Dünyanın dönüşü - Earth's rotation
.jpg)
.gif)
Dünyanın dönüşü veya Dünya'nın dönüş olduğunu dönüşünü gezegen Dünya'ya kendi etrafında ekseni içinde, hem de değişiklikler oryantasyon uzayda dönme ekseninin. Dünya , ilerleme hareketinde doğuya doğru döner . Kuzey kutup yıldızı Polaris'ten bakıldığında , Dünya saat yönünün tersine dönüyor .
Kuzey Kutbu da Coğrafi Kuzey Kutbu ya da Karasal Kuzey Kutbu olarak bilinen, içinde bir nokta Kuzey Yarıküre dönme Dünya ekseni yüzeyini karşılamaktadır. Bu nokta, Dünya'nın Kuzey Manyetik Kutbundan farklıdır . Güney Kutbu dönme Dünya'nın ekseni de, onun yüzeyini kestiği diğer nokta Antarktika .
Dünya, Güneş'e göre yaklaşık 24 saatte bir , ancak diğer uzak yıldızlara göre 23 saatte, 56 dakikada ve 4 saniyede bir döner ( aşağıya bakınız ). Dünyanın dönüşü zamanla biraz yavaşlıyor; bu nedenle, geçmişte bir gün daha kısaydı. Bunun nedeni gelgit etkileri Ay Dünya'nın rotasyonuna bulunur. Atom saatleri , günümüzün bir asır öncesine göre yaklaşık 1,7 milisaniye daha uzun olduğunu ve UTC'nin artık saniyelerle ayarlanma hızını yavaş yavaş artırdığını gösteriyor . Tarihsel astronomik kayıtların analizi yavaşlayan bir eğilim gösteriyor; Bir günün uzunluğu beri yüzyılın başına 2.3 milisaniye konusunda artan 8. yüzyıl M.Ö. . Bilim adamları, 2020'de Dünya'nın önceki yıllarda sürekli olarak yavaşladıktan sonra daha hızlı dönmeye başladığını bildirdi. Bu nedenle, dünya çapındaki mühendisler 'negatif artık saniye' ve diğer olası zaman işleyişi önlemlerini tartışıyorlar.
Tarih
Eski Yunanlılar arasında, Pisagorcu ekolün birçoğu , göklerin görünürdeki günlük dönüşünden ziyade Dünya'nın dönüşüne inanıyordu. Belki de ilki Philolaus'tur (MÖ 470-385), ancak sistemi karmaşıktı, merkezi bir ateş etrafında her gün dönen bir karşı-dünya da dahil .
Daha geleneksel bir tablo, MÖ dördüncü yüzyılda Hicetas , Heraclides ve Ecphantus tarafından desteklendi ve Dünya'nın döndüğünü varsayan, ancak Dünya'nın Güneş'in etrafında döndüğünü öne sürmedi. MÖ üçüncü yüzyılda, Samoslu Aristarchus , Güneş'in merkezi yerini önerdi .
Ancak, MÖ dördüncü yüzyılda Aristoteles , Philolaus'un fikirlerini gözlemden ziyade teoriye dayanmakla eleştirdi. O kurulmuş fikri Dünya'nın etrafında döndürülerek sabit yıldızlı bir küre. Bu, daha sonra gelenlerin çoğu, özellikle de Dünya'nın dönerse fırtınalarla harap olacağını düşünen Claudius Ptolemy (MS 2. yüzyıl) tarafından kabul edildi.
499 CE'de Hintli gökbilimci Aryabhata , küresel Dünya'nın kendi ekseni etrafında günlük olarak döndüğünü ve yıldızların görünen hareketinin, Dünya'nın dönmesinin neden olduğu göreceli bir hareket olduğunu yazdı. Şu benzetmeyi yaptı: "Tek yönde giden bir teknedeki bir adamın kıyıdaki durağan şeyleri ters yönde hareket ettiğini görmesi gibi, aynı şekilde Lanka'daki bir adama sabit yıldızların batıya doğru gidiyor gibi görünmesi gibi. "
10. yüzyılda bazı Müslüman astronomlar Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü kabul ettiler. Göre el-Biruni , Ebu Said el-Sijzi (d. Dolaylarında 1020) bir icat Usturlap denilen el-zūraqī gördüğümüz hareket nedeniyle Dünya'nın hareketi ve getirmemektir fikri çağdaşlarının" bazıları tarafından inanılan dayalı gökyüzününkine." Bu görüşün yaygınlığı, 13. yüzyıldan bir referansla daha da doğrulanır: "Geometrilere [veya mühendislere] ( muhandisîn ) göre, Dünya sürekli dairesel hareket halindedir ve göklerin hareketi gibi görünen şey şudur: aslında yıldızların değil, Dünya'nın hareketinden dolayı." İncelemeler, ya çürütme olarak ya da Ptolemy'nin buna karşı argümanları hakkında şüpheler ifade ederek olasılığını tartışmak için yazılmıştır. En Meraga ve Semerkant gözlem , dünyanın rotasyon tartışılmıştır Tusi (b 1201). Ve Qushji (b 1403.); kullandıkları argümanlar ve kanıtlar Copernicus tarafından kullanılanlara benziyor.
