Обертання Землі
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Обертання Землі

Обертання Землі, один з рухів Землі. Ст З. пояснюється зміна дня і ночі, видимий добовий рух небесних тіл, а також деякі явища, що відбуваються на поверхні Землі: поворот плоскості гойдань вантажу, підвішеного на нитки (див. Фуко маятник ), відхилення падаючих тіл на схід і ін. Унаслідок Ст З. на тіла, рухомі по її поверхні, діє Коріоліса сила ; її вплив виявляється в підмиванні правих берегів річок в Північній півкулі Землі і лівих — в Південному (див. Бера закон ) і в деяких особливостях циркуляції атмосфери. Відцентровою силою, що породжується Ст З., частково пояснюються і відмінності в прискоренні сили тяжіння на екваторі і полюсах Землі.

  Для дослідження закономірностей Ст З. вводять (див. мал. ) дві системи осей координат із загальним початком в центрі мас Землі Про: одну — рухому разом із Землею ( X 1 Y 1 Z 1 ), а іншу — нерухому ( XYZ ). Плоскість XOY нерухомої системи поєднують з плоскістю екліптики в початкову епоху (деякий момент, прийнятий за початковий); вісь ОХ направляють в точку весняного рівнодення цієї епохи. Як осі X 1 Y 1 Z 1 рухомої системи зручно брати головні осі інерції Землі, хоча, залежно від конкретного завдання дослідження, можливий і інший вибір осей. Положення системи X 1 Y 1 Z 1 відносно системи XYZ прийнято визначати трьома ейлеровимі кутами : в, u, j .

  Основні відомості про Ст З. доставляють спостереження добового руху небесних тіл. Із спостережень встановлено, що по відношенню до точки весняного рівнодення Земля здійснює один зворот за 1 зоряна доба (близько 23 ч 56 мін 4 сік середнього сонячного часу; див.(дивися) Час ). Ст З. відбувається із заходу на схід, тобто проти годинникової стрілки, якщо дивитися з Північного полюса Землі. Вісь Ст З. не зберігає незмінним свого напряму в просторі. Вона переміщається так, що середній нахил (u) екватора до екліптики початкової епохи майже постійний (у 1900 він був рівний 23° 27′8, 26″ і протягом 20 ст збільшиться менш ніж на 0,1″). Лінія ж пересічення екватора Землі і екліптики початкової епохи (лінія вузлів) повільно рухається по екліптиці зі сходу на захід, переміщаючись на 1° 13′ 57,08″ у століття, унаслідок чого кут в змінюється на 360° за 25 700 років. Таким чином, вісь ОР описує конічну поверхню довкола перпендикуляра до плоскості екліптики (див. Прецессия ). Окрім цього, вісь ОР здійснює в просторі ряд коливань з періодами від декількох діб до 18,6 року (див. Нутація ). Відносно осі Ст З. само тіло Землі здійснює невеликі коливання (див. Рух полюсів Землі ). Миттєва вісь обертання ОР завжди майже збігається з найменшою віссю еліпсоїда інерції Землі O L 1 : кут між цими осями за спостереженнями, виконаними з кінця 19 ст, не перевершує 0,4″.

  До початку 20 ст вважалося, що Земля обертається рівномірно, і період її обертання використовувався як природна одиниця часу. Проміжок часу між двома послідовними збігами осі OX 1 з лінією вузлів Про γ, протягом якого кут j зростає на 360°, був названий зоряними цілодобово. Унаслідок обертання самої лінії Про γ зоряну добу на 0,0084 сік коротше за період В. З. Однако з точного аналізу позиційних спостережень Сонця, Місяця і планет з'ясувалося, що Ст З. відбувається нерівномірно і тривалість зоряної доби міняється. Приливне тертя (див. Приливи і відливи .) уповільнює Ст З., унаслідок чого тривалість доби поступово зростає: за останніх 2,5 тис. років вона збільшувалася в середньому на 0,0024 сік в століття. Відбуваються також періодичні коливання швидкості В. З.: річні і піврічні, пов'язані з сезонними метеорологічними явищами; місячні і півмісячні, виникаючі із-за приливних деформацій Землі під впливом тяжіння Луни. Унаслідок річних змін швидкості Ст З. тривалість доби в січні приблизно на 0,001 сік більше, ніж в липні. Виявлені також «стрибкоподібні» зміни швидкості Ст З., коли тривалість доби за 1—3 роки зменшується або зростає на декілька тисячних долий секунди. Найбільш значні з них сталися в 1864, 1876, 1898 і 1920. Їх причина остаточно не встановлена.

  Тяжіння Сонця і Луни на екваторіальний надлишок мас Землі (результат сплюснутості Землі) створює момент зовнішніх сил, що впливає на В. З. Его впливом І. Ньютон вперше пояснив явище прецессиі, а Ж. Л. Д’Аламбер дав його строгу теорію. Л. Ейлер показав, що вісь Ст З. повинна в загальному випадку переміщатися і відносно самої Землі з періодом 305 діб. Теорія Ст З., розвинена згаданими ученими, була заснована на допущенні, що Земля — абсолютно тверде тіло; проте від цього допущення довелося відмовитися після того, як в кінці 19 ст виявилися деякі розбіжності теоретичних виводів із спостереженнями. Пізніше в теорії Ст З. були розглянуті інші моделі Землі: ідеально пружний сфероїд і сфероїдальна оболонка з рідким ядром при різних припущеннях про залежність щільності і пружних властивостей речовин від глибини. Теорія Ст З., у якій якнайповніше використані сучасні дані про внутрішню будову Землі, розвинена радянським геофізиком М. С. Молоденським.

  Літ.: Молоденський М. С., Крамер М. Ст, Земні приливи і нутація Землі. [Сб. ст.], М., 1961; Вулард Е., Теорія обертання Землі довкола центру мас, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1963; Манки В., Макдональд Р., Обертання Землі, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1964; Загребін Д. Ст, Введення в астрометрію, М. — Л., 1966.

  Е. П. Федоров.

Малюнок до ст. Обертання Землі.