Polbevegelse

Nordpolenes polbevegelse fra 1909 til 2001; den positive x-aksen (oppover) tilsvarer datolinjen, den positive y-aksen (til høyre) tilsvarer den 90. lengdegrad øst.

Som polar bevegelse eller Polschwankung (engl. Polar Motion ) betegner astronomer og geologer en langsom svingende forskyvning av aksen av jorden i jord legeme. Selv om det bare utgjør noen få milliondeler av jordens radius , er det av stor betydning for dagens geofag - spesielt geodesi og geofysikk - så vel som for astronomi og dets grunnleggende system .

Noen astronomer mistenkte allerede for 150 år siden at nord- og sørpolen på jorden ikke er helt uforanderlig. Det er nå kjent at Nordpolen beveger seg i en nesten årlig, spiralformet svingning på noen få meter i amplitude over jordoverflaten og også driver rundt 10–12 meter per århundre i retning 80 ° vest. Sistnevnte er også kjent som polarmigrasjon .

Den periodiske svake tumlingen (i daglig tale "egg") av jordaksen skyldes at rotasjonsaksen og treghetsaksen ikke helt sammenfaller og jordens kropp er noe elastisk . Derfor reagerer jordens kropp litt på sesongmessige eller tektoniske masseskift. Polarbevegelsen må tas i betraktning for nøyaktige koordinatsystemer og referansesystemer for jord og rom (se ICRS og ITRF ).

Skjæringspunktet for rotasjonsaksen med jordoverflaten, i gjennomsnitt fra 1900 til 1905, er definert som referansepunkt for den geografiske nord- og sørpolen og kalles CIO (Conventional International Origin). Polarbevegelsen skal ikke forveksles med endringen i orienteringen av jordas rotasjonsakse i rommet (se himmelpolen ). Gravitasjonskreftene til månen, solen og de andre planetene utøver moment på jordens kropp, noe som fører til syklisk nedgang og vippe bevegelser av jordaksen i perioder på flere 10.000 til 100.000 år, som også har innflytelse på det globale klimaet ( se Milanković-sykluser ). Polbevegelsen beskrevet her er heller ikke å forveksle og er ikke direkte relatert til migrasjonen av magnetens poler på jorden .

Grunnleggende

Den rotasjonsakse av jorden - som rotasjonsaksen for hver stabil topp - har tendens til å opprettholde sin retning i rommet nøyaktig (se også treghet system ). I løpet av den årlige bane rundt solen peker den alltid i nesten samme retning - for tiden mot den såkalte Polar Star i konstellasjonen Little Bear - selv om dens årlige bane er tilbøyelig til den.

Hvis jorden var helt stiv og ikke utsatt for noen eksterne krefter, ville dens rotasjonsakse peke i nøyaktig samme retning i millioner av år på grunn av bevaring av vinkelmomentet. Faktisk forårsaker imidlertid tiltrekningskreftene i planetsystemet (spesielt gravitasjon av månen og solen) en liten, regelmessig tilting fordi jorden avviker noe fra den sfæriske formen . Denne såkalte presesjonen og en relatert effekt, nutasjon , er ikke direkte relatert til polbevegelse, men forveksles ofte med den.

Polarbevegelsen diskutert i denne artikkelen er resultatet av det faktum at jorden

1. er ikke en stiv kropp, men har en viss elastisitet ,
2. er ikke en ball, men flatet med 0,3 prosent,
3. sesongmessige effekter og små deformasjoner oppstår på overflaten , og
4. sakte masseskift foregår i det indre av jorden .

De indre og ytre endringene i form av jorden (faktor 3 og 4) betyr at aksen til det største treghetsmomentet også endres med massefordelingen : jordaksen reagerer med en liten wobling , slik at de geografiske breddegrader og lengder på målestasjoner kan ikke lenger betraktes som uforanderlige. Det tidligere klart definerte forholdet mellom jordens faste og det himmelske koordinatsystemet (utvidet jordakse = himmelpolen ) blir mer komplisert hvis man vil ta hensyn til dagens krav og høy målenøyaktighet.