Ortaçağ Avrupa'sında Thomas Aquinas , Aristoteles'in görüşünü kabul etti ve on dördüncü yüzyılda John Buridan ve Nicole Oresme isteksizce kabul ettiler . Nicolaus Copernicus , 1543'te güneş merkezli bir dünya sistemini benimseyene kadar , Dünya'nın rotasyonunun çağdaş anlayışı kurulmaya başlamadı. Copernicus, Dünya'nın hareketi şiddetliyse, yıldızların hareketinin çok daha şiddetli olması gerektiğine dikkat çekti. Pisagorcuların katkısını kabul etti ve göreli hareket örneklerine işaret etti. Copernicus için bu, merkezi bir Güneş'i çevreleyen daha basit gezegen modelini oluşturmanın ilk adımıydı.
Kepler'in gezegensel hareket yasalarını temel aldığı doğru gözlemler üreten Tycho Brahe , Copernicus'un çalışmasını sabit bir Dünya varsayan bir sistemin temeli olarak kullandı . 1600'de William Gilbert , Dünya'nın manyetizması hakkındaki incelemesinde Dünya'nın dönüşünü güçlü bir şekilde destekledi ve böylece çağdaşlarının çoğunu etkiledi. Gilbert gibi Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketini açıkça desteklemeyen veya reddetmeyen kişilere "yarı Kopernikler" denir. Kopernik'ten bir yüzyıl sonra, Riccioli , düşen cisimlerde o sırada gözlemlenebilir doğuya doğru sapmaların olmaması nedeniyle dönen bir Dünya modeline itiraz etti; bu tür sapmalar daha sonra Coriolis etkisi olarak adlandırılacaktı . Bununla birlikte, Kepler, Galileo ve Newton'un katkıları , Dünya'nın dönüşü teorisi için destek topladı.
ampirik testler
Dünyanın dönüşü, Ekvator'un şiştiği ve coğrafi kutupların düzleştiği anlamına gelir . Onun içinde Principia , Newton, bu tahmin düzleştirme 1 oranında gerçekleşir: 230 ve işaret sarkaç tarafından alınan ölçümlerde daha zengin değişikliği hakkında teyit için 1673 yılında yerçekimi fakat başlangıç ölçümleri arasında meridyen uzunlukları ile Picard ve Cassini sonunda 17. yüzyılın tam tersini önerdi. Bununla birlikte, Maupertuis ve Fransız Jeodezi Misyonu tarafından 1730'larda yapılan ölçümler, Dünya'nın düzlüğünü belirledi ve böylece hem Newton'un hem de Kopernik'in konumlarını doğruladı .
Dünyanın dönen referans çerçevesinde, serbestçe hareket eden bir cisim, sabit bir referans çerçevesinde izleyeceği yoldan sapan belirgin bir yol izler. Coriolis etkisi nedeniyle , düşen cisimler, serbest bırakılma noktalarının altındaki düşey çekül çizgisinden hafifçe doğuya doğru saparlar ve mermiler , vuruldukları yönden Kuzey Yarımküre'de (ve Güney'de solda) sağa saparlar . Coriolis etkisi esas olarak meteorolojik bir ölçekte gözlemlenebilir, burada Kuzey ve Güney yarım kürelerde siklon dönüşünün zıt yönlerinden sorumludur ( sırasıyla saat yönünün tersine ve saat yönünde ).
