1、地球的运动参考资料地球自转运动 地球自转指地球绕地轴的旋转运动。地轴是地球自转的旋转轴。地球不停地绕地轴旋转。 地球自转方向与公转相同，为自西向东。从北极上空观察呈逆时针方向旋转，从南极上空观察呈顺时针方向旋转。由于地球的自转，地球上的观测者看到恒星及太阳随着天球在自东向西旋转。 地球自转一周的时间即自转周期，叫做一日。由于观测周期采用的参照点不同，有恒星日(23小时56分4秒)和太阳日(24小时)之分。地球自转一周3600，所需的时间是23时56分4秒。这叫做一个恒星日，即天空某一恒星连续两次经过上中天(天体每天经过观测者所在的子午圈平面两次，离天顶较近的一次叫上中天)的时间间隔，这是地球自
2、转的真正周期。一天24小时，是太阳连续两次经过上中天的时间间隔，叫做一个太阳日。由于地球在自转的同时还在绕日公转，一个太阳日，地球要自转360059，比恒星日多出59。所以，时间上比恒星日多3分56秒。 地球自转运动是不均匀的，有季节变化、长期变化及不规则变化。如地球自转的长期变化使自转速度减慢，但这种变化不大，每100年日长增加1毫秒一2毫秒。地球自转的季节变化是每年3 - 4月速度最慢，8月最快，但季节性日长变化不超过0. 5毫秒一0. 6毫秒。地球自转的角速度，在南、北两极点等于零。除南、北两极点外，地球上任何地点的自转角速度都相等，约为每小时150。地球自转的线速度，在南、北两极点等于
3、零。除南、北两极点外，自转的线速度因纬度和海拔的不同而不同，自转线速度自赤道向两极逐渐减小，赤道海平面处约为1 670千米每小时，南、北纬300海平面处约为1 447千米每小时，南、北纬600海平面处约为8 37千米每小时。在赤道处高度相差100米，线速度相差26米每小时。 地球自转具有重要的地理意义。1.它决定了昼夜的更替，并使地表各种过程(如热量、气温、气压、蒸发、水汽凝结及有机界等)具有一昼夜的节奏。由于地球自转速度使地球上昼夜更替适中，地表增温和冷却不超过一定的限度，生物才得以生存。2.地球自转还会使地球上南、北半球物体水平运动的方向产生偏向。3.地球自转造成不同经线上具有不同的地方时
4、刻。4.地球自转对地球的形状也产生影响，并与地壳运动、海水运动、大气运动等都有密切的关系。大陆漂移、地震、潮汐摩擦、洋流等现象，都在不同程度上受到地球自转的影响。地球公转运动地球公转指地球按照一定的轨道绕着太阳的运动。 地球公转轨道是一个十分近似圆的椭圆，太阳位于椭圆的两个焦点之一，公转轨道全长约9.4亿千米，椭圆最长直径叫长轴，最短直径叫短轴，地球公转轨道半长轴为1. 49亿千米(即日地平均距离，称为天文单位距离)。椭圆长短轴之差称为焦点距，1/2焦点距与半长轴之比，称为偏心率，地球公转轨道偏心率约为0. 017或1/600 地球公转的方向与地球自转方向相同，都是自西向东，从北极高空看来，是
5、逆时针方向。 地球公转周期为一年。“年”的时间因参照点不同而有差别。回归年为365日5时48分46秒，恒星年为365日6时9分9. 5秒。地球在公转轨道上的位置，大致在1月3日左右最接近太阳，此时的位置称为近日点，日地距离约为1. 47亿千米;大致在7月4日左右最远离太阳，此时的位置称为远日点，日地距离约为1. 52亿千米。 地球公转的平均角速度，大致是每日向东推进10。公转平均线速度为23. 74千米每秒，在近日点时公转线速度较快，在远日点时较慢。 地球公转轨道面是在地球公转轨道上并通过地球中心的一个平面，地轴与轨道面斜交成66034交角。太阳位于地球公转轨道面所扩大的黄道面上，从地球上看来
6、，太阳好像终年在这个平面上运动，这就是太阳的视运动。太阳视运动的路线叫做黄道，黄道所在的面就是黄道面。黄道面和地球轨道面相重合。黄道面与地球赤道面之间的交角，称为黄赤交角，日前约为23026。由于地球的公转运动与黄赤交角的存在，引起了地球上正午太阳高度、昼夜长短的周年变化，使地球上产生四季的更替与五带(热带、北温带、南温带、北寒带、南寒带)的划分，对地球上许多地理现象产生巨大的影响。观星，感知地球的自转和公转 夜间，面向天空，你可以看到两个著名的星座一大熊座和仙后座。这两个星座都很容易辨认:大熊座由7颗亮星组成勺子的形状，叫北斗一七星，也叫勺子星;仙后座的5颗亮星组成拼音字母W的样子。就是这两
