Aarde rotatie

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Spring naar navigatie Spring naar zoeken
Illustratie van de rotatie van de aarde
De beweging van het aardoppervlak ten opzichte van de sterrenhemel als gevolg van de rotatie van de aarde

De draaiing van de aarde is de draaiing van de aarde om haar eigen as . De rotatie-as wordt de as van de aarde genoemd . De aarde draait naar het oosten . Gezien vanaf de Poolster draait de aarde tegen de klok in .

De rotatievector van de aarde wijst volgens de rechtse spiraalregel precies naar het noorden van de aarde, en dus bijna precies naar de poolster. Alle punten op het aardoppervlak, met uitzondering van de twee polen, bewegen in de (lokale) oostrichting. Voor een waarnemer die met zijn hoofd naar het noorden op de grond ligt en naar de sterren in het zenit kijkt, beweegt een op de aarde gefixeerde mastpunt (binnen een minuut zichtbaar vergeleken met een zeer nabije ster) ook naar het oosten, maar in de hemel door van onderaf te kijken, gezien vanaf de binnenkant van de aarde, ligt aan de linkerkant.

De gemiddelde duur van één omwenteling ten opzichte van de kosmische achtergrond waarvan wordt aangenomen dat deze in rust is - de gemiddelde sterrendag - is 23 uur 56 min 4,10 s . Dit komt overeen met de nominale gemiddelde hoeksnelheid bepaald door de IERS van 7.292115 × 10 −5 rad /s [1] of, als deze hoeksnelheid wordt vermenigvuldigd met de equatoriale straal 6378.137 km , een omtreksnelheid van 465,1 m/s . Tegenwoordig dienen extragalactische radiobronnen die door middel van radio-interferometrie worden waargenomen als referentiepunten voor het nauwkeurig meten van de rotatieperiode. Tot enkele decennia geleden waren er echter geen statische referentiepunten beschikbaar die aan hogere eisen zouden hebben voldaan. De voor waarneming toegankelijke sterren waren vanwege hun eigen beweging slechts in beperkte mate geschikt.

In de astronomische praktijk is de rotatie daarom meestal gerelateerd aan de lente-equinox , waarvan de positie altijd kan worden berekend ten opzichte van de sterren en planeten. De tijd die de aarde nodig heeft om de lente-equinox respect in te nemen na één omwenteling dezelfde positie, is een siderische dag en is slechts 23 h 56 min 4.091 s De precessie van de aarde is de reden dat een siderische dag ongeveer 8 milliseconden langer is als een sterrendag.

Als je de sterrendag opdeelt in 24 uur * (uren sterrentijd ), dan is de sterrentijd een directe maat voor de rotatiehoek van de aarde. Het kennen van de sterrentijd kan daarom het huidige zicht op de lucht bepalen. Met name voor de betrokken waarnemer culmineert de lente-equinox om 24 uur * .

Let op de inconsistente aanduiding: de siderische dag verwijst, ondanks zijn naam, niet naar de sterren, maar naar de lente-equinox. De siderische dag heeft betrekking op de sterren. De Engelse namen (gedefinieerd door de IERS ) zijn bijvoorbeeld precies het tegenovergestelde: de siderische dag heet siderische dag , terwijl de siderische dag stellaire dag wordt genoemd.

zonnige dag

Sterrendag (van 1 tot 2) en zonnedag (van 1 tot 3)

De zonnige dag is de periode van het ene hoogtepunt van de zon tot het andere en dient als basis voor de dagelijkse tijdmeting. Het duurt gemiddeld 24 uur en is dus iets langer dan een sterrendag. Het verschil tussen de lengte van de sterrendag en de lengte van de zonnedag is het gevolg van de jaarlijkse beweging van de aarde rond de zon. Na een volledige omwenteling is de aarde bijna één booggraad in haar baan bewogen (360 graden in ongeveer 365 dagen). De aarde moet om dezelfde hoek blijven draaien totdat de zon in dezelfde richting als de dag ervoor aan de hemel te zien is. Dit duurt gemiddeld zo'n 4 minuten.

