje na istu točku u nekom cikličkom periodu, bilo da se radi o solarnom ili sideričkom danu za rotiranje oko Zemljine osi, odnosno jednoj sideričkoj, tropskoj ili čak srednjoj julijanskoj godini koja sadrži točno 365,25 days dana za revoluciju oko Sunca.
4. ↑ Vidi članak Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation na njemačkoj Wikipediji

Zemljina rotacija na Wikimedijinoj ostavi

• IERS Earth Orientation Center (en)(es)(fr)(ru)