7、个星座，可以帮助我们找到北极星。 利用大熊座找北极星时，沿天漩 R星)、天枢(。星)的方向延长出去，在相当于这两颗星之间距离约5倍的地方，有一颗几乎同样亮的星一小熊座a星，这就是北极星，中国古代称之为勾陈一。在那部分天空，只有北极星这么一颗比较亮的星，所以很容易找到。我们还可以看到，仙后座a星(阁道三)、北极星、天北极和大熊座的屯星(开阳)几乎可以连成一条直线，仙后座y星与北极星的连线及其与阁道三的连线几乎互相垂直，这也为我们寻找北极星创造了条件。 如果细心观测，你会发现更有趣的现象:大熊座、仙后座不停地以北极星为中心有规律的转动。其实这是地球自转和公转现象的反映。 找一个晴朗的晚上，按以上方
8、法找到北极星，并记录大熊座(或仙后座)相对北极星的方向。此后可以每隔一小时观测一次，会发现这两个星座每隔一小时都转过15度的角度，这是为什么呢?原来这是地球自转的结果。北极星连同周围的恒星离我们很远很远，它们的位置几乎不是变的。而地球每昼夜自西向东自转一周即360度，你也跟着地球每小时转过15度。所以你会看到北极星周围的星座每小时向相反的方向转过15度，24小时后它们又回到了第一次记录的位置。 如果做定时长期观测，你会发现每天大熊座(或仙后座)的位置都有所不同。假如你在20: 00定时观测，第一次先找到北极星并记录大熊座(或仙后座)相对北极星的方向，以后每隔15天在20: 00观测一次，就会发
9、现这个星座每隔15天就转过15度角度，这又是为什么呢?这是地球公转的结果。地球每年绕太阳自西向东公转一周即360度，平均每天大约转过1度。我们就看到大熊座(或仙后座)绕北极星每天向相反的方向转过1度，一年后在20: 00你再观测时这个星座又回到了第一次记录的位置。 哥白尼 哥白尼(1473 1543)，波铸天文学家，旧心说”的创立人，曾在波铸和意大利的几所大学学习，研究数学、天文学、法学和医学。1506年回国任僧正，从事宗教活动，但仍以主要精力研究天文学。他在所供职的教堂城垣的箭楼上，建立了一个小天文台，并亲自制作观察仪器，长期从事天文观测和研究。终于创立了科学的宇宙结构体系一“日心说”。从此
10、否定了统治西方达一千多年的“地心说”。旧心说”提出后经历了艰苦的斗争，才为人们所接受。这是天文学上一次伟大的革命，引起了人类宇宙观的重大革新，从根本上动摇了欧洲中世纪宗教神学的理论支柱。正如恩格斯在自然辩证法中指出的“从此自然科学便开始从神学中解放出来。”“科学的发展从此便大踏步地前进”。哥白尼在天体运动论中阐明了旧心说”，这部著作于1543年出版。由于受到时代的局限，在哥白尼的旧心说”中保留了所谓“完美的”圆形轨道等形而上学的论点。在开普勒总结出行星运动三定律，牛顿发现了万有引力定律以后，旧心说”才建立在更加稳固的科学基础上。傅科 傅科，法国物理学家。1819年9月18日生于巴黎;1868年
11、2月11日卒于巴黎。 傅科是一位出版商的儿子，起先学医，在他结识菲佐以后，就开始研究物理学，并以此作为他的毕生事业。傅科在光学研究领域有很大的成就，他与菲佐合作，用齿轮测量光速，然后根据阿拉戈十年前提出的建议，研究出一种新的测量光速的方法一旋镜法。傅科测得的光速值比菲佐的值更加精确，仅稍低于迈克耳孙后来最终求得的值。傅科还进一步测量了光在水和其他透明介质中的速度。1853年，傅科证明光速在水中比在空气中小，他把这个研究成果作为博士论文发表。 但傅科的名字常常和始于1851年的一系列壮观的实验联系在一起。傅科知道，钟摆有保持自己振动面的趋向，摆的系着点会扭转。于是傅科认为，如使一大型摆摆动，它就
12、会保持其振动面，同时，地球将在摆下扭转。摆如处于北极，地球就会在每24小时扭转一周。处地越往南边去的纬度，地球就似乎扭转得越慢;因为地球在北部区域里运行的速度比在南部区域里稍慢一些。越往南，则速度差越小，而在赤道则完全不转动。由赤道往南，扭转就会重新开始(但方向相反)，到了南极则又具有24小时的周期。对观察摆的人来说(他本身也跟着地球运动)，就显得好像是摆在缓慢地改变方向。傅科的第一次实验不够明显，需要一个更长的摆。先是阿拉戈将天文台大楼提供给傅科作第二次试验之用，尔后拿破仑三世把巴黎一个大教堂安排给他进行最有名的第三次实验。傅科用一根60多米长的钢丝绳将一个直径约2英尺重27千克的大铁球吊在