Omdat de elliptische baan van de aarde in de loop van het jaar met verschillende snelheden wordt afgelegd en omdat de ecliptica naar de hemelevenaar helt, zijn niet alle zonnige dagen van een jaar even lang. Er wordt daarom onderscheid gemaakt tussen de echte zonnige dag als de periode tussen twee hoogste zonnestanden en de gemiddelde zonnige dag van dezelfde lengte, waarvan de lengte overeenkomt met de lengte van de echte zonnige dagen gemiddeld over een jaar. De gemiddelde zonnige dag was per definitie verdeeld in 24 uur. Daarom lopen klokken volgens een gemiddelde zon, in tegenstelling tot zonnewijzers , die van nature de werkelijke zon als basis nemen. Het tijdsverschil tussen de gemiddelde zonnetijd en de werkelijke zonnetijd wordt de tijdsvereffening genoemd .

As van rotatie

Vanwege het traagheidsmoment van de aarde is de richting van de rotatie-as in de ruimte (bijna, zie hieronder) constant. In het noorden wijst de aardas momenteel naar een punt aan de hemel dat net onder een graad naast een ster in het sterrenbeeld Kleine Beer ligt . Voor een aardse waarnemer op het noordelijk halfrond lijkt de lucht eenmaal per dag rond dit punt te draaien. Daarom wordt het punt de hemelse noordpool en de ster Polaris genoemd . In het zuiden wijst de aardas momenteel niet naar een prominente ster.

De rotatie-as helt bijna 23,5 ° ten opzichte van de normaal van het vlak van de baan van de aarde ( schuine stand van de ecliptica ). Tijdens de jaarlijkse baan van de aarde om de zon, is het noordelijk halfrond op de ene helft van de baan en het zuidelijk halfrond op de andere helft min of meer geneigd naar de zon. Op dit halfrond is het zomer vanwege de sterkere zonnestraling; de andere seizoenen ontstaan ​​dienovereenkomstig.

Tijdelijke variabiliteit

Fysieke basis

Door zijn impulsmoment draait de aarde. Het impulsmoment is het product van de rotatiesnelheid van de aarde (uitgedrukt als hoeksnelheid ) en het traagheidsmoment .

Aangezien het impulsmoment een behoudsgrootheid is , kan het alleen worden veranderd door de werking van een extern koppel . Als vector heeft het impulsmoment zowel een grootte als een richting; Constantheid van het impulsmoment betekent dus dat zowel de rotatiesnelheid als de positie van de rotatie-as in de ruimte constant blijven.

De op de aarde werkende koppels zijn zeer klein, zodat hun impulsmoment en dus ook hun rotatiesnelheid evenals de oriëntatie van hun rotatie-as in wezen constant blijven. Veranderingen in de tijd kunnen echter worden bepaald met nauwkeurige meting of observatie van lange tijdsperioden.

De draaisnelheid verandert

  • als het totale impulsmoment verandert door de werking van een extern koppel,
  • als het totale impulsmoment, dat constant blijft, op verschillende manieren wordt herverdeeld over subsystemen ( atmosfeer / mantel / kern ) (de waarnemingen hebben alleen betrekking op de beweging van het subsysteem "mantel met aardkorst"),
  • als het traagheidsmoment van de aarde verandert als gevolg van vervorming (bijv. postglaciale landopheffing ) of massaherverdeling (bijv. smelten van gletsjers), zodat ondanks constant totaal impulsmoment een andere rotatiesnelheid ontstaat ( pirouette-effect ).

De positie van de rotatie-as in de ruimte verandert wanneer externe koppels optreden ( precessie ). Omdat de symmetrie-as van de aarde niet precies samenvalt met zijn rotatie-as, voert het aardlichaam kleine trillingen uit rond de rotatie-as, zodat zijn penetratiepunten door het aardoppervlak binnen een bereik van enkele meters fluctueren ( poolbeweging ).

Variabiliteit van de rotatietijd

Fluctuaties op korte termijn

Daglengten 1962 tot 2015

Nauwkeurige metingen tonen aan dat de duur van een omwenteling en dus de lengte van de dag niet strikt constant is. De afbeelding rechts toont de daglengtes sinds 1962. Het toont de afwijking van de gemeten daglengte van een nominale referentiedag afgeleid uit het internationale systeem van eenheden met een lengte van exact 86.400 SI seconden . Na een aanvankelijke stijging is de trend sinds het begin van de jaren zeventig aan het dalen. Dergelijke fluctuaties , die meerdere decennia tot eeuwen kunnen beslaan, zijn vermoedelijk gebaseerd op massaverplaatsingen in de vloeibare buitenkern van de aarde.