Hooke, 1679'da Newton'un bir önerisini takiben, 8,2 metre yükseklikten düşen bir cismin tahmin edilen doğuya doğru sapmasını doğrulamak için başarısız oldu , ancak kesin sonuçlar daha sonra, 18. yüzyılın sonlarında ve 19. yüzyılın başlarında Giovanni Battista Guglielmini tarafından elde edildi . Bologna , Johann Friedrich Benzenberg içinde Hamburg ve Ferdinand Reich içinde Freiberg uzun boylu kuleleri ve özenle yayımlanan ağırlıkları kullanılarak. 158,5 m yükseklikten atılan bir top, hesaplanan 28,1 mm değerine kıyasla dikeyden 27,4 mm uzaklaştı.
Dünyanın dönüş en ünlü testtir Foucault sarkacı ilk fizikçi tarafından inşa Léon Foucault kurşun dolu pirinç küre oluşuyordu 1851 yılında askıya 67 m üstünden Panteon'un Paris'te. Dünya'nın sallanan sarkacın altında dönmesi nedeniyle, sarkacın salınım düzlemi enlemine bağlı bir hızda dönüyor gibi görünmektedir. Paris enleminde, tahmin edilen ve gözlemlenen kayma, saatte saat yönünde yaklaşık 11 dereceydi . Foucault sarkaçları artık dünya çapındaki müzelerde sallanıyor .
dönemler
Gerçek güneş günü
Dünyanın Güneş'e göre dönme periyodu ( güneş öğleden güneş öğlene) onun gerçek güneş günü veya görünen güneş günüdür . Bu, Dünya'nın yörünge hareketine bağlıdır ve bu nedenle , Dünya'nın yörüngesinin eksantrikliği ve eğimindeki değişikliklerden etkilenir . Her ikisi de binlerce yıl içinde değişir, dolayısıyla gerçek güneş gününün yıllık değişimi de değişir. Genellikle yılın iki döneminde ortalama güneş gününden daha uzun ve diğer iki döneminde daha kısadır. Gerçek güneş günü , Güneş ekliptik boyunca normalden daha büyük bir açıyla hareket ettiğinde, günberi yakınında daha uzun olma eğilimindedir ve bunu yapması yaklaşık 10 saniye daha uzun sürer. Tersine, aphelion yakınında yaklaşık 10 saniye daha kısadır . Güneş'in ekliptik boyunca görünen hareketinin göksel ekvator üzerine izdüşümü, Güneş'in normalden daha büyük bir açıyla hareket etmesine neden olduğunda, gündönümü yakınında yaklaşık 20 saniye daha uzundur . Tersine, bir ekinoksun yakınında ekvator üzerine izdüşüm yaklaşık 20 saniye daha kısadır . Şu anda, günberi ve gündönümü etkileri yakın gerçek güneş günü uzatmak için bir araya 22 Aralık tarafından 30 ortalama güneş saniye ancak gündönümü etkisi kısmen yakın aphelion etkisiyle iptal edilir , 19 Haziran yalnızca olduğunda 13 saniye daha uzun. Ekinoks etkileri yakın kısaltın 26 Mart ve 16 Eylül'de tarafından 18 saniye ve 21 saniye sırasıyla.
ortalama güneş günü
Tüm bir yıl boyunca gerçek güneş gününün ortalaması , 86 400 ortalama güneş saniyesini içeren ortalama güneş günüdür . Şu anda, bu saniyelerin her biri bir SI saniyesinden biraz daha uzun çünkü Dünya'nın ortalama güneş günü, gelgit sürtünmesi nedeniyle 19. yüzyılda olduğundan biraz daha uzun . 1972'de artık saniyenin tanıtılmasından bu yana ortalama güneş gününün ortalama uzunluğu, 86 400 SI saniyeden yaklaşık 0 ila 2 ms daha uzun olmuştur . Çekirdek-manto eşleşmesinden kaynaklanan rastgele dalgalanmalar, yaklaşık 5 ms'lik bir genliğe sahiptir. 1750 ve 1892 arasındaki ortalama güneş saniyesi, 1895'te Simon Newcomb tarafından Güneş Tabloları'nda bağımsız zaman birimi olarak seçilmiştir . Bu tablolar 1900 ve 1983 yılları arasında dünyanın efemeridlerini hesaplamak için kullanıldı , bu yüzden bu saniye efemeris saniye olarak bilinir hale geldi . 1967'de SI saniyesi, efemeris saniyesine eşit hale getirildi.
Gerçek güneş zamanı dünyanın dönüş ölçüsüdür ve onunla ortalama güneş zamanı olarak bilinir arasındaki farktır zaman denklemi .