13、教堂的圆顶下。摆的下一端是一个尖头，正好从地板上掠过，可在洒于教堂地板的沙上划出记号来。他将铁球高高地拉向一侧，用绳子拴在墙上，当一切都平静后，就点火烧断拴摆的绳子(如用剪刀或刀子切断绳子，就会产生振动，干扰实验结果)。绳断了，摆开始了摆动，为数众多的观众们都静声屏息。随着时间的推移，摆尖划出的记号明显地改变着方向。它扭转的方向和速率正巧符合巴黎的纬度，即31小时47分扭转一周。旁观者实际上等于观察了地球在摆下的自转。这个实验引起了极大反响。早在22个世纪以前，赫拉克雷迪斯就首先提出地球在自转;三个世纪前，哥白尼重申了这一点。自从两个半世纪前的伽利略时代以来，学术界并未怀疑过这件事。不过，关于
14、地球自转的所有证据都是间接的，直到傅科的实验成功，才使地球的自转成为可见的事实，而不单是逻辑的推断。时区与区时 确定一地时间的标准有两种:一种叫地方时，一种叫区时(标准时)。在日常生活中，人们习惯于用太阳在天空的位置来确定时间，以太阳位置最高(即正午)的时刻定为12点，这种时间叫地方时。如果各地都使用自己的地方时，在人们的生活工作中会带来一定的麻烦，特别是交通通信发达的今天，国际往来频繁，地方时更为不便，这样才有统一时间的必要。时区的划分，区时制度的建立便是适应这种要求而产生的。 1884年国际协议，全世界采用“区时系统”计量时间。地球每24小时自转一周3600)，一个小时转过经度150。因此
15、，国际上规定，每隔15。划为一个时区，全球可分为24个时区。以本初子午线为基准，从西经7. 5。至东经7. 50，划为中时区，或叫零时区。在中时区以东，依次划分为东一区至东十二区。在中时区以西，依次划分为西一区至西十二区，东十二区和西十二区各跨经度7. 50，合为一个时区。每个时区的中央经线，叫做该时区的“标准经线”。标准经线上的时间便是整个时区的“区时”。例如，北京处在东八区，东经1200，是东八区的中央经线，因此，北京时间采用的是东经1200的地方时，即东八区的区时。 相邻两个时区的区时，相差整整一小时。在任意两个时区之间，相差几个时区，它们就相差几小时。例如北京和莫斯科相差5个时区，时间
16、就相差5小时。其中，较东的时区，区时较早。因此，出国旅行的人必须知道这个常识，向东每跨人一个时区，应把表往前拨一小时，向西每跨人一个时区，应把表倒拨一小时，这样才能保证你随身携带的表的时间，与当地时间一致。国际日期变更线由于在任何时刻，东十二区总比西十二区早24小时，即一天。因此，自东十二区向例如，船只于5月1日8时由东十二区进人西十二区，日期要改成4月30日8时。相反，船只5月1日8时由西十二区进人东十二区，日期就要改成5月2日8时。在1884年召开的国际经度会议上，规定了原则上以1800经线作为地球上“今天”和“昨天”的分界线，叫做“国际日期变更线”，简称旧界线”。日界线并不完全在1800
17、经线上，而是稍有曲折，主要是为了照顾1800经线附近的居民生活方便，而避开陆地。地球仪 地球仪是用球体代表缩小的地球，以表示地面地理状况和地球自身特性的模型装置。球面上绘有各大洲、各海洋的分布以及某些重要地理要素、赤道、经线、纬线等。为了便于说明地球的自转、公转、四季形成和昼夜长短等自然现象，地球仪一般按23026的倾斜装置。恒星周年视差的发现 恒星周年视差缘于一个简单的推理:与更远的恒星相比较时，比较近的恒星应该显示出视差。即人们以地球绕太阳的轨道直径(大约3X108千米)作基线，在轨道相对的两端以半年的间隔进行观测，可观测到恒星的视差。但由于以前人们没有望远镜，单凭肉眼无法测出恒星的视差，
18、因为恒星和地球间的距离，同地球的轨道直径相比，实在太大了。 望远镜和其他仪器为恒星周年视差的观测提供了可能。在19世纪30年代，德国天文学家贝塞尔使用了一种叫做量日仪的新仪器，因为这种仪器最初是想用来精密地测量太阳的直径的。但用它同样能够测量天体间的其他距离，贝塞尔就用它来测量两个恒星之间的距离。贝塞尔月复一月地注意这些距离的变化，终于成功地测出了一个恒星的视差。他选择的是天鹅座的一颗小星，叫做天鹅座61星。他之所以选定这颗星，是因为这颗星相对于其他恒星背景每年都显示出特别大的自行，因此它一定比其他恒星离我们近。(不要把这种自行与恒星相对于背景的前后移动相混淆，后者表示的是视差)贝塞尔以附近“