Deze fluctuaties worden gesuperponeerd door fluctuaties die ongeveer tien jaar duren. Ze worden waarschijnlijk veroorzaakt door een uitwisseling van impulsmoment tussen de aardkern en de aardmantel . Ook langdurige verschuivingen in de verdeling van water en ijs op het aardoppervlak spelen waarschijnlijk een rol.

Vooral een jaarlijkse fluctuatie met een amplitude van ongeveer 2 ms is merkbaar. Het is terug te voeren op veranderingen in de positie en sterkte van de grotere jetstreams . Fluctuaties op een tijdschaal van tientallen jaren worden veroorzaakt door de uitwisseling van impulsmoment tussen het aardoppervlak en de atmosfeer (bijvoorbeeld winden die waaien tegen grotere bergketens zoals de Andes of de Rocky Mountains ). Dit laatste verband is inmiddels zo bekend dat meteorologische modellen van de atmosfeer gebruikt kunnen worden om deze fluctuaties te voorspellen (trefwoord: Atmospheric Angular Momentum , AAM).

Vervormingen van de aarde en de oceanen veroorzaakt door getijden veroorzaken tweewekelijkse, maandelijkse, halfjaarlijkse en jaarlijkse proporties van fluctuaties. Ze zijn volledig voorspelbaar en worden daarom vaak afgetrokken van de waarnemingsgegevens om de resterende effecten duidelijker te laten uitkomen. Voordat ze kunnen worden gebruikt, moeten ze opnieuw worden toegevoegd met behulp van de relevante rekenmodellen.

Af en toe, individuele gebeurtenissen zoals: B. Massale verplaatsingen als gevolg van sterke aardbevingen zichtbaar in de gegevens. De grafiek laat duidelijk de effecten zien van een bijzonder uitgesproken El Niño in de winter van 1982/83. De zeebeving 2004 in de Indische Oceaan versnelde rotatie van de aarde zodanig dat de lengte van de dag werd ingekort 8 ps . [2] Een verdere versnelling beleefde de rotatie van de aarde op 11 maart 2011 na de aardbeving in de Stille Oceaan voor de kust van Japan : de aarde draait iets sneller, "een dag is nu 1,8 microseconde korter dan voorheen." [3]

Verplaatsingen van biomassa spelen ook een bepaalde rol. De bewering dat de aarde in de (noordelijke) zomer langzamer draait dan in de winter omdat de bladeren aan de bomen het traagheidsmoment vergroten ( pirouette-effect ) en dat er op het noordelijk halfrond meer bomen staan ​​dan op het zuidelijk halfrond, is niet houdbaar. Zoals de grafiek laat zien, is de lengte van de dag momenteel het kortst in de noordelijke zomer, dus de aarde draait bijzonder snel . De zeker bestaande invloed van het gebladerte wordt dus volledig gemaskeerd door grotere tegengestelde effecten. Een overlappend effect is onder meer de herverdeling van watermassa's in de vorm van sneeuw naar de hoogten van de bergen.

Bij al deze fluctuaties moet er rekening mee worden gehouden dat zelfs relatief kleine invloeden kunnen leiden tot merkbare effecten als de werkingsduur lang genoeg is. Bij schommelingen op langere termijn zijn daarom lagere koppels of veranderingen in het traagheidsmoment noodzakelijk dan bij schommelingen op kortere termijn.

Het verschil tussen UT1 (evenredig met de rotatie van de aarde) en UTC (afgeleid van atoomklokken, met schrikkelseconden) van begin 1973 tot medio 2015

De huidige daglengtes zijn meestal langer dan de referentiedaglengte van 86400 SI seconden. Dit komt doordat de SI-seconde uiteindelijk - via verschillende tussenstappen - is afgeleid van de daglengte die in het midden van de 19e eeuw bestond. Door de langdurige toename van de daglengte die hieronder wordt toegelicht, zijn de dagen tegenwoordig over het algemeen iets langer dan toen. De overschrijding van de dag boven de nominale 86400 s moet regelmatig met een schrikkelseconde gecompenseerd worden. Als de lengte van de dag bijvoorbeeld 2 ms langer is dan de streefwaarde, wordt de rotatie van de aarde elke dag met 2 ms vertraagd in vergelijking met een constante atoomklok . Na 500 dagen zou het verschil zijn opgelopen tot één seconde: de 500ste rotatie zou niet eindigen tot één seconde na middernacht (atoomtijd) van de 500ste dag.

