11 11 2009


An animation showing the rotation of the Earth.

Earth’s axial tilt (or obliquity) and its relation to the rotation axis and plane of orbit.

An animation showing the rotation of the Earth.

Earth’s axial tilt (or obliquity) and its relation to the rotation axis and plane of orbit.

 Rotation period

On a prograde planet like the Earth, the sidereal day is shorter than the solar day. At time 1, the Sun and a certain distant star are both overhead. At time 2, the planet has rotated 360° and the distant star is overhead again but the Sun is not (1→2 = one sidereal day). It is not until a little later, at time 3, that the Sun is overhead again (1→3 = one solar day).
Earth’s rotation period relative to the Sun (its mean solar day) is 86,400 seconds of mean solar time. Each of these seconds is slightly longer than an SI second because Earth’s solar day is now slightly longer than it was during the 19th century due to tidal acceleration. The mean solar second between 1750 and 1892 was chosen in 1895 by Simon Newcomb as the independent unit of time in his Tables of the Sun. These tables were used to calculate the world’s ephemerides between 1900 and 1983, so this second became known as the ephemeris second. The SI second was made equal to the ephemeris second in 1967.[1]
Earth’s rotation period relative to the fixed stars, called its stellar day by the International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), is 86,164.098 903 691 seconds of mean solar time (UT1) (23h 56m 4.098 903 691s).[2][n 1] Earth’s rotation period relative to the precessing or moving mean vernal equinox, misnamed its sidereal day,[n 2] is 86,164.090 530 832 88 seconds of mean solar time (UT1) (23h 56m 4.090 530 832 88s).[2] Thus the sidereal day is shorter than the stellar day by about 8.4 ms.[4] The length of the mean solar day in SI seconds is available from the IERS for the periods 1623–2005[5] and 1962–2005.[6]
Recently (1999–2005) the average annual length of the mean solar day in excess of 86,400 SI seconds has varied between 0.3 ms and 1 ms, which must be added to both the stellar and sidereal days given in mean solar time above to obtain their lengths in SI seconds.
The angular speed of Earth’s rotation in inertial space is 7.2921159 × 10−5 radians per SI second (mean solar second).[2] Multiplying by (180°/π radians)×(86,400 seconds/mean solar day) yields 360.9856°/mean solar day, indicating that Earth rotates more than 360° relative to the fixed stars in one solar day. Earth’s movement along its nearly circular orbit while it is rotating once around its axis requires that Earth rotate slightly more than once relative to the fixed stars before the mean Sun can pass overhead again, even though it rotates only once (360°) relative to the mean Sun.[n 3] Multiplying the value in rad/s by Earth’s equatorial radius of 6,378,137 m (WGS84 ellipsoid) (factors of 2π radians needed by both cancel) yields an equatorial speed of 465.1 m/s, 1,674.4 km/h or 1,040.4 mi/h.[7] Some sources state that Earth’s equatorial speed is slightly less, or 1,669.8 km/h.[8] This is obtained by dividing Earth’s equatorial circumference by 24 hours. However, the use of only one circumference unwittingly implies only one rotation in inertial space, so the corresponding time unit must be a sidereal hour. This is confirmed by multiplying by the number of sidereal days in one mean solar day, 1.002 737 909 350 795,[2] which yields the equatorial speed in mean solar hours given above of 1,674.4 km/h.
The permanent monitoring of the Earth’s rotation requires the use of Very Long Baseline Interferometry coordinated with the Global Positioning System, Satellite laser ranging, and other satellite techniques. This provides the absolute reference for the determination of universal time, precession, and nutation.[9]
Over millions of years, the rotation is significantly slowed by gravitational interactions with the Moon: see tidal acceleration. However some large scale events, such as the 2004 Indian Ocean earthquake, have caused the rotation to speed up by around 3 microseconds.[10]
 Precession
The axis of the Earth’s rotation tends, like the axis of a gyroscope, to maintain its orientation with respect to inertial space. External forces acting on Earth from the Sun, Moon, and planets cause deviations from the fixed orientation. The large, periodic shift of the Earth’s axis is called precession, while the smaller corrections are nutation and polar motion.
 Physical effects
The velocity of the rotation of Earth has had various effects over time, including the Earth’s shape (an oblate spheroid), climate, ocean depth and currents, and tectonic forces.[11]
 Origin of rotation