19、固定的”恒星(可能要远得多)为基准，测定天鹅座61星连续移动的位置，持续观测了一年多。最后在1838年，他报告说天鹅座61星的视差为0. 31角秒，即相当于把一枚5分硬币放在16千米远处观看时的视角。这个视差是以地球轨道的直径为基线观测到的，这表明天鹅座61星在大约100万亿千米远处，为我们太阳系宽度的9000倍。因此，即使和最近的恒星相比，太阳系也像是空间的一个小点。 因为用万亿千米计算距离相当不方便，天文学家便以光的速度来计算距离，以便缩小数字。光速是每秒299792. 458千米。光一年走的距离约为94605亿千米，叫做1光年。利用这个单位，天鹅座61星距离地球约11光年。 在贝塞尔成功
20、后仅两个月，英国天文学家亨德森就算出了半人马座a星的距离。这颗星是天空中第三颗最亮的星，位于南天低空处。结果表明，半人马座a星的视差为0. 75角秒，是天鹅座61星的两倍多。因此，半人马座a星相应地距离地球近多了。实际上，它距离太阳系只有4. 3光年，是我们太阳系最近的恒星邻居。其实它并不是一颗单独的星，而是由三颗恒星组成的。 1840年，在德国出生的俄国天文学家斯特鲁维宣布了天空中第四颗最亮的星织女星的视差。后来发现他的测量结果有点误差，但这是可以谅解的，因为织女星距离地球远达27光年，视差非常小。 到1900年，约有70颗恒星已经用视差法测定出来(到20世纪80年代，已有数千颗)。 而现在
21、，人们使用精密的仪器，运用视差法测得较准确的宇宙空间距离约有120亿光年。四季的划分 地球上的季节变化，从天文现象来看，是昼夜长短和太阳高度的季节变化，这种变化决定于太阳直射点在纬度上的周年变化。从天文含义看四季:夏季就是一年内白昼最长、太阳最高的季节;冬季，就是一年内白昼最短、太阳最低的季节。春、秋二季就是冬、夏两季的过渡季节。我国传统上以立春(2月4日或5日)、立夏(5月5日或6日)、立秋(C8月7日或8日)、立冬(C11月7日或8日)，为起点来划分四季。为了使季节与气候相结合，气候统计工作一般把3, 4, 5三个月划为春季;6, 7, 8三个月划为夏季;9,10, 11三个月划为秋季;1
22、2, 1, 2三个月划为冬季。南、北回归线 南、北回归线是指地球上南、北纬度23026两条纬线圈。由于地轴与地球公转轨道平面成66034的交角，地轴倾斜的方向在公转过程中保持不变，因此，在地球绕日公转过程中，太阳直射点一年中南北移动。夏至日时，太阳直射在北纬23026纬线上。过了夏至日，太阳直射点便向赤道移回。北纬23026是太阳直射点最北界限，因此称北回归线。冬至日，太阳直射南纬23026，冬至过后，太阳直射点又转向北移。南纬23026是太阳直射点最南界限，因此称南回归线。南北回归线又是“五带”中热带和温带的分界线。南、北极圈南、北极圈是指地球上南北纬66034两条纬线圈。在南半球的称南极圈
23、，在北半球的称北极圈。南、北极圈是“五带”中温带和寒带的分界线。昼夜长短的变化 事实上，昼夜长短变化这一现象的原因有些复杂，是因为:昼半球和夜半球的分界线(圈)叫晨昏线(圈)。晨昏线把所经过的纬线分割成昼弧和夜弧。由于黄赤交角的存在，除了在赤道上和春、秋分日处，各地的昼弧和夜弧都不等长。地球自转一周，如果所经历的昼弧长，夜弧短，则白天长，黑夜短;反之，则黑夜长，白昼短。 北半球自春分日至秋分日，是夏半年。那时，太阳直射北半球，北半球各纬度，昼弧大于夜弧，昼长大于夜长，纬度越高，昼越长，夜越短;北极四周，太阳整日不落，叫做极昼现象。其中夏至日这一天，北半球昼最长，夜最短，北极圈(北纬6603丫)以北，到处出现极昼现象。北半球自秋分日至次年春分日，是冬半年。那时，太阳直射南半球，北半球到处是昼短夜长。纬度越高，昼越短，夜越长;北极四周，有极夜现象。其中冬至日这一天，北半球昼最短，夜最长，北极圈以内，到处出现极夜现象。 南半球的情况与北半球相反。5