Daarom wordt er met onregelmatige tussenpozen, op hele of halve kalenderjaren, een schrikkelseconde ingevoegd om het verschil klein te houden. Deze tijdschaal, die enerzijds gebaseerd is op de SI-seconde gedefinieerd door atoomklokken en dus strikt uniform is, maar anderzijds is aangepast aan de onregelmatige rotatie van de aarde door schrikkelseconden in te voegen (of mogelijk weg te laten), is gecoördineerd Universele tijd ( UTC ). Met elke positieve schrikkelseconde beweegt het verder weg van de strikt uniforme International Atomic Time ( TAI ), die alleen voor wetenschappelijke en technische doeleinden wordt gebruikt.

In het genoemde voorbeeld zou elk anderhalf jaar een schrikkelseconde nodig zijn. Dit was inderdaad het geval in de jaren tachtig. Zoals de daglengtegrafiek laat zien, heeft de daglengte sinds het midden van de jaren negentig duidelijk de historische waarde benaderd, zodat tussen 1999 en 2006 geen schrikkelseconde nodig was.

Veranderingen op lange termijn

Invloed van de getijden op de rotatie van de aarde en de baan van de maan: De rotatie van de aarde, die ongeveer 28 keer sneller is dan die van de maan, verschuift de getijdenbergen door wrijving naar het oosten met de hellingshoek

De getijdenwrijving oefent een remkoppel uit op de aarde, waardoor de daglengte langzaam maar continu toeneemt. In moderne meetreeksen wordt dit effect bijna volledig verborgen door de hierboven beschreven fluctuaties. Maar omdat het seculier is en daarom vierkant over langere tijdsperioden samenvat, kan het duidelijk worden aangetoond met behulp van traditionele oude en middeleeuwse astronomische waarnemingen en ook numeriek worden bepaald voor het verleden.

Omdat de tijdschaal die de waarnemer gebruikte tot de introductie van atoomklokken altijd was aangepast aan de loop van de zon en dus uiteindelijk aan de rotatie van de aarde, was deze onderhevig aan dezelfde fluctuaties en langdurige afwijkingen als de aarde. rotatie. Aan de andere kant zijn moderne fysieke modellen van planetaire beweging gebaseerd op een strikt uniform tijdsverloop, zoals nu kan worden gerealiseerd met atoomklokken onafhankelijk van de rotatie van de aarde. Concreet wordt hiervoor de zogenaamde terrestrische tijd TT gebruikt. Als men nu de planetaire bewegingen terugberekent om het tijdstip van de waargenomen gebeurtenis in de gelijkmatig lopende TT te bepalen, en dit tijdstip vergelijkt met de traditionele, ongelijk lopende lokale tijd van de waarnemer, vindt men een discrepantie die groter wordt steeds verder gaat men het verleden in. Voor Babylonische berichten rond het jaar −700 bijvoorbeeld, wijkt de traditionele plaatselijke tijd ongeveer vijf tot zes uur af van de tijd die men zou verwachten bij een constante omwenteling van de aarde. Daarom moet er altijd een correctie ΔT worden toegevoegd aan de lokale tijd uit de rapporten om het overeenkomstige tijdstip in de terrestrische tijd te krijgen en om het rapport te kunnen vergelijken met de terugberekening.

Uit de evaluatie van talrijke waarnemingen van de laatste 2700 jaar blijkt dat de daglengte in deze periode met gemiddeld ongeveer 17 s per jaar toenam. [4] [5] Dit komt goed overeen met de onafhankelijke bevinding dat enerzijds de daglengte met ongeveer 23 s per jaar toeneemt als gevolg van de getijwrijving [6] (afgeleid van de waargenomen invloed van de getijwrijving op de beweging van de maan via het behoud van impulsmoment), terwijl het dunner worden van de aarde veroorzaakt door de postglaciale landopheffing als gevolg van het bijbehorende pirouette-effect de lengte van de dag met ongeveer 6,0 s per jaar verkort [7] (omdat het volume van de aarde kan niet veranderen, de opheffing van gebieden nabij de pool leidt tot een krimp van de equatoriale uitstulping - een omwentelingsellipsoïde met minder afvlakking heeft een lager traagheidsmoment).