Yıldız ve yıldız günü
.png)
Uluslararası Dünya Dönme ve Referans Sistemleri Servisi (IERS) tarafından yıldız günü olarak adlandırılan Uluslararası Göksel Referans Çerçevesine göre Dünya'nın dönme süresi 86 164.098 903 691 saniye ortalama güneş süresidir (UT1) (23 sa 56 m 4.098 903 691 s , 0.997 269 663 237 16 ortalama güneş günü ). Dünya'nın dönme süresi göreceli precessing ortalama ilkbahar gündönümü adında, yıldız günü , olduğu 86 164,090 530 832 88 saniye ortalama güneş saati (UT1) ait (23 saat 56 m 4,090 530 832 88 s , 0.997 269 566 329 08 ortalama güneş günü ). Böylece yıldız günü, yıldız gününden yaklaşık 8,4 ms daha kısadır .
Hem yıldız günü hem de yıldız günü, ortalama güneş gününden yaklaşık 3 dakika 56 saniye daha kısadır . Bu, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönerken göksel referans çerçevesine göre 1 ek dönüşünün bir sonucudur (yani 366.25 dönüş/y). SI saniye cinsinden ortalama güneş günü, 1623–2005 ve 1962–2005 dönemleri için IERS'den alınabilir .
Son zamanlarda (1999-2010) aşırı ortalama güneş günün ortalama yıllık uzunluğu 86 400 SI saniye arasında değişmiştir 0.25 ms ve 1 ms elde etmek için yukarıda ortalama güneş zamanda verilen yıldız ve yıldız günü, her iki ilave edilmelidir, uzunlukları SI saniye cinsinden (bkz . Gün uzunluğundaki dalgalanmalar ).
Açısal hız
Açısal hızı eylemsiz boşlukta dünyanın dönüş olan (7,292 115 0 ± 0.000 000 1) x 10 -5 radyan saniye SI başına . (180°/π radyan) × (86.400 saniye/gün) ile çarpılması, 360.985 6°/gün sonucunu verir ; bu, Dünya'nın bir güneş gününde sabit yıldızlara göre 360°'den fazla döndüğünü gösterir. Dünya'nın kendi ekseni etrafında bir kez dönerken neredeyse dairesel yörüngesi boyunca hareketi, Dünya'nın Güneş'e göre yalnızca bir kez (360°) dönmesine rağmen, ortalama Güneş'in tekrar üzerinden geçebilmesi için sabit yıldızlara göre bir kereden biraz daha fazla dönmesini gerektirir. Güneş demek. Rad/s cinsinden değeri, Dünya'nın 6,378,137 m ( WGS84 elipsoid) (her ikisi için gereken 2π radyan çarpanları) ile çarpılması, saniyede 465,10 metre (1,674.4 km/sa) ekvator hızı verir. Bazı kaynaklar, Dünya'nın ekvator hızının biraz daha az veya 1,669,8 km/s olduğunu belirtir . Bu, Dünya'nın ekvator çevresinin 24 saate bölünmesiyle elde edilir . Ancak güneş gününün kullanımı yanlıştır; yıldız günü olmalıdır , bu nedenle karşılık gelen zaman birimi yıldız saati olmalıdır. Bu, 1,674.4 km/sa veya 1040.0mph üzerinde verilen ortalama güneş saatlerinde ekvator hızını veren 1.002 737 909 350 795 , bir ortalama güneş gününde yıldız günlerinin sayısı ile çarpılarak doğrulanır .
Dünyanın bir noktasında Dünya'nın dönüşünün teğetsel hızı, ekvatordaki hızı enlemin kosinüsüyle çarparak yaklaşık olarak hesaplanabilir. Örneğin, Kennedy Uzay Merkezi 28.59° K enleminde yer alır ve bu hız şu şekildedir: cos(28.59°) × 1674,4 km/sa = 1470.2 km/sa. Latitude, uzay limanları için bir yerleşimdir .
Değişiklikler
dönme ekseninde
Dünyanın dönme ekseni, sabit yıldızlara göre hareket eder ( atalet uzayı ); bu hareketin bileşenleri presesyon ve nütasyondur . Yerkabuğuna göre de hareket eder; buna kutupsal hareket denir .
