Строение и движение Земли. Часть 1 из 2

СТРОЕНИЕ И ДВИЖЕНИЕ ЗЕМЛИ. (часть 1 из 2) С детства знакомы каждому смена дня и ночи, восход и заход Солнца. Объяснение этих явлений связано с вопросом о форме и вращении нашей Земли. На смену представлениям о плоской неподвижной Земле и «небесной тверди» пришло признание шарообразности и вращения Земли. Доказательства шарообразности Земли черпались из наблюдений всегда округлой формы края земной тени на диске Луны во время лунных затмений, из наблюдений постепенного появления и исчезновения морских судов при их приближении и удалении от берега, из изменения высоты Полярной звезды при перемене широты места наблюдения, из факта удаления горизонта по мере подъема вверх. Идея шарообразности Земли возникла еще у древних греков и индийцев (Пифагор, VI в. до н.э.; Парменид, VI-V вв. до н.э.; Аристотель, IV в. до н. э.; Эратосфен, III в. до н. э., Ариабхата и Варахамихара, V в. н. э.) , но потом оставалась в забвении более тысячи лет, до времен Колумба и кругосветных путешествий XVI в. Размеры земного шара впервые были оценены около 240 г. до н. э. Эратосфеном (276-194 гг. до н. э.) в Александрии. Он нашел, что в день летнего солнцестояния в Сиене (ныне Асуан) Солнце в полдень проходит через зенит и заглядывает в глубокие колодцы, а в Александрии — на угловом расстоянии 1/50 окружности (7,2°) от него. Расстояние между этими городами, расположенными почти на одном меридиане, составляло 5000 греческих стадий. Следовательно, полная окружность равна 250 000 стадий, а радиус земного шара R = 40 000 стадий. Принимая наиболее вероятную длину стадий равной 175 м, получаем R = 7000 км. Современные определения дают R = 6378 км (рис. 1). Вращение земного шара естественным образом объясняет смену дня и ночи, восход и заход светил. Можно привести следующие доказательства вращения Земли вокруг своей оси: поворот с течением времени плоскости качаний маятника Фуко относительно окружающих предметов во всех местах земного шара, кроме экватора, сплюснутость Земли, обнаруживаемая из градусных измерений, отклонение падающих тел к востоку, размыв правых берегов рек, текущих в северном полушарии Земли, и левых — в южном полушарии (закон Бэра), северо-восточные пассаты в северном полушарии Земли и юго-восточные — в южном, круговые движения в циклонах (против часовой стрелки в северном и по часовой стрелке — в южном полушариях Земли; обратные этим движения в антициклонах), изменение силы тяжести с широтой (лишь частично объясняемое сплюснутостью Земли) и т.д. При точных астрономических наблюдениях можно обнаружить такие связанные с вращением Земли явления, как суточная аберрация звезд, суточный параллакс Луны; из измерений положений спектральных линий — суточные колебания лучевых скоростей звезд и т.д. Некоторые греческие ученые догадывались и о годичном движении Земли вокруг Солнца. Аристарх Самосский еще в III в. до н. э. считал, что Земля обращается вокруг Солнца. Однако эта идея оставалась в забвении полторы тысячи лет. Следующие явления можно назвать доказательствами обращения Земли вокруг Солнца: годичный параллакс звезд, годичную аберрацию звезд, колебания положений линий в спектрах звезд с периодом в один год, периодичность изменения периодов затменных звезд и изменения в моментах наступления затмений спутников Юпитера. Годичное движение Земли перемещает наблюдателя и этим вызывает видимое смещение более близких звезд относительно более далеких. В течение года звезды описывают на небе параллактические эллипсы (рис.2). Большие оси эллипсов всегда параллельны плоскости земной орбиты, т.е. плоскости эклиптики, а величины осей зависят от расстояний звезд (чем меньше расстояние, тем ось больше); величины малых осей зависят, кроме того, и от углового расстояния звезды от плоскости земной орбиты, т. е. от астрономических широт звезд. Годичные параллаксы звезд меньше 1". Самая близкая к нам звезда имеет параллакс 0,76". Годичное движение Земли вызывает, кроме того, аберрационное смещение звезд; все звезды описывают за год аберрационные эллипсы, большие оси которых всегда равны 41" и параллельны эклиптике, а величины малых осей зависят от астрономической широты звезды (рис. 3). Это аберрационное смещение является результатом векторного сложения скорости движения Земли по ее орбите (в среднем 29,8 км/с) со скоростью движения света (~300 000 км/с), идущего от звезды. В каждый данный момент звезда смещается в направлении движения Земли к так называемому апексу орбитального движения Земли на угол θ₀ — θ = (Vø / c) sinθᵨ. Этот апекс всегда лежит в плоскости земной орбиты приблизительно под прямым углом к Солнцу на запад от него. Величина 206 265" (Vø/c) называется постоянной аберрации и равна 20,4955" при средней скорости движения Земли 29,789 км/с. Более строгое рассмотрение вопроса требует учета суточной аберрации, связанной с вращением Земли. Годичное движение Земли вызывает также периодическое смещение линий в спектрах звезд. Наибольшее смещение линий к красному концу спектра, которое согласно принципу Доплера означает наибольшую скорость удаления от звезды, бывает в тот момент, когда геоцентрическая долгота звезды на 90° больше долготы Солнца; наибольшее смещение к фиолетовому концу — при долготе звезды на 90° меньшей долготы Солнца. Пренебрегая влиянием притяжения Луны на Землю, можно сказать, что Земля движется вокруг Солнца по эллипсу (рис.4) с эксцентриситетом 0,016724'' (Комментарий: Эксцентриситет земной орбиты уменьшается на величину 0,000042 в столетие. Через 24 тыс. лет он станет равным 0,003, а затем в течение 46 тыс. лет будет увеличиваться до значения 0,0658). Солнце находится в одном из фокусов эллипса земной орбиты (Комментарий: Фокус земной орбиты, если пренебречь существованием всех остальных планет, находится на расстоянии 417 км от центра Солнца по направлению к Земле. На рис. 4.1 показано положение Солнца относительно центра масс Солнечной системы). Расстояние Земли от Солнца изменяется в течение года на 2,5 млн км в обе стороны от среднего значения (на ±1,6 %). Скорость орбитального движения Земли в момент t определяется по формуле, изображенной на рис. 4.2. Строго говоря, вокруг Солнца движется центр масс системы Земля—Луна, так называемый барицентр; вокруг этого центра Земля и Луна описывают в течение месяца свои орбиты (см. рис. 4.3). Движение Земли вокруг барицентра с периодом в один месяц вызывает периодические колебания в долготах и широтах Солнца и планет. Точное определение амплитуды этих колебаний дает возможность определить расстояние центра Земли от барицентра (находящегося на расстоянии 4672 км от центра Земли по направлению к Луне, т.е. приблизительно на глубине 1700 км под поверхностью Земли) и отсюда найти отношение массы Луны к массе Земли. Среднее расстояние Земли от Солнца равно 149 600 * 10 млн. м (1 астрономическая единица — а. е.). Эта фундаментальная в астрономии величина выводилась раньше из определений солнечного параллакса. Горизонтальным параллаксом Солнца называется угол, под которым на расстоянии Земли от центра Солнца был бы виден экваториальный радиус Земли. Одним из ранних методов измерения солнечного параллакса были наблюдения из разных пунктов Земли явления прохождения Венеры или Меркурия по диску Солнца. Много раз он определялся из измерений параллаксов малых планет с хорошо изученным движением вокруг Солнца. Радиолокационные наблюдения Венеры и Марса позволили уточнить расстояние до Солнца и, следовательно, солнечный параллакс. Параллакс Солнца равен 8,794". Аналогичный угол для Луны (горизонтальный или, иначе, суточный параллакс) составляет в среднем 57'. Для планет он меньше 1'. Для ближайшей звезды соответствующий угол составляет всего 0,00003". Полный оборот вокруг Солнца Земля совершает в течение 365,25636 суток (365d 6h 9m 10s). Это так называемый звездный, или сидерический год. Средний промежуток времени от одного весеннего равноденствия до следующего, называемый тропическим годом, равен 365,2422 средних суток (365d 5h 48m 45s). Вследствие возмущающего влияния притяжения других планет, главным образом Юпитера и Сатурна, величина тропического года подвержена колебаниям в несколько минут. Кроме того, средняя продолжительность тропического года уменьшается на 0,53s в сто лет. Самая близкая к Солнцу точка орбиты любой планеты называется перигелием (для Земли расстояние перигелия от Солнца 147 117 000 км), самая далекая — афелием (для Земли — 152 083 000 км). Их соединяет линия апсид, совпадающая с большой осью эллипса планетной орбиты. Положение линии апсид определяется гелиоцентрической долготой перигелия. В 2001 г. долгота перигелия земной орбиты была близка к 103°. Вследствие медленного вращения линии апсид в ту же сторону, куда движется сама Земля, долгота перигелия возрастает на 61,9" в год. Полный тропический оборот линия апсид делает в 20 934 года. Сидерический ее период — 111 270 тропических годов. В настоящую эпоху Земля проходит через перигелий 2-5 января, а через афелий 1-5 июля. Так как барицентр не движется вокруг Солнца строго по эллипсу вследствие притяжения планетами Земли (и Солнца; см. рис.44), то самое близкое и самое далекое от Солнца расстояние не приходится всегда на одни и те же дни года. Скорость движения Земли различна в разных частях орбиты. Средняя скорость движения Земли по ее орбите 29,8 км/с, или около 100 000 км/ч; на длину своего поперечника Земля продвигается за семь минут. Среднее ускорение движения Земли (всегда направленное к Солнцу) составляет 0,59 см/с2. Положение на Земле дается двумя угловыми величинами: географической широтой — расстоянием от земного экватора и географической долготой — углом между плоскостью начального (гринвичского) меридиана и меридиана данного места, а также высотой (или глубиной) над (или под) свободной поверхностью моря. Плоскость земного экватора наклонена на 23° 27' к плоскости земной орбиты (Комментарий: Наклон этот медленно уменьшается. Через 15 тыс. лет он станет 22,5°, после чего будет увеличиваться до 24,5°. Это одно из вековых возмущений орбиты Земли. Период изменений £ — угла наклона экватора к эклиптике — около 41 тыс. лет), причем земная ось стремится сохранить неизменным свое направление в пространстве, указывая всегда на северный полюс мира, находящийся в наше время вблизи Полярной звезды. Наклон оси вращения Земли является причиной смены времен года на Земле. Продолжительность времен года зависит от эксцентриситета земной орбиты и от расположения линии апсид. Продолжительность астрономических времен года в эпоху около 2000 г. в северном полушарии Земли следующая: - весна — от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния — 92,795d = 92d 20,2h; - лето — от летнего солнцестояния до осеннего равноденствия — 93,629d = 93d 14,4h; - осень — от осеннего равноденствия до зимнего солнцестояния — 89,806d = 89d 18,7h; - зима — от зимнего солнцестояния до весеннего равноденствия — 89,012d = 89d 0,5h. Таким образом, весна и лето в нашем полушарии продолжаются около 186,4d = 186d 10,6h, а осень и зима — 178,8d = 178d 19,2h. За начало астрономических времен года принимают моменты прохождения центра Солнца через соответственные точки равноденствий и солнцестояний. Из-за несоизмеримости года и суток моменты равноденствий и солнцестояний приходятся в разные годы на разные (но близкие) даты. Из градусных измерений было получено, что длина одного градуса широты у экватора равна 110,6 км, а у полюсов — 111,7 км. Это приводит к заключению о том, что истинная форма Земли близка к сфероиду (Комментарий: Сфероид (с точностью до членов порядка сплюснутости) совпадает с двухосным эллипсоидом — пространственной фигурой, получающейся при вращении эллипса вокруг его малой оси или (точнее) — это сфера, деформация которой описывается сферическими функциями 2-го порядка). Экваториальный радиус этого сфероида а = 6378,160 км, а полярный b = 6356,774 км; разность их а—b = 21,383 км. Сплюснутость Земли (рис. 4.4) создает некоторое осложнение при определении широт на ее поверхности. Угол при центре Земли между плоскостью экватора и направлением в данную точку поверхности (рис.5) называется геоцентрической широтой места. Астрономическая широта есть угол между отвесной линией и плоскостью экватора и равна высоте полюса над горизонтом. Разность астрономической широты и геоцентрической широты является функцией астрономической широты; она равна нулю для экватора и полюсов и достигает максимума в 11'33" при астрономической широте = ±45°. Разность астрономической широты и геоцентрической широты и длина градуса, минуты и секунды меридиана и параллели для разных широт даны в табл. 14. Геодезическая широта равна астрономической, исправленной за уклонение отвеса, которое связано с залеганием тяжелых или легких пород в земной коре в месте измерений. Сплюснутость Земли около 0,3%, в то время как сплюснутость Юпитера около 6%. Если построить модель Земли с экваториальным диаметром, равным 1 м, то полярный диаметр будет равен 997 мм, т. е. их различие на глаз неощутимо. Последующие точные исследования привели к представлению о том, что земной экватор также не круг, а эллипс, т. е. что Земля является как бы трехосным эллипсоидом. Большая полуось экватора на 213 м больше его малой полуоси и направлена к долготе 7° к западу от Гринвича. Обнаружены и другие неправильности формы Земли. Точнейшие геодезические измерения, наблюдения ИСЗ и данные гравиметрии приводят к более точному представлению о фигуре Земли, к понятию о так называемом геоиде (по-гречески земноподобный). Геоид не является правильной геометрической фигурой; за геоид принимается некоторая поверхность, в каждой точке перпендикулярная к линии отвеса (уровенная поверхность). Она приблизительно совпадает с невозмущенной приливами поверхностью океанов, мысленно продолжаемой на части Земли, занятые материками (например, по воображаемым каналам, прорытым сквозь все материки от одного океана до другого). (Комментарий: Гравиметрия — наука о гравитационном поле Земли. Гравиметристы измеряют ускорение свободного падения на земной поверхности (например, определяя период Р полного качания маятника длиной I) и изучают на основе этих измерений фигуру Земли с погрешностью до ±1 м, а также гравиметрические аномалии, свидетельствующие об особенностях строения тела Земли, о залегании полезных ископаемых. Космическая эра позволила применить гравиметрию к изучению других тел Солнечной системы, в первую очередь Луны, Марса и Венеры. См. об этом в книге Н. П. Грушинского «Основы гравиметрии»). От поверхности геоида отсчитывают высоты различных точек на Земле, когда указывают «высоту над уровнем моря» и «глубину моря». Изучение движения искусственных спутников Земли позволило определить, что южный полюс геоида на 30 м ближе к центру, чем северный. Источник: Куликовский Петр Григорьевич, "Справочник любителя астрономии", Москва, Эдиториал УРСС, 2002 г., с. 45-51. #статья@scifi_academy #научная_статья@scifi_academy