Вращение Земли

В очень древние времена люди не имели правильного представления о форме и размерах нашей планеты и о том, какое место она занимает в пространстве. Теперь мы знаем, что физическая поверхность Земли, представляющая сочетание суши и водных пространств, в геометрическом отношении имеет весьма сложную форму; ее нельзя представить ни одной из известных и математически изученных геометрических фигур. На поверхности Земли моря и океаны занимают около 71% , а суша - около 29%; самые же высокие горы и самые большие глубины океанов по сравнению с размерами всей земли ничтожно малы. Так, например, на глобусе диаметром 60 см гора Эверест высотой приблизительно 8840 м изобразиться всего лишь крупинкой в 0,25 мм. Поэтому за общую - теоретическую - форму Земли принимают тело, ограниченное поверхностью океанов, находящейся в спокойном состоянии мысленно продолженной под всеми материками. Эта поверхность называется геоидом (гео - по-гречески “земля”). В первом же приближении фигуру Земли считают эллипсоидом вращения (сфероидом) - поверхностью, образованной в результате вращения эллипса вокруг своей оси.

Размеры земного сфероида определялись неоднократно ,но наиболее фундаментальные из них были установлены в 1940г. советскими учеными Ф.Н. Красовским и А.А. Изотовым. В 1964г. решением Международного астрономического союза (МАС) для земного сфероида принято большая полуось, перпендикулярная малой оси и лежащая в плоскости земного экватора а=6378,16км, малая ось земного сфероида, совпадающая с осью вращения Земли в=6356,78км . Вращение Земли вокруг своей оси можно доказать разными способами.

В древние времена люди полагали, что Солнце, перемещаясь относительно звезд, обходит нашу планету по кругу в течение одного года, Земля же будто бы неподвижна и находится в центре Вселенной. Такая система получила название геоцентрической. Новый этап в развитии астрономии начинается с опубликования в 1543г. книги Н. Коперника “О вращении небесных тел”, в которой изложена гелиоцентрическая (Гелиос- “солнце”) система мира, отражающая действительное строение Солнечной системы. Согласно теории Н. Коперника центром мира является Солнце, вокруг которого движутся шарообразная Земля и все подобные ей планеты и притом в одном направлении, вращаясь каждая относительно одного из своих диаметров, и что только Луна вращается вокруг Земли, являясь его постоянным спутником, и вместе с последней движется вокруг Солнца, при этом примерно в одной и той же плоскости.

Для определения положения тех или иных светил на небесной сфере необходимо иметь “опорные” точки и линии. И здесь прежде всего используется отвесная линия, направление которой совпадает с направлением силы тяжести. Продолженная вверх и вниз эта линия пересекает небесную сферу в точках Z и Z’, называемых соответственно зенитом и надиром.

Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна линии ZZ’, называется математическим или истинным горизонтом. Диаметр РР’, вокруг которого вращается в своем видимом движении небесная сфера (это ее вращение является отражением вращения Земли), и называется осью мира: она пересекает поверхность небесной сферы в двух точках - северном Р и южном Р’ полюсах мира. Большой круг небесной сферы QLQ’F, плоскость которого перпендикулярна оси мира РР’, является небесным экватором; он делит небесную сферу на северное и южное полушария. Вращающаяся вокруг своей оси Земля движется вокруг Солнца по пути, лежащему в плоскости земной орбиты VLWF. Ее историческое название - плоскости эклиптики. По эклиптике происходит видимое годичное движение Солнца. К плоскости небесного экватора эклиптика наклонена под углом 23^27’~23,5^; она пересекает его в двух точках: в точке весеннего и точке осеннего равноденствий. В этих точках Солнце в своем видимом движении переходит соответственно из южного небесного полушария в северное ( 20 и 21 марта) и из северного полушария в южное (22 или 23 сентября).

Только в эти дни равноденствий (два раза в году) лучи Солнца падают на Землю под прямым углом к оси ее вращения и поэтому только два раза в году день и ночь длятся 12 часов (равноденствие), а все остальное время года или день короче ночи или наоборот. Причиной этого является то, что ось вращения Земли не перпендикулярна плоскости эклиптики, а наклонена к ней под углом 66,5^.

Движение Луны вокруг Земли по ряду причин является весьма сложным. Если Землю принять за центр, то орбиту Луны в первом приближении можно считать эллипсом . Когда Луна находится в наибольшей близости к Земле в перигее, ее расстояние от поверхности Земли составляет 356 400км, в апогее это расстояние увеличивается до 406 700км. Среднее же ее расстояние от Земли равно 384 000км. Плоскость орбиты Луны наклонена под углом 5^09’; точки пересечения орбиты с эклиптикой называют узлами, а прямая, их соединяющая, - линией узлов. Линия узлов перемещается навстречу движению Луны, совершая полный оборот за 6793 суток, что составляет около 18,6 лет.

Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел называется драконическим месяцем; его продолжительность равна 27,21 средних солнечных суток. Поскольку линия узлов не остается на месте, Луна по истечении месяца не возвращается точно к своему первоначальному положению на орбите и каждое следующее обращение ее происходит по несколько иному пути. По отношению к звездам полный оборот Луна совершает за 27,32 средних солнечных суток. Этот промежуток времени называется сидерическим /звездным/ месяцем; по происшествии этого месяца Луна возвращается к одной и той же звезде. Обращаясь вокруг Земли, Луна занимает различные положения относительно Солнца, и поскольку она представляет собой темное тело и свети лишь благодаря отражаемым ею солнечным лучам, то при разных положениях Луны относительно Солнца мы видим ее в разных фазах: новолуние, полнолуние, первая четверть и последняя четверть. Период времени от новолуния до новолуния называют синодическим месяцем - около 29,5 солнечных суток. Периодическую смену фаз Луны люди и использовали как вторую меру времени (после суток - периода оборота Земли вокруг своей оси), а именно месяц.