Presesyon, esas olarak Güneş , Ay ve diğer cisimlerin yerçekiminden kaynaklanan dış torkların neden olduğu, Dünya'nın dönme ekseninin bir dönüşüdür . Kutupsal hareket esas olarak serbest çekirdek nutasyonundan ve Chandler yalpalamasından kaynaklanır .
dönme hızında
gelgit etkileşimleri
Milyonlarca yıl boyunca, Dünya'nın dönüşü, Ay ile yerçekimi etkileşimleri yoluyla gelgit hızlanmasıyla önemli ölçüde yavaşladı . Böylece açısal momentum yavaş bir hız ile orantılı olarak aya aktarılır , Moon yörünge yarıçapı. Bu süreç, günün uzunluğunu kademeli olarak mevcut değerine yükseltti ve Ay'ın Dünya ile gelgit olarak kilitlenmesine neden oldu .
Bu kademeli rotasyonel yavaşlama, gelgit ritmitleri ve stromatolitlerin gözlemlerinden elde edilen gün uzunluklarının tahminleriyle ampirik olarak belgelenmiştir ; bu ölçümlerin bir derlemesi, günün uzunluğunun 600 Myr önce yaklaşık 21 saatten mevcut 24 saatlik değere kadar istikrarlı bir şekilde arttığını buldu. Daha yüksek gelgitlerde oluşan mikroskobik tabakayı sayarak, gelgit frekansları (ve dolayısıyla gün uzunlukları), ağaç halkalarını saymaya çok benzer şekilde tahmin edilebilir, ancak bu tahminler daha ileri yaşlarda giderek daha güvenilmez olabilir.
rezonans stabilizasyonu
Mevcut gelgit yavaşlama oranı anormal derecede yüksektir, bu da Dünya'nın dönme hızının geçmişte daha yavaş düşmüş olması gerektiğini gösterir. Ampirik veriler, yaklaşık 600 Myr önce rotasyonel yavaşlamada keskin bir artış olduğunu geçici olarak göstermektedir. Bazı modeller, Dünya'nın Prekambriyen'in çoğunda 21 saatlik sabit bir gün uzunluğunu koruduğunu öne sürüyor . Bu gün uzunluğu , termal olarak yönlendirilen atmosferik gelgitin yarı günlük rezonans periyoduna karşılık gelir ; bu gün uzunluğunda, yavaşlayan ay torku, atmosferik gelgitten gelen hızlandırıcı bir tork tarafından iptal edilebilirdi, bu da net tork olmamasına ve sabit bir dönme periyoduna neden olabilirdi. Bu dengeleyici etki, küresel sıcaklıktaki ani bir değişiklikle bozulabilirdi. Son hesaplama simülasyonları bu hipotezi desteklemekte ve Marinoan veya Sturtian buzullarının bu kararlı konfigürasyonu yaklaşık 600 Myr önce kırdığını ileri sürmektedir ; simüle edilen sonuçlar, mevcut paleorotasyonel verilerle oldukça uyumludur.
Küresel olaylar
2004 Hint Okyanusu depremi gibi bazı büyük ölçekli olaylar, Dünya'nın eylemsizlik momentini azaltarak bir günün uzunluğunun 3 mikrosaniye kısalmasına neden oldu . Son Buz çağından beri devam eden buzul sonrası geri tepme , Dünya kütlesinin dağılımını da değiştiriyor, böylece Dünya'nın eylemsizlik momentini ve açısal momentumun korunumu ile Dünya'nın dönme periyodunu etkiliyor .
Günün uzunluğu insan yapımı yapılardan da etkilenebilir. Örneğin, NASA bilim adamları, Three Gorges Barajı'nda depolanan suyun , kütledeki kayma nedeniyle Dünya gününün uzunluğunu 0,06 mikrosaniye artırdığını hesapladı .
Ölçüm
Dünya'nın dönüşünün birincil izlemesi , Küresel Konumlandırma Sistemi , uydu lazer aralığı ve diğer uydu jeodezi teknikleri ile koordine edilen çok uzun-taban çizgisi interferometrisi ile gerçekleştirilir . Bu, evrensel zaman , presesyon ve nütasyonun belirlenmesi için mutlak bir referans sağlar . UT1 ve nütasyon dahil olmak üzere Dünya rotasyonunun mutlak değeri, Çok Uzun Baseline Interferometry ve Lunar lazer aralığı gibi uzay jeodezik gözlemleri kullanılarak belirlenebilirken, gün uzunluğu fazlalığı ve nütasyon oranları olarak belirtilen türevleri uydu gözlemlerinden elde edilebilir. , gibi GPS , GLONASS , Galileo ve değişen Uydu lazer jeodezik uydularına.