An artist’s impression of protoplanetary disk.
It is theorized that Earth formed as part of the birth of the Solar System: what eventually became the solar system initially existed as a large, rotating cloud of dust, rocks, and gas. It was composed of hydrogen and helium produced in the Big Bang, as well as heavier elements ejected by supernovas. Then, as one theory suggests, about 4.6 billion years ago a nearby star was destroyed in a supernova and the explosion sent a shock wave through the solar nebula, causing it to gain angular momentum. As the rotating cloud flattened out, some of the gas and dust clustered together due to gravity (eventually becoming planets). Because the initial angular momentum needed to be conserved, the clustered mass started rotating faster (much in the same way an ice skater rotates quicker with his/her arms “clustered” closely to his/her body).[12] The current rotation period of the Earth is the result of this initial rotation and other factors, including tidal friction and the hypothetical impact of Theia.
 Evidence of Earth’s rotation
In the Earth’s rotating frame of reference, a freely moving body follows an apparent path that deviates from the one it would follow in a fixed frame of reference. Because of this Coriolis effect, falling bodies veer eastward from the vertical plumb line below their point of release, and projectiles veer right in the northern hemisphere (and left in the southern) from the direction in which they are shot. The Coriolis effect has many other manifestations, especially in meteorology, where it is responsible for the differing rotation direction of cyclones in the northern and southern hemispheres. Hooke, following a 1679 suggestion from Newton, tried unsuccessfully to verify the predicted half millimeter eastward deviation of a body dropped from a height of 8.2 meters, but definitive results were only obtained later, in the late 18th and early 19th century, by Giovanni Battista Guglielmini in Bologna, Friedrich Benzenberg in Hamburg and Ferdinand Reich in Freiberg, using taller towers and carefully released weights.[13]
 Foucault pendulum
The most celebrated test of Earth’s rotation is the Foucault pendulum first built by physicist Léon Foucault in 1851, which consisted of an iron sphere suspended 67m from the top of the Panthéon in Paris. Because of the earth’s rotation under the swinging pendulum the pendulum’s plane of oscillation appears to rotate at a rate depending on latitude. At the latitude of Paris the predicted and observed shift was about 11 degrees clockwise per hour. Foucault pendulums now swing in museums around the world.



Menampilkan animasi rotasi bumi.

Bumi aksial tilt (atau arah miring) dan hubungannya dengan sumbu rotasi dan bidang orbit.


 Rotasi Bumi

Rotasi bumi rotasi bumi padat di sekitar porosnya sendiri. Bumi berputar ke arah timur. Dilihat dari Polaris Bintang Utara, Bumi ternyata berlawanan arah jarum jam

