mini|Veranschaulichung der Erdrotation mini|Die Bewegung der Erdoberfläche in Relation zum Sternenhimmel aufgrund der Erdrotation Die Erdrotation ist die Drehbewegung der Erde um ihre eigene Achse. Die Rotationsachse nennt man Erdachse. Die Erde dreht sich nach Osten. Vom Polarstern betrachtet dreht sich die Erde entgegen dem Uhrzeigersinn.
Der Rotationsvektor der Erde weist gemäß der Rechtsschraubenregel genau nach Erd-Nord, und damit näherungsweise zum Polarstern. Alle Punkte der Erdoberfläche, ausgenommen ihre zwei Pole, bewegen sich dadurch in die (jeweils lokale) Ost-Richtung. Für einen Beobachter, der mit dem Kopf nach Norden am Boden liegt und nach oben blickt, bewegt sich etwa eine erdfeste Mastspitze (gegenüber einem sehr nahen Stern binnen einer Minute sichtbar) ebenfalls in Ostrichtung, d. h. wegen der Betrachtung von unten am Himmel nach links.
Die durchschnittliche Dauer einer Umdrehung bezüglich des als ruhend angenommenen kosmischen Hintergrundes – der mittlere siderische Tag – beträgt 23 h 56 min 4,0989 s. Dies entspricht der vom IERS festgelegten nominellen mittleren Winkelgeschwindigkeit von D. D. McCarthy, G. Petit (Hrsg.): IERS Conventions (2003) (IERS Technical Note No. 32), Kap. 1: General Definitions and Numerical Standards (PDF). bzw., wenn man diese Winkelgeschwindigkeit mit dem Äquatorradius multipliziert, einer Umfangsgeschwindigkeit von Als Bezugspunkte für die präzise Messung der Umdrehungsdauer dienen heutzutage unter anderem extragalaktische Radioquellen, die mittels Radiointerferometrie beobachtet werden. Bis vor wenigen Jahrzehnten standen noch keine ruhenden Referenzpunkte zur Verfügung, die höheren Ansprüchen genügt hätten. Die der Beobachtung zugänglichen Sterne waren wegen ihrer Eigenbewegung nur eingeschränkt geeignet.
In der astronomischen Praxis bezieht man die Umdrehung daher in der Regel auf den Frühlingspunkt, dessen Lage bezüglich der Sterne und Planeten stets berechnet werden kann. Die Zeitspanne, die die Erde braucht, um nach einer Umdrehung wieder dieselbe Stellung bezüglich des Frühlingspunktes einzunehmen, ist ein Sterntag und beträgt nur 23 h 56 min 4,0905 s. Die Präzessionsbewegung der Erdachse ist der Grund dafür, dass ein siderischer Tag etwa 8 Millisekunden länger ist als ein Sterntag.
Teilt man den Sterntag in 24 h* (Stunden Sternzeit) ein, so ist die Sternzeit ein direktes Maß für den Drehwinkel der Erde. Aus Kenntnis der Sternzeit lässt sich also der aktuelle Himmelsanblick bestimmen. Insbesondere kulminiert für den betreffenden Beobachter um 24 h* der Frühlingspunkt.
Man beachte die nicht ganz konsistente Bezeichnung: Der Sterntag bezieht sich trotz seines Namens nicht auf die Sterne, sondern auf den Frühlingspunkt. Auf die Sterne bezieht sich der siderische Tag. Die englischen Bezeichnungen (festgelegt vom IERS) sind beispielsweise umgekehrt: der Sterntag heißt hier sidereal day, während der siderische Tag stellar day