Voor prehistorie is de snelheid van de rotatie van de aarde af te lezen aan de dagelijkse jaarringen van fossiele mariene organismen met kalkhoudende skeletten. [8] Als de dagelijkse toename wordt gemoduleerd door de maandelijkse verandering van nipp en springtij of door de jaarlijkse verandering van seizoenen (zoals ook kan worden waargenomen bij verwanten van dergelijke organismen die tegenwoordig leven), dan kan het aantal in principe worden bepaald door de ringen de dagen in de maand of in het jaar te tellen. Overeenkomstige studies geven bijvoorbeeld aan dat het jaar 400 miljoen jaar geleden ongeveer 400 dagen telde; uitgaande van dezelfde jaarlijkse duur, duurde een dag slechts ongeveer 21,9 uur. Voor de tijd van 310 miljoen jaar geleden kon daarentegen een dagelijkse duur van 20 uur worden bepaald.

Wiskundige modellen voor de vroege aarde die net opkwam, ongeveer 4 miljard jaar geleden, suggereren een oorspronkelijke daglengte van slechts 14 uur. [9] Andere wetenschappers gaan voor deze fase van de geschiedenis van de aarde uit van een omlooptijd van zes tot zeven uur. [10]

Variabiliteit van de rotatie-as

Precessie en nutatie

Door zijn afplatting heeft de aarde een 20 km dikke equatoriale uitstulping, die helt door de helling van de aardas ten opzichte van het baanvlak. De zwaartekrachten van de zon , de maan en de andere planeten proberen hem in het vlak van de baan te trekken , maar volgens de gyroscopische precessiewet wijkt de aardas loodrecht op dit koppel af. Het behoudt zijn helling van 67 ° ten opzichte van het vlak van de baan, maar zwaait eens in de 26.000 jaar rond op een kegeloppervlak.

Omdat het snijpunt van het equatoriale vlak en de ecliptica dient als de oorsprong van de hemelcoördinaten , veranderen ze seculier in de tijd.

Een andere correctie is nutation , het slingeren om de rotatie-as, met een periode van ongeveer 19 jaar.

Pole beweging

De afstand die de momentane rotatie-as van de aarde in de jaren 2001 tot 2005 op de Noordpool heeft afgelegd

Ongeveer 150 jaar geleden ontdekten astronomen dat de geografische noord- en zuidpool van de aarde niet volledig onveranderlijk zijn. Dergelijke verschuivingen treden op als gevolg van de superpositie van verschillende verschijnselen. Enerzijds bewegen de continenten onder invloed van platentektoniek ten opzichte van elkaar. Vanuit het oogpunt van een meetlocatie op een continent verandert de locatie van de polen geleidelijk.

De symmetrie-as van de aarde valt niet precies samen met de rotatie-as. De rotatie is nog steeds stabiel omdat deze plaatsvindt rond de as met het grootste traagheidsmoment door de afvlakking van de aarde. Anders zou de afwijking zich opstapelen en leiden tot een kanteling van het aardlichaam. Door de stabiele situatie blijft de afwijking beperkt en voert de symmetrie-as van de aarde ongeveer één keer per jaar een precessie-achtige beweging om de rotatie-as uit. Het punt waarop de momentane rotatieas het aardoppervlak doorboort, trekt een onregelmatige spiraal met een maximale diameter van ongeveer 20 m. Deze trilling bestaat uit twee componenten: een trilling die wordt veroorzaakt door periodieke verschuivingen van water- en luchtmassa's met een jaarlijkse periode en een vrije oscillatie met een periode van ongeveer 14 maanden ( Chandler-periode ). De superpositie van de twee betekent dat de amplitude van de totale trilling elke zes jaar tussen ca. 2 m en ca. 8 m schommelt. Gemiddeld drijft de pool langzaam richting 80° west.