 Periode Rotasi

Pada prograde planet seperti Bumi, hari yg berkenaan dgn bintang lebih pendek dari hari matahari. Pada waktu 1, Matahari dan bintang jauh tertentu keduanya overhead. Pada saat 2, planet telah diputar 360 ° dan bintang jauh di atas lagi, tapi Matahari tidak (1 → 2 = satu yg berkenaan dgn bintang hari). Hal ini tidak sampai sedikit kemudian, pada waktu 3, bahwa Matahari adalah overhead lagi (1 → 3 = satu hari matahari).
Periode rotasi bumi relatif terhadap matahari (yang berarti hari matahari) adalah 86.400 detik dari mean waktu matahari. Tiap detik ini sedikit lebih panjang daripada SI kedua karena hari matahari bumi sekarang sedikit lebih panjang daripada selama abad ke-19 karena pasang surut percepatan. Matahari mean kedua antara tahun 1750 dan 1892 dipilih pada tahun 1895 oleh Simon Newcomb sebagai unit independen waktu dalam Tabel Matahari. Tabel ini digunakan untuk menghitung ephemerides dunia antara tahun 1900 dan 1983, sehingga kedua ini dikenal sebagai ephemeris kedua. SI kedua dibuat sama dengan detik ephemeris pada tahun 1967. [1]
Periode rotasi bumi relatif terhadap bintang-bintang tetap, disebut sebagai bintang hari oleh International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), adalah 86,164.098 903 691 detik mean waktu matahari (UT1) (23h 56m 4,098 903 691s). [2] [ n 1] periode rotasi bumi relatif terhadap precessing atau bergerak berarti vernal equinox, hari yg berkenaan dgn bintang misnamed nya, [n 2] adalah 86,164.090 530 832 88 detik mean waktu matahari (UT1) (23h 56m 4,090 530 832 meriam 88mm). [2] Dengan demikian, hari yg berkenaan dgn bintang bintang lebih pendek daripada hari sekitar 8,4 ms. [4] Panjang dari mean hari matahari dalam SI detik ini tersedia di IERS untuk periode 1623-2005 [5] dan 1962-2005. [6]
Baru-baru ini (1999-2005) panjang tahunan rata-rata dari mean hari matahari lebih dari 86.400 SI detik telah bervariasi antara 0,3 ms dan 1 ms, yang harus ditambahkan ke yg berkenaan dgn bintang bintang dan hari-hari yang diberikan dalam mean waktu matahari di atas untuk memperoleh panjang dalam SI detik.
Kecepatan sudut rotasi bumi dalam ruang inersia 7.2921159 × SI 10-5 radian per detik (berarti matahari kedua). [2] mengalikan oleh (180 ° / π radian) × (86.400 detik / mean hari matahari) menghasilkan 360,9856 ° / mean hari matahari, yang menunjukkan bahwa bumi berputar lebih dari 360 ° relatif terhadap bintang-bintang tetap dalam satu hari matahari. Gerakan bumi sepanjang hampir orbit lingkaran ketika sedang berputar mengelilingi porosnya mensyaratkan bahwa bumi berputar sedikit lebih dari sekali relatif terhadap bintang-bintang tetap sebelum mean Minggu bisa lewat di atas kepala lagi, meskipun ia berputar hanya sekali (360 °) relatif terhadap berarti Sun. [n 3] Mengalikan nilai dalam rad / s dengan jari-jari ekuator Bumi dari 6.378.137 m (WGS84 ellipsoid) (2π radian faktor-faktor yang dibutuhkan oleh kedua membatalkan) menghasilkan sebuah khatulistiwa kecepatan 465,1 m / s, 1,674.4 km / jam atau 1,040.4 mil / jam [7] Beberapa sumber menyatakan bahwa kecepatan khatulistiwa Bumi sedikit kurang, atau 1,669.8 km / jam [8] Hal tersebut diperoleh dengan membagi lingkar ekuator Bumi dengan 24 jam. Namun, penggunaan hanya satu lingkar tanpa disadari berarti hanya satu inersia rotasi dalam ruang, sehingga satuan waktu yang sesuai harus menjadi yg berkenaan dgn bintang jam. Hal ini ditegaskan dengan mengalikan dengan jumlah hari dalam satu yg berkenaan dgn bintang mean hari matahari, 1,002 737 909 350 795, [2] yang menghasilkan kecepatan khatulistiwa berarti matahari jam yang diberikan di atas dari 1,674.4 km / jam
Pemantauan permanen rotasi bumi memerlukan penggunaan Very Long Baseline interferometri dikoordinasikan dengan Global Positioning System, satelit laser mulai, dan teknik-teknik satelit lainnya. Ini menyediakan referensi mutlak untuk menentukan waktu universal, presesi, dan angguk kepala. [9]
Selama jutaan tahun, rotasi secara signifikan diperlambat oleh interaksi gravitasi dengan Bulan: lihat pasang surut percepatan. Namun beberapa kegiatan skala besar, seperti gempa bumi Samudra Hindia 2004, telah menyebabkan rotasi untuk mempercepat oleh sekitar 3 mikrodetik. [10]

