Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Jorden - Astronomi - Jordens form och storlek - Jordens täthet - Jordens dagliga rotation
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
JORDEN
Fig. 1.
att j. var klotformig, möter man hos
pytago-réerna; klart uttalad och motiverad av verkliga
skäl finner man dock denna åsikt först hos
Aristoteles (384—322 f.Kr.). Hans skäl, som
åtei finnas bland dem, som än i dag bruka
anföras i elementära lärobäcker, voro bl.a. följ.
Då man förflyttar sig i riktning mot n. el. s.
längs jordytan, ändrar sig horisontens läge
bland stjärnorna, en stjärnas
kulminations-höjd ändrar sig kontinuerligt med
förflyttningen. Ett annat skäl gav honom
månförmörkelserna, vilkas uppkomst därigenom att
månen passerar genom den skugga, som den av
solen belysta jorden kastar ut i rymden, var
känd redan då: jordskuggans begränsning
avtecknar sig alltid cirkelformig på månen. En
fullt tillförlitlig kunskap om j:s form och
storlek kunde emellertid erhållas först genom
noggranna mätningar, s.k. gradmätningar.
Genom dessa är det fastslaget, att j. ej är fullt
klotformig utan något avplattad kring polerna
J:s form är i det allra närmaste en
rolations-ellipsoid, d.v.s. den har samma form som den
kropp, vilken uppkommer, om en ellips roterar
kring en av sina axlar, i detta fall den mindre,
som sammanfaller med j:s rotationsaxel. Vid
ekvatorn är jordradiens längd 6,378,388 m. enl.
Hayford, vid polen 6,356,909 m. (Jfr fig. 1 och
art. G e o d e s i).
J:s täthet. Genom att jämföra storleken av
den attraktionskraft, som verkar mellan två
kroppar med kända massor, med den kraft,
varmed den ena av dem attraheras av j., kan
j:s massa beräknas. Då j:s dimensioner äro
kända, kan härur j:s medeltälhet härledas; man
har funnit den vara 5,5 gånger vattnets.
J :s dagliga rotation. För en iakttagare
förefaller det, som om stjärnorna sutto fästade på
insidan av en ihålig sfär, i vars medelpunkt j
befinner sig, och som vrider sig runt kring en
axel från ö. mot v., ett varv på ett stjärndygn.
Detta blev också länge den allmänt antagna
förklaringen av rörelsen. Copernicus (se
denne) framhöll emellertid, att det ur flera
synpunkter vore enklare att tänka sig den dagliga
rörelsen hos himmelssfären ss. skenbar och
framkallad av en daglig rotation hos j. från
v. mot ö. omkr. en genom dess medelpunkt
gående axel. Denna tanke var ej ny; den
framkastades långt tidigare av de båda
pytagoréer-na Ekfantos och Hiketas utan att vinna
beaktande. Copernicus anförde ej några direkta
bevis för j:s rotation, dessa framkommo först
senare. Ett sådant är en fallande kropps
avvikelse mot ö., vilket först anfördes av
New-ton. En högt belägen punkt, t.ex. toppen av
ett torn, ligger längre från j:s medelpunkt än
själva jordytan och får därför på gr. av j:s
rotation en större hastighet mot ö. Låter man
en kropp falla från tornets topp till marken
bibehåller den på gr. av trögheten sin större
hastighet och faller därför ej lodrätt utan
avviker något åt ö. Sådana fallförsök ha utförts
av Benzenberg (1802, 1804) och Reich (1831);
de ha utfallit i god överensstämmelse med
teorien. Det mest påtagliga beviset för j:s
rotation är Foucaults pendelförsök (se d.o.). På
gr. av j:s rotation måste en centrifugalkraft
uppstå, som förminskar tyngdkraften mer och
mer, ju närmare man kommer ekvatorn.
Påvisandet av denna kraft är ytterligare ett
bevis för rotationen, liksom också j:s avplattning.
J:s rotationsaxel — jordaxeln — träffar jord-
Fig. 2. Schematisk bild av solbelysning vid
olika tider på året.
— 587 —
— 588 —
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