Paleografische studies suggereren dat er in het verleden ook grote polaire bewegingen zijn geweest. Sommige bewegingen met een omtrek van meer dan 50 ° vonden ongeveer 800 miljoen jaar geleden plaats. [11] [12] [13]

Aarde rotatie parameters

Voor tal van toepassingen in de astronomie , ruimtevaart , landmeten (vooral astrogeodesie ), enz., is nauwkeurige kennis van de huidige oriëntatie van de aarde in de ruimte noodzakelijk. Als de nauwkeurigheidseisen binnen een bereik liggen waarin de hierboven toegelichte korte- en langetermijnschommelingen merkbaar worden, dan moet hiermee rekening worden gehouden. Hiervoor worden regelmatig de zogenaamde aardrotatieparameters gemeten en gepubliceerd. ze omhelzen

  • de wereldtijdcorrectie dUT1 , die het verschil aangeeft tussen de tijdschaal UT1 , die gekoppeld is aan de variabele rotatie van de aarde, en de gecoördineerde wereldtijd UTC, die is afgeleid van de uniforme atoomtijd. UT1 is evenredig met de rotatie van de aarde en dus een maat voor de huidige rotatiehoek van de aarde. Het verschil dUT1 = UT1 - UTC weerspiegelt de onregelmatigheid van de rotatie van de aarde. Als het verschil groter dreigt te worden dan 0,9 s, wordt een schrikkelseconde in UTC ingevoegd om het verschil weer te compenseren.
  • de poolcoördinaten x en y. Ze beschrijven de positie van de momentane rotatie-as van het aardlichaam (meer precies: de Hemelse Ephemeris Pool) ten opzichte van een bepaald vast punt op het aardoppervlak (de IERS-referentiepool ). De x-as loopt in de richting van de nulmeridiaan (meer precies: de IERS-referentiemeridiaan ) en de y-as in de richting van 90 ° west. Als meeteenheid worden meestal milliboogseconden gebruikt (de afstand tussen de twee punten op het aardoppervlak kan ook in meters worden uitgedrukt).
  • de hemelse polaire fluctuaties en , die de waargenomen afwijkingen van de hemelpool beschrijven van bepaalde wiskundige modellen voor precessie en nutatie. is de afwijking in eclipticale lengte, is de afwijking van de eclipticale scheeftrekking.

De hiervoor benodigde waarnemingen, die wereldwijd regelmatig worden uitgevoerd, worden gecoördineerd, geëvalueerd en gepubliceerd door de International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS).

De gegevens die op deze manier worden verkregen, zijn zelf van wetenschappelijk belang. Ze bevatten informatie over de structuur en fysieke eigenschappen van de aarde, veranderingen in de vorm van de aardbol, veranderingen in de exacte positie van het aardzwaartepunt en geofysische processen die plaatsvinden in het binnenste van de aarde.

De relevante waarnemingen zijn sinds het einde van de negentiende eeuw gedaan door middel van positiemetingen aan sterren of waarnemingen van sterbedekkingen door de maan. De parameters konden elke vijf dagen worden bepaald. Sinds de jaren 70 en 80 zijn VLBI- metingen en GPS- waarnemingen evenals laserafstandsmetingen naar geschikte satellieten en de maan toegevoegd, en zijn er uurlijkse of zelfs iets frequentere meetwaarden vastgelegd. Sinds kort zijn de fluctuaties ook continu te volgen met behulp van ringlasers . De draaihoeken en richting die nodig zijn om de rotatieparameters van de aarde te bepalen, kunnen tegenwoordig worden gemeten met een nauwkeurigheid van ongeveer een halve milliboogseconde. In Centraal-Europa werken verschillende onderzoeksgroepen aan dit onderwerp, onder meer in Hannover ( Jürgen Müller ) en in Wenen ( Harald Schuh ).

De snelheid waarmee het aardoppervlak ter hoogte van de evenaar in oostelijke richting beweegt ligt rond de 1670 km/u en neemt af in de richting van de twee polen door de afnemende omtrek van de parallellen .

Verschijning

Volgens veel mensen is het zonnestelsel ontstaan uit een wolk van gas en stof die door zijn eigen zwaartekracht condenseerde.