 Presesi

Sumbu rotasi bumi cenderung, seperti sumbu giroskop, untuk mempertahankan orientasi terhadap ruang inersia. Gaya luar yang bekerja di Bumi dari Matahari, Bulan, dan planet yang menyebabkan penyimpangan dari orientasi tetap. Besar, periodik pergeseran sumbu bumi disebut presesi, sementara koreksi lebih kecil angguk kepala dan gerakan polar.

 efek fisik

Kecepatan rotasi bumi memiliki berbagai efek dari waktu ke waktu, termasuk bentuk bumi (sebuah oblate bulat), iklim, kedalaman dan arus laut, dan kekuatan tektonik. [11]

 Asal Rotasi

Seorang artis kesan protoplanetary disk.
Hal ini berteori bahwa Bumi terbentuk sebagai bagian dari kelahiran Tata Surya: apa yang akhirnya menjadi tata surya awalnya ada sebagai yang besar, berputar awan debu, batu, dan gas. Itu terdiri dari hidrogen dan helium diproduksi di Big Bang, serta unsur-unsur yang lebih berat yang dikeluarkan oleh supernova. Kemudian, sebagai salah satu teori menyatakan, sekitar 4,6 miliar tahun lalu bintang terdekat hancur dalam sebuah ledakan supernova dan mengirimkan gelombang kejut melalui solar nebula, yang menyebabkan untuk memperoleh momentum sudut. Sebagai awan berputar diratakan, beberapa gas dan debu berkumpul bersama-sama karena gravitasi (akhirnya menjadi planet). Karena momentum sudut awal perlu dilestarikan, massa yang berkumpul mulai berputar lebih cepat (banyak dengan cara yang sama pemain ski es berputar lebih cepat dengan / lengannya “berkerumun” erat oleh tubuhnya). [12] periode rotasi yang sekarang bumi adalah hasil dari awal ini rotasi dan faktor-faktor lain, termasuk pasang gesekan dan dampak Theia hipotetis.

 Bukti rotasi bumi

Dalam Bumi berputar kerangka acuan, sebuah benda yang bergerak bebas mengikuti jalan yang jelas yang menyimpang dari satu itu akan tetap mengikuti kerangka acuan. Karena efek Coriolis ini, benda jatuh mengarah ke timur dari garis plumb vertikal di bawah titik mereka rilis, dan proyektil mengarah tepat di belahan bumi utara (dan kiri di bagian selatan) dari arah di mana mereka ditembak. The Coriolis akibat memiliki banyak manifestasi lain, terutama di meteorologi, di mana ia bertanggung jawab atas arah rotasi berbeda siklon di belahan utara dan selatan. Hooke, mengikuti saran dari Newton 1679, gagal mencoba untuk memverifikasi setengah milimeter ke arah timur diperkirakan deviasi dari sebuah benda jatuh dari ketinggian 8,2 meter, namun hasil yang pasti hanya diperoleh kemudian, pada akhir 18 dan awal abad ke-19, oleh Giovanni Battista Guglielmini di Bologna, Friedrich Benzenberg di Hamburg dan Ferdinand Reich di Freiberg, menggunakan menara tinggi dan dengan hati-hati dilepaskan berat. [13]

 Foucault pendulum

Tes yang paling dirayakan rotasi bumi adalah bandul Foucault pertama dibangun oleh fisikawan Léon Foucault pada tahun 1851, yang terdiri dari bola besi ditangguhkan 67m dari puncak Panthéon di Paris. Karena rotasi bumi di bawah pendulum berayun pesawat bandul osilasi muncul untuk memutar dengan kecepatan tergantung pada garis lintang. Pada lintang Paris yang diprediksi dan diamati pergeseran sekitar 11 derajat searah jarum jam per jam. Sekarang Foucault pendulum ayunan di museum-museum di




Tinggalkan Balasan

Isikan data di bawah atau klik salah satu ikon untuk log in:


You are commenting using your account. Logout /  Ubah )

Foto Google+

You are commenting using your Google+ account. Logout /  Ubah )

Gambar Twitter

You are commenting using your Twitter account. Logout /  Ubah )

Foto Facebook

You are commenting using your Facebook account. Logout /  Ubah )


Connecting to %s

%d blogger menyukai ini: