Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Jak se točila Země?

Rychlost rotace Země, i když byla po celá staletí (včetně první poloviny století dvacátého) přijímána za základ definice času, není ani zdaleka konstantní. Je to způsobeno celou řadou příčin, o kterých pojednáme až v závěru, poté co objasníme několik základních pojmů a ukážeme, co o rychlosti rotace vypovídají astronomická pozorování od dob nejstarších dodneška.

Ilustrační foto...Otáčení Země okolo její okamžité osy rotace měříme prostřednictvím tzv. světového času UT. I když je tato veličina z tradičních důvodů nazývána časem, jde vlastně o hodinový úhel fiktivního středního Slunce na nultém poledníku (vyjádřený v časové míře), zvětšený o 12 hodin. Fiktivní střední Slunce je pojem, zavedený již Newcombem, který v podstatě označuje polohu hypotetického Slunce, které se pohybuje v rovině zemského rovníku rovnoměrně vůči hvězdám. Rozdíl rektascenzí fiktivního a skutečného Slunce se periodicky během roku mění a nabývá maximálně 17 minut; tento rozdíl je tzv. časová rovnice. V minulosti k měření světového času sloužila právě pozorování Slunce. Toto ovšem není zcela přesná současná definice světového času, spíše jeho názorné vysvětlení. Ve skutečnosti se v současnosti světový čas UT odvozuje z přímo astronomicky měřitelného greenwichského hvězdného času (což je hodinový úhel jarního bodu na nultém poledníku) přepočtem pomocí poměrně jednoduchého konvencionálně přijatého vztahu; ten je pak volen tak, aby čas UT s poměrně vysokou přesností odpovídal právě shora podanému popisu.

Aby bylo možné měřit nepravidelnosti rychlosti rotace Země, je zapotřebí takto určený čas porovnat s rovnoměrnou časovou škálou, definovanou prostřednictvím podstatně stabilnějšího procesu nežli je rotace Země. K tomu v minulosti sloužil v astronomii především tzv. efemeridový čas ET (zavedený IAU oficiálně teprve v roce 1958), definovaný jakožto nezávisle proměnná veličina v teorii pohybu Země kolem Slunce. Za jeho jednotku byl zvolen určitý zlomek tropického roku 1900 tak, aby sekunda ET odpovídala sekundě UT té doby, a počátek odpovídá zhruba času UT na počátku století. V roce 1955 byly zkonstruovány první cesiové atomové hodiny, jejichž prostřednictvím je od roku 1967 definována mezinárodní jednotka času -- sekunda SI. Ta byla ovšem volena tak, aby se rovnala s nejvyšší možnou přesností jednotce času ET. Na jejím základě je vytvářena mezinárodní časová stupnice TAI (Mezinárodní atomový čas), jejíž počátek byl stanoven tak, aby byl 1. 1. 1958 o světové půlnoci totožný se světovým časem UT. Rozdíl mezi oběma časovými škálami (ET-TAI) je proto prakticky konstantní -- z pozorování byl stanoven na 32,184 sekundy. V roce 1992 byly IAU zavedeny nové časové stupnice, konzistentní s obecnou teorií relativity; barycentrický souřadnicový čas (TCB), geocentrický souřadnicový čas (TCG) a terestrický čas (TT). Z nich ten poslední je roven TAI+32,184 s a je v astronomii používán jako argument zdánlivých geocentrických poloh nebeských těles. Prakticky tedy navazuje bez skoku či změny chodu na ET. Máme proto k dispozici víceméně rovnoměrnou časovou škálu po celou historii astronomických pozorování, i když v různých epochách definovanou na základě zcela rozdílných principů a realizovanou s podstatně odlišnou mírou přesnosti odečtu.

Ilustrační foto...

V souladu s pozorovacím technikami té které doby a časovou stupnicí, která v daném období byla k dispozici, je pak možné k měření rotace Země využít pozorování nejrůznějšího charakteru. Zde se omezíme pouze na pozorování čistě astronomická a nebudeme se zabývat takovými jevy jako jsou např. rytmy růstu některých fosilních organizmů (korálů, stromatolitů, měkkýšů a pod.), jejichž pomocí lze sledovat délku dne v hrubých obrysech zpětně po dobu až 2-3 miliard let. Konstatujme zde pouze, že tyto údaje v podstatě potvrzují velikost zpomalování rotace Země, získanou z astronomických pozorování, i pro velmi vzdálené epochy. Celou historii astronomického sledování rotace Země můžeme zhruba rozdělit do tří období:

  1. "Předteleskopické" období (tj. pozorování prostým okem) zhruba v letech od -700 do +1600. V tomto období lze prakticky využít pouze pozorování zatmění Slunce a Měsíce, pokud je dostatečně přesně známa poloha pozorovatele a časové přiřazení pozorování. Světový čas UT je v podstatě dán polohou Slunce v místní obzorníkové soustavě, efemeridový čas ET pak vzájemnou polohou Slunce a Měsíce. Zde se informace opírají především o záznamy pocházející z Babylonu, Číny, Arabie a Řecka. Zřejmě nejdůkladnější zpracování těchto záznamů provedli nedávno Stephenson a Morrison (Phil Trans. R. Soc. Lond. A351, 1995, 165-202); zde můžeme tato pozorování použít díky laskavosti druhého z autorů, který nám je poskytl v počítačové formě.
  2. Období teleskopických pozorování před zavedením atomového času, tj. zhruba v letech 1600-1955. Zde jsou hlavním zdrojem informací pozorování zákrytů hvězd Měsícem. Poloha Měsíce mezi hvězdami v okamžiku zákrytu definuje efemeridový čas, světový čas zákrytu je měřen pomocí více či méně dokonalých hodin, které jsou na observatořích řízeny prostřednictvím pozorování Slunce či hvězd. Výsledky zpracování těchto pozorování publikovali např. Stephenson a Morrison (Phil. Trans. R. Soc. Lond. A313, 1984, 47-70).
  3. Období pozorování metodami optické astrometrie (v podstatě měření časů průchodů hvězd místním poledníkem či almukantaratem) a od osmdesátých let rádiovou interferometrií z velmi dlouhých základen (VLBI), tj. od roku 1956 dodnes. Časové údaje UT jsou přímo či nepřímo (prostřednictvím časových signálů) vztaženy k atomovému času TAI. Nejnovější globální zpracování pozorování světového času optickou astrometrií za léta 1956-1991 bylo nedávno provedeno v AsÚ AV ČR, výsledky odvozené z pozorování VLBI jsou pravidelně publikovány Mezinárodní službou rotace Země (IERS) v Paříži.

Průběh veličiny DT=ET-UT v sekundách je graficky znázorněn na prvním obrázku, kde parabola proložená všemi pozorováními je znázorněna čárkovaně, dvě krátce čárkované křivky odpovídají průběhu veličiny DT, vypočtenému z teoretického slapového zpomalování rotace Země, a nejistotě v jeho odhadu.

Konstantní rychlosti rotace by odpovídala libovolně skloněná přímka (její sklon by vypovídal pouze o rozdílně zvolené jednotce obou časů), parabolický průběh pak svědčí o rovnoměrném zpomalování rotace. I přes značný rozptyl výsledků po většinu sledovaného období je zřejmé, že skutečné zpomalování rychlosti rotace je systematicky poněkud menší, nežli by odpovídalo pouze slapovému tření. K témuž závěru nutně dojdeme i při pohledu na druhém obrázku, který představuje zvětšenou část grafu z období pouze teleskopických pozorování (a tedy i výrazně větší přesnosti pozorování). Zde je možné již sledovat nejenom sekulární změny, ale též nepravidelné změny v oblasti period o desítkách až stovkách let. Ani v tomto měřítku však nejsou ještě dobře viditelné změny o kratších periodách a mnohem menších amplitudách, které jsou díky dalšímu zpřesnění pozorování po roce 1956 dobře měřitelné.

Ilustrační foto...

Ty vyniknou teprve v grafu na obrázku číslo tři, kde již pro větší názornost není vynesen průběh astronomicky přímo měřené veličiny DT. Namísto ní je zobrazena odchylka délky dne od její nominální hodnoty 86400 sekund, vypočtená jako časová změna DT v sekundách za den (t.j. derivace této veličiny podle času). Konstantní rychlosti rotace by zde odpovídala vodorovná přímka, rovnoměrnému zpomalování pak přímka skloněná. V grafu jsou pro srovnání, spolu s hodnotami určenými z pozorování, zobrazeny též přímky, odpovídající parabolám z obrázku č. 1 a 2; čárkovaně přímka proložená pozorovanými hodnotami v celém sledovaném období, tečkovaně hodnoty odpovídající teoretickému slapovému zpomalování rotace. Z obrázku je patrný nejenom postupný růst délky dne (o poněkud nižší hodnotě nežli by odpovídalo slapovému tření), ale i na něm namodulované nepravidelné dlouhoperiodické změny. Zvláště výrazné jsou pak změny sezónní o půlroční a roční periodě, částečně jsou patrné též mnohem menší krátkoperiodické fluktuace s periodami v oblasti desítek dní.

Závěrem krátce zrekapitulujme současné znalosti o příčinách, způsobujících pozorované změny. Jak jsme již dříve ukázali, v sekulární oblasti zřejmě nevystačíme s pouhým slapovým třením; tomu by odpovídal růst délky dne zhruba o 0,0023 sekundy za sto let, zatímco astronomická pozorování za uplynulých 2700 let hovoří o prodlužování délky dne o 0,0017 s/století. Rozdíl je však možné celkem spolehlivě připsat velice pomalému zmenšování zploštění Země, způsobenému reakcí viskózně-elastické Země na poslední odlednění, které způsobilo snížení zatížení zemské kůry ledovci v oblasti vysokých zeměpisných šířek. Při zachování celkové hmotnosti Země se totiž při zmenšeném zploštění zmenší též její axiální moment setrvačnosti, a při zachování momentu hybnosti se tedy nutně zvětší rychlost rotace. Jsme zde svědky téhož jevu, který známe dobře ze sportu -- při piruetě se při rozpažení krasobruslařky zvětší její moment setrvačnosti a její rotace se zpomalí, a naopak při upažení se rotace zrychlí. Změna zploštění, která byla zjištěna z laserových pozorování umělých družic Země v uplynulých dvaceti letech, odpovídá velikostí právě zjištěnému rozdílu ve zpomalování rychlosti rotace Země. Dlouhoperiodické změny jsou velmi pravděpodobně způsobeny vzájemným působením tekutého jádra a viskózně-elastického pláště Země, tyto jevy však stále ještě čekají na spolehlivé ověření. Konečně pak fluktuace o periodách kratších nežli cca dva roky jsou naprosto spolehlivě vysvětleny kombinovaným působením slapových deformací zemského pláště i oceánů (vlivem kterých dochází k periodickým změnám momentu setrvačnosti Země) a přesunů vzdušných hmot v atmosféře. Zde zejména hrají podstatnou roli sezónní tzv. zonální větry ve směru západ-východ, které jsou rozložené vůči rovině rovníku asymetricky.

Jan Vondrák

| Zdroj: S laskavým svolením autora a vydavatelů zpravodaje Corona Pragensis IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Futuristický pohled na Mars
Ilustrační foto...
Velká bouře na jižním pólu Saturnu
Ilustrační foto...
Americký a ruský pohled na bezpečnost se značn
Ilustrační foto...
Zajímavosti z povrchu Marsu
Ilustrační foto...
Geovycházky 6
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691