Historisk

Selv om polarbevegelsen bare er noen få meter, ble effekten observert av Friedrich Wilhelm Bessel allerede i 1844 , mistenkt å være årsaken rundt 1860 og bevist i 1885 av Bonn-astronomen Karl Friedrich Küstner gjennom presise målinger av " polhøyden " ( astronomisk breddegrad ). De antatte endringene i jordaksen kan filtreres ut fra lengre måleserier som små periodiske breddegradsendringer på rundt ± 0,3 ″. Først på slutten av 1800-tallet hadde astrogeodetiske målinger med passeringsinstrumenter og senittteleskoper nådd dette nøyaktighetsnivået.

Perioder og tolkning av polbevegelsen

Avstanden dekket av jordens øyeblikkelige rotasjonsakse i årene 2001 til 2005 på Nordpolen

I tillegg til Küstner ble de mest presise empiriske studiene av polarbevegelsen utført av den wienske geodesisten Richard Schumann og den amerikanske astronomen Seth Carlo Chandler . Sistnevnte oppdaget Chandler-perioden i 1891 , som er omtrent 435 dager. Derimot hadde Leonhard Euler utledet en teoretisk verdi på rundt 305 dager for en stiv jord (Euler-periode). Det teoretiske grunnlaget for dette er følgende:

Den jordsymmetriakse ikke helt faller sammen med sin rotasjonsakse , som går gjennom sentrum av tyngdekraften fra jord legeme. Det er grunnen til at jordkroppen “wobler” litt i forhold til sin egen rotasjonsakse, noe som er merkbar i endringer i de geografiske koordinatene til en stasjonær observatør. En slik tumling er bare stabil hvis rotasjonen (omtrent) rundt kroppsaksen finner sted med det største eller minste treghetsmoment. Hvis dette ikke er tilfelle, øker vinglingen på lang sikt, og det roterende legemet orienterer seg rundt til en av de to nevnte kroppsaksene sammenfaller med rotasjonsaksen. Siden jordens symmetriakse er aksen med det største treghetsmoment på grunn av flatingen av jorden , forekommer ikke slik ustabilitet. Avviket mellom symmetriaksen og rotasjonsaksen forblir derfor begrenset, og symmetriaksen utfører en presesjon-lignende bevegelse rundt rotasjonsaksen omtrent en gang i året.

Virkemåten til den “jord- topp ” og dens svak tromlingen kan beregnes nøyaktig med fremgangsmåtene i vitenskapelige mekanikk , hvis man antar en stiv fast legeme med dimensjoner på jorden for det . Dersom, på den annen side, jord legeme (spesielt plast indre ) gir i en liten - som geologi lenge har kjent basert på brettet rocks - den periode av denne tromling er forlenget fordi forstyrrende krefter ikke lenger kan anvende så "grippily" .

Den totale svingningen består av en fri og en tvungen komponent. Den frie svingningen har en amplitude på ca. 6 m og en periode på 415 til 433 dager (Chandler-periode). Svingningen av periodens varighet er relatert til sesongmessige effekter ( bladfall og vegetasjon, glasur , platetektonikk osv.), Som kan spores tilbake til masseforskyvninger på jordoverflaten eller i det indre av jorden. Stivheten i jordens kropp kan beregnes ut fra forskjellen mellom Chandler- og Euler-perioden , men dette blir betydelig vanskeligere av deres stratifisering i jordskorpen og kappen . Jordens deformerbarhet kan imidlertid også bestemmes ved hjelp av andre metoder, f.eks. B. ved hjelp av jordens tidevann .

Tvungen svingning har en amplitude omtrent halvparten så stor og en årlig periode. Det stimuleres av sesongmessige skift i vann- og luftmasser. Den overlagring av de to svingninger av forskjellig varighet betyr at amplituden av det totale svingning svinger mellom ca 2 m. Og ca. 8 m. På seks år.

Mindre svingninger med perioder på noen timer opp til tiår er lagt på denne spiralbevegelsen . Spontane små skift på noen få centimeter kan noen ganger oppdages - utløst for eksempel av skjelvet 26. desember 2004 nær Sumatra , som utløste den enorme tsunamien i Indikatoren .

Svingningens sentrum driver med en hastighet på ca. 10 m per århundre i retning 80 ° vest. Denne bevegelsen tilskrives store tektoniske prosesser.

Internasjonal bredbasert tjeneste, IPMS og IERS

For å undersøke disse effektene nærmere ble International Broad Service grunnlagt i 1899 . Den besto av fem observatorier på forskjellige kontinenter , som alle lå på 39,8 ° nordlig bredde. Ved å måle den astronomiske breddegraden hver kveld ble det oppnådd en kontinuerlig kurve for polarbevegelsen, hvorved de små (uunngåelige) motsetningene i dataene fra motsatte kontinenter ble minimert ved hjelp av en justeringsberegning .

Noen få år etter begynnelsen av romfart kunne de astronomiske målingene suppleres med metoder for satellittgeodesi , og snart også forbedres. Det internasjonale polar Motion Tjeneste (forkortelse IPMS) ble stiftet for dette formålet. På 1990-tallet byttet han til Earth Rotation Service IERS , hvis resultater nå er basert på data fra fem til seks veldig forskjellige målemetoder.

Se spesiell artikkel: Fundamental Astronomy .

teori

Sesongbølge

Figur 3. Vektor m av sesongkomponenten i polarbevegelsen som en funksjon av sesongen. Tallene og linjemarkeringene indikerer begynnelsen på en kalendermåned. Den stiplede linjen er retningen til ellipsens hovedakse. Linjen i retning av mindreaksen er posisjonen til eksitasjonsfunksjonen som en funksjon av sesongen. (100 mas (milliarc sekunder) = 3,09 m på jordoverflaten).

I dag er det enighet om at sesongbestanddelen er en tvungen svingning, som hovedsakelig er forårsaket av atmosfærisk dynamikk. Ansvarlig for dette er en stående, antisymmetrisk atmosfærisk tidevannsbølge av meridjonsbølgetallet og perioden på ett år, som har en trykkamplitude i en første tilnærming proporsjonal med (med polavstanden ). Om vinteren på den nordlige halvkule er det et høytrykksområde over Nord-Atlanteren og et lavtrykksområde over Sibir med temperaturforskjeller på opptil 50 °. Det er omvendt om sommeren. Dette betyr en masse ubalanse (ubalanse) på jordoverflaten, noe som resulterer i en gyratorisk bevegelse av figuraksen til jordens kropp mot dens rotasjonsakse. ${\ displaystyle m = 1}$${\ displaystyle \ sin \ theta \ cos \ theta}$${\ displaystyle \ theta}$

Posisjonen til polbevegelsen finner du fra Eulers ligninger . Posisjonen til vektoren m til sesongbestanddelen av polarbevegelsen beskriver en ellipse (figur 3), hvis hoved- og mindre akser er i forhold

${\ displaystyle {\ frac {m_ {1}} {m_ {2}}} = \ nu _ {C} \,}$

(1)

stå (med Chandler-resonansfrekvensen; eller en Chandler-resonansperiode på sideriske dager = 1,20 sideriske år). Resultatet i figur 3 stemmer godt overens med observasjonene. Trykkamplituden til den atmosfæriske bølgen, som genererer denne vaklingen, har et maksimum på = -170 ° lengdegrad. ${\ displaystyle \ nu _ {C} = 0 {,} 83}$${\ displaystyle \ tau _ {C} = 441}$${\ displaystyle p_ {o} = 2 {,} 2 \, \ mathrm {hPa}}$${\ displaystyle \ lambda _ {o}}$

Det er vanskelig å bestemme havets innflytelse. Effekten av den er estimert til å være 5-10%.

Chandler vakler

Mens den årlige komponenten forblir ganske konstant fra år til år, svinger den observerte Chandler-perioden betydelig gjennom årene. Denne svingningen bestemmes av den empiriske formelen

${\ displaystyle m = {\ frac {3 {,} 7} {(\ nu -0 {,} 816)}}$(for ) ${\ displaystyle 0 {,} 83 <\ nu <0 {,} 9}$

(2)

ganske godt beskrevet. Mengden m øker med den gjensidige frekvensen. En forklaring på Chandler-vinglingen er eksitasjonen av kvasi-periodisk atmosfærisk dynamikk. Faktisk ble en kvasi-14-måneders periode ekstrahert fra en koblet atmosfære-havmodell, og et regionalt 14-måneders signal i havoverflatetemperaturen ble observert.

For den teoretiske behandlingen av Eulers ligninger, må den (normaliserte) frekvensen erstattes av en kompleks frekvens , det imaginære begrepet simulerer spredningseffekter på grunn av den elastiske kroppen på jorden. Som i figur 3 består løsningen av en prograde og en retrograd sirkulær polarisert bølge. Den tilbakeslagsbølgen kan neglisjeres for frekvenser , og den sirkulært polariserte progradebølgen forblir, med vektoren m som beveger seg på en sirkel mot klokken. Den beregnede mengden m er${\ displaystyle \ nu}$${\ displaystyle \ nu + i \ nu _ {D}}$${\ displaystyle \ nu _ {D}}$${\ displaystyle \ nu <0 {,} 9}$

${\ displaystyle m = 14 {,} 5 \, p_ {o} \, {\ frac {\ nu _ {C}} {\ sqrt {{((\ nu - \ nu _ {C})} ^ {2 } + \ nu _ {D} ^ {2})}}},}$(for )${\ displaystyle \ nu <0 {,} 9}$

(3)

Dette er en resonanskurve hvis kanter går gjennom

${\ displaystyle m \ approx 14 {,} 5 \, p_ {o} \, {\ frac {\ nu _ {C}} {| \ nu - \ nu _ {C} |}}}$(for )${\ displaystyle {(\ nu - \ nu _ {C})} ^ {2} \ gg \ nu _ {D} ^ {2} \, \,}$

(4)

kan tilnærmes. Maksimal amplitude på m at blir ${\ displaystyle \ nu = \ nu _ {C}}$

${\ displaystyle m _ {\ mathrm {max}} = 14 {,} 5 \, p_ {o} \, {\ frac {\ nu _ {C}} {\ nu _ {D}}} \,}$

(7)

I gyldighetsområdet for den empiriske formelen Eq. (2) det er god enighet med likn. (4). Observasjonene fra de siste 100 årene viser at det ikke er funnet noen verdi større enn mas (milli-sekunder) så langt . Det gir en nedre grense i årevis. Den tilsvarende trykkamplituden til den atmosfæriske bølgen er . Dette tallet er faktisk lite og indikerer resonanseffekten rundt Chandlerian resonansfrekvensen. ${\ displaystyle m _ {\ mathrm {max}} \ sim 230 \,}$${\ displaystyle \ tau _ {D} = {\ frac {1} {\ nu _ {D}}} \ geq 100 \,}$${\ displaystyle p_ {o} \ sim 0 {,} 2 \, \ mathrm {hPa}}$

Polakoordinater

Jordrotasjonsparametrene som regelmessig bestemmes av IERS, beskriver den nåværende rotasjonshastigheten til jorden og den aktuelle orienteringen til rotasjonsaksen i rommet, så vel som den nåværende orienteringen til jordens kropp i forhold til rotasjonsaksen.

De polet koordinater og indikere posisjonen til den aktuelle rotasjonsakse (mer presist: Celestial Efemeride Polen) med hensyn til en bestemt fast punkt på jordens overflate (de IERS referanse pol) . X-aksen går i retning av primærmeridianen (nærmere bestemt: IERS referansemeridian ) og y-aksen i retning 90 ° vest. Milli-buesekunder brukes vanligvis som måleenhet (avstanden mellom de to punktene på jordoverflaten kan også uttrykkes i meter). ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle y}$

I løpet av polbevegelsen endres også stillingen til en stasjonær observatør i forhold til rotasjonsaksen. Hvis denne observatøren utfører en astronomisk bestemmelse av sine geografiske koordinater, får han litt forskjellige resultater avhengig av den aktuelle posisjonen til rotasjonsaksen. Hvis middelverdien astronomiske lengdegrad og breddegrad dens middelverdi og den øyeblikkelige rotasjonsakse har polarkoordinater og , deretter de fastslåtte avvik fra dets middel koordinater er en første tilnærmelse ${\ displaystyle \ lambda _ {m}}$${\ displaystyle \ varphi _ {m}}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle y}$

${\ displaystyle \ Delta \ varphi = x \ cos \ lambda _ {m} -y \ sin \ lambda _ {m}}$

${\ displaystyle \ Delta \ lambda = (x \ sin \ lambda _ {m} + y \ cos \ lambda _ {m}) \ tan \ varphi _ {m}}$.

Geofysiske implikasjoner

Hvis man forestiller seg jorden som en nøyaktig, stiv sfære og roterer helt symmetrisk , ville jordaksen være uforanderlig og nord- og sørpolen ville forbli i samme posisjon på sfæren. Jorden har det faktisk

• en utflating , som et resultat av at de ytre kreftene ikke lenger er symmetriske;
• en viss elastisitet og de resulterende vibrasjonene (se f.eks. jordskjelv )
• og plastisitet (deformerbarhet over lengre tidsperioder), gjenkjennelig f.eks. B. geologiske folder i fjellformasjon eller kontinentaldrift ,
• så vel som sesongmessige endringer ( atmosfære , havstrømmer, vegetasjon , etc.)

Som et resultat gjør jordens sanne akse veldig kompliserte, men for det meste periodiske bevegelser. Masseforskyvningen på og i jorden og jordens kropps motstandskraft kan beregnes dels teoretisk, dels empirisk ved hjelp av egnede fysiske modeller og raffineres litt hvert år.

I 2003 ble Descartes-prisen tildelt Véronique Dehant av Observatoire royal de Belgique og en europeisk gruppe på rundt 30 forskere som under deres ledelse utviklet en utvidet teori om jordens rotasjon og mutasjon.

Søknader og reduksjoner

I tillegg til forskning kreves også presis kunnskap om posisjonen til jordaksen for flere praktiske formål. Disse inkluderer satellittnavigasjon , geoidbestemmelse , reduksjon av geodetiske presisjonsmålinger (se vertikal avvik ) og romfart . Hvis den nåværende poleposisjonen ikke ble tatt i betraktning, vil det føre til feil i posisjonen på mer enn 10 meter. For eksempel vil en 100 km stor styrke en landmåling lide forskjeller fra cm til dm, eller en Mars-rakett vil savne målet med flere 1000 kilometer.

litteratur

1. ↑ JM sant: Jordens rotasjon , Ann. Pastor Earth Planet. Sci., 16 , 231, 1988
2. ↑ ^{a b} H. Volland: Atmosfære og jordens rotasjon. Surv. Geophys., 17 , 101, 1996
3. ↑ K. Lambeck: Jordens Variabel Rotasjon: Geofysiske årsaker og konsekvenser. Cambridge University Press, Cambridge 1980
4. ^ ^{A b} H. Jochmann: Jordens rotasjon som en syklisk prosess og som en indikator i jordens indre. Z. geol. Wiss., 12 , 197, 1984
5. ↑ JM sant: Virkningen av atmosfæren og havene på jordens vakling - I. Teori. Geophys. Res. JR Astr. Soc., 70 , 349, 1982
6. ^ S. Hameed, RG Currie: Simulering av 14-måneders Chandler wobble i en global klimamodell. Geophys. Res. Lett., 16 , 247, 1989
7. ^ I. Kikuchi, I. Naito: Havoverflatetemperaturanalyse nær Chandler-perioden. Proceedings of the International Latitude Observatory of Mizusawa, 21 K , 64, 1982

Se også

• Jordrotasjon , jordrotasjonsparametere , polkoordinater
• Internasjonal bred tjeneste , geodynamikk , satellittgeodesi
• Atomtid , verdens tid , omløpsbestemmelse
• Treghetssystem , relativitet , barycentre
• Polskifte

weblenker

• Astro-ordliste ⇒ polbevegelse
• Referansesystemer for himmel og jord (Universitetet i Bern) ( Memento fra 21 februar 2015 i nettarkivet archive.today )
• Internasjonal tjeneste for jordrotasjon og referansesystemer
• Earth Rotation and Equatorial Coordinates, R. Fisher 1996/2005
• Rapport om forskyvning av jordaksen
• Astronomiens historie