В своем видимом суточном движении по небесной сфере любое небесное тело оказывается в высшей или низшей точке своего пути. Эти моменты называются кульминациями - соответственно верхней и нижней (про небесное тело говорят, что оно кульминирует). В момент кульминации светило пересекает небесный меридиан - большой круг небесной сферы ZPVQZ’P’WQ’, плоскость которого проходит через ось мира РР’ и отвесную линию.

Луна в течение месяца кульминирует в разные часы. В новолуние это происходит в 12 часов, в первой четверти - около 18 часов, в полнолуние - в 0 часов, а в последней четверти - в 6 часов.

Для измерения малых и больших промежутков времени пользуются естественными единицами времени, которые связаны с основными астрономическими явлениями. Малые промежутки времени - сутки, час, минута, секунда - связаны с вращением Земли вокруг Солнца. В основе счета больших промежутков времени лежит тропический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра диска Солнца через точку весеннего равноденствия. Из астрономических наблюдений установлено, что тропический год равняется 365 дням 5 часам 48 минутам 46 секундам. Продолжительность его не остается постоянной, но ее изменение весьма незначительно: за несколько тысячелетий всего лишь на единицы секунд.

Непостоянна и скорость движения Земли по орбите. Одну половину своего пути, с 21 марта по 23 сентября ( летнее “полугодие”), Земля проходит за 186, а вторую, с 23 сентября по 21 марта ( зимнее “полугодие”), за 179 дней.

Повторяющееся ежегодно движение нашей планеты вокруг Солнца называется годичным движением Земли; его следствием и является смена времен года.

При решении астрономических задач пользуются звездными сутками - это промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями на одном и том же географическом меридиане одной и той же звезды или точки весеннего равноденствия. Звездные сутки делятся на 24 звездных часа, каждый час - на 60 звездных минут, а каждая минута - на 60 звездных секунд. Из звездных суток складывается звездный год. Тропический год короче звездного - истинного периода обращения Земли вокруг Солнца - на 1224 секунды, или на 20,4 минуты. За начало звездных суток для точек каждого меридиана принимают момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия. Для измерения звездного времени пользуются звездными часами, находящимися в астрономических обсерваториях и отрегулированных так, что они ежесуточно уходят вперед против обыкновенных часов на 3 минуты 56 секунд. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными (верхними или нижними) кульминациями центра солнечного диска называется истинными солнечными сутками. В практической жизни (в науке, технике и производстве) за основную единицу измерения времени принимают средние солнечные сутки.

До 1956г. значение секунды принималось равным 1: 86 400 части средних солнечных суток, определяемых по вращению Земли вокруг своей оси. Для более точного определения секунды в 1960г. ХI Генеральная конференция по мерам и весам утвердила рекомендованную IX конгрессом МАС в 1955г. ее значение как 1 : 315 569 25,9747 часть тропического года, каким он был на начало 1900г. Такая секунда была названа эфемероидной ; она определяется с погрешностью до. За начало средних солнечных суток принимают момент нижней кульминации среднего солнца. Такой счет времени называют гражданским временем. Часы, которыми мы пользуемся, отрегулированы не по истинному, а по солнечному времени.

Разница между истинным и средним солнечным временем - уравнение времени.

Среднее солнечное время имеет свое собственное значение для каждого меридиана на Земле и поэтому его еще называют местным средним временем.

В соответствии с международным соглашением (Рим, 1883г.) за начальный меридиан для счета географических долгот на нашей планете принят Гринвичский меридиан с долготой, раной 0 ^00’00’’,а местное гринвичское время, отсчитываемое от полуночи, условились называть всемирным или мировым временем.

Наличие в различных пунктах, лежащих на разных меридианах, своего местного времени приводило ко многим неудобствам.

В 1878г. канадский инженер С. Флеминг предложил так называемое поясное время, которое в 1884г. было принято на Международном астрономическом конгресс. По идее С. Флеминга вся поверхность земного шара условно разделяется меридианами на 24 часовых пояса протяженностью каждый в 15^ (1 час) по долготе. Во всех точках каждого часового пояса устанавливается время, соответствующее среднему меридиану данного пояса. За нулевой принят пояс, средним меридианом которого является Гринвичский, от которого нумерация поясов ведется с запада на восток. Поясное время при переходе из одного пояса в смежный изменяется скачком на 1 час.

Впервые поясное время было введено в 1883г. в Канаде и в США; в начале ХХ в. им стали пользоваться в некоторых европейских государствах.

В нашей стране на поясное время перешли впервые с 1 июля 1918г., и вначале им пользовались лишь для целей судоходства. В целях лучшего использования естественного света, т.е. симметричного расположения рабочего дня относительно полдня, и по некоторым экономическим соображениям летом во многих странах мира часы переводят вперед поясного времени на один и больше часов, устанавливая этим так называемое летнее время.

Так, например, поступили во Франции в апреле 1916г. а затем этому последовали и некоторые другие страны. Время, отличающееся от поясного на один час, у нас в стране называется декретным /Декрет СНК 16 июня 1930г./

В каждой точке земного шара новое календарное число, иначе календарная дата, начинается с полуночи. А т.к. в разных местах нашей планеты полночь наступает в разное время, то в одних пунктах новая календарная дата наступает раньше, а в других позднее. Чтобы избежать путаницы в числах месяца, по международному соглашению была установлена линия перемены дат, которая в большей части проходит по меридиану с долготой 180^(12 часов). Здесь и начинается раньше всего новая календарная дата (число месяца).

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: шпоры на экзамен, реферат бесплатно без регистрации.





1  2  3  4  5  6  7  8 | Следующая страница реферата