Als twee gas- of stofdeeltjes ten opzichte van elkaar bewegen, heeft elk een impulsmoment ten opzichte van de ander, tenzij ze precies naar elkaar toe bewegen. Het bestaan ​​van een impulsmoment is dus niet gebonden aan een cirkelvormige beweging; Een recht of anderszins willekeurig bewogen deeltje draagt ​​ook een impulsmoment ten opzichte van een referentiepunt, mits zijn beweging een zijwaartse component heeft, gezien vanaf dit referentiepunt, d.w.z. niet direct op het referentiepunt gericht. Denk bijvoorbeeld aan een biljartbal die een tweede bal niet helemaal centraal raakt. Beide ballen zullen na de botsing om hun verticale as draaien; het impulsmoment in deze rotaties werd ontleend aan het impulsmoment dat de lineair bewegende bal had ten opzichte van de tweede bal vóór de botsing. Als de ballen aan elkaar zouden kleven wanneer ze elkaar raken, zou het resulterende object roteren. Om dezelfde reden roteren ook de klonten die in een wolk van gas en stof zijn gevormd, omdat het zeer onwaarschijnlijk is dat al hun componenten precies in het midden met elkaar in botsing zijn gekomen. Zelfs nadat de klonten zijn uitgegroeid tot grotere planetesimalen , verandert elke impact van een planetesimal op een protoplaneet zijn rotatie afhankelijk van het punt en de hoek van de impact. Het antwoord op de vraag “Waar komt het impulsmoment vandaan?” is dus: van de ongeordende beweging van de deeltjes, die naast hun met de beweging geassocieerde lineaire impuls ook altijd een impulsmoment hebben en waarvan het impulsmoment niet alle elimineerden elkaar toen ze samenklonterden om planeten te vormen. Hoe compacter het resulterende lichaam is, hoe sneller het roteert (zelfs als het impulsmoment constant blijft) vanwege het pirouette-effect .

De draairichting van de aarde is identiek aan de draairichting op haar baan om de zon, zoals bij bijna alle andere planeten. Alleen Venus draait in de tegenovergestelde richting, en de rotatie-as van Uranus ligt bijna in zijn baanvlak.

een bewijs

De draaiing van de aarde manifesteert zich door Coriolis en middelpuntvliedende krachten op het aardoppervlak. Dit is onder andere te zien aan de draairichting van wolkenwervelingen in lagedrukgebieden .

De rotatie van de aarde veroorzaakt een middelpuntvliedende kracht die toeneemt naarmate de evenaar nadert. Op de evenaar is het gericht tegen de zwaartekracht in , waardoor het gewicht van een object daar minder is dan aan de polen . Samen met de afplatting van de aarde , ook veroorzaakt door middelpuntvliedende kracht, is het verschil 0,53%.

De volgende fysieke experimenten kunnen worden gebruikt om de rotatie van de aarde in het laboratorium aan te tonen:

Zwenkstang volgens Hans Bucka om de draaiing van de aarde te bewijzen
Start experiment: blijf in rust
Einde experiment: staaf draait
  • Draaibare ideale hengel (zie foto's rechts, werkt niet op de evenaar)
Volgens Hans Bucka wordt dit bewijs geleverd met een zwenkbare stang opgehangen in een draaibare houder. [14] Een homogene staaf is op de lengteas nabij het middelpunt gemonteerd met een horizontale rotatie-as met weinig wrijving en bevindt zich aanvankelijk in een horizontale positie en in rust ten opzichte van het aardoppervlak. Niettemin heeft het een impulsmoment dat wordt veroorzaakt door de rotatie van de aarde. Door middel van een geschikt mechanisme (bijvoorbeeld een doorbrandende draad die tussen de houder en het wat langere uiteinde van de staaf wordt gespannen) wordt de staaf door het lichte overgewicht aan één zijde in verticale positie gebracht, waardoor het traagheidsmoment wordt met verschillende ordes van grootte verminderd . Omdat het impulsmoment niet verandert door het behoud van het impulsmoment , begint de staaf te draaien in de draairichting van de aarde, wat zichtbaar kan worden gemaakt met bijvoorbeeld een lichtwijzer , waarvan de spiegel is bevestigd aan de rotatie-as van de beugel.

literatuur

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).