Antik gözlemler
Kayıtlı gözlemler vardır güneş ve ay tutulmalarının tarafından Babil ve Çinli gökbilimciler yanı sıra gelen, M.Ö. 8. yüzyılda başlayan Ortaçağ İslam dünyasında ve başka yerlerde. Günün uzunluğu, tutulmaların yeri ve zamanının hesaplanmasında kritik bir parametre olduğundan, bu gözlemler, son 27 yüzyıl boyunca Dünya'nın dönüşündeki değişiklikleri belirlemek için kullanılabilir. Gün uzunluğundaki milisaniyelik bir asırlık değişim, tutulma gözlemlerinde saatlerin ve binlerce kilometrenin değişmesi olarak ortaya çıkar. Eski veriler daha kısa bir günle tutarlıdır, bu da Dünya'nın geçmişte daha hızlı döndüğü anlamına gelir.
döngüsel değişkenlik
Yaklaşık her 25-30 yılda bir Dünya'nın dönüşü günde birkaç milisaniye geçici olarak yavaşlar ve genellikle yaklaşık 5 yıl sürer. 2017, Dünya'nın dönüşünün yavaşladığı art arda dördüncü yıl oldu. Bu değişkenliğin nedeni henüz belirlenmemiştir.
Menşei
Dünyanın ilk dönüşü, Güneş Sistemini oluşturmak üzere birleşen toz , kaya ve gaz bulutunun orijinal açısal momentumunun bir kalıntısıydı . Bu ilkel bulut , Big Bang'de üretilen hidrojen ve helyumun yanı sıra süpernovalar tarafından fırlatılan daha ağır elementlerden oluşuyordu . Bu yıldızlararası toz heterojen olduğundan, yerçekimi artışı sırasındaki herhangi bir asimetri, nihai gezegenin açısal momentumuyla sonuçlandı.
Ancak, Ay'ın kökenine ilişkin dev etki hipotezi doğruysa, bu ilkel dönüş hızı 4,5 milyar yıl önce Theia etkisi ile sıfırlanmış olurdu . Çarpışmadan önce Dünya'nın dönüş hızı ve eğimi ne olursa olsun, çarpmadan yaklaşık beş saat sonra bir gün yaşamış olacaktı. Gelgit etkileri daha sonra bu oranı modern değerine yavaşlatırdı.
Ayrıca bakınız
Notlar
- ^ Bkz Fallexperimente zum Nachweis der Erdrotation (Almanca Wikipedia makalesi).
- ^ Dünya'nın eksantrikliği 0.047'yi aştığında ve günberi uygun bir ekinoks veya gündönümünde olduğunda, yalnızca bir tepe noktası olan bir dönem, iki tepe noktası olan başka bir dönemi dengeler.
- ^ Bu rakamların nihai kaynağı olan Aoki, "ortalama güneş zamanının saniyesi" yerine "UT1'in saniyesi" terimini kullanır.
- ^ E. Groten için "FAYDALI SABİTLERİNİN" alıntıyı izleyerek SI saniye bu değere geçerli olduğunu kurulabilir "Astronomi, Jeodezi ve Geodynamics Ortak Alakayı Parametreleri" birimleri devletler değil bir örneği hariç, SI birimleridir bu değerle alakalı.
- ^ Astronomide, geometriden farklı olarak, 360 °, bazı döngüsel zaman ölçeğinde aynı noktaya geri dönmek anlamına gelir, ya bir ortalama güneş günü ya da Dünya eksenindeki dönüş için bir yıldız günü ya da bir yıldız yılı ya da bir ortalama tropikal yıl veya hatta bir ortalama Julian Güneş etrafındaki devrim içintam olarak 365.25 gün içeren yıl .
Referanslar
Dış bağlantılar
- USNO Earth Orientation yeni site, dolduruluyor
- USNO IERS eski sitesi, terk edilecek
- IERS Earth Oryantasyon Merkezi: Dünya döndürme verileri ve etkileşimli analiz
- Uluslararası Yer Döndürme ve Referans Sistemleri Hizmeti (IERS)
- Dünyanın dönüş periyodu 24 saatten azsa, saatlerimiz neden Güneş ile senkronize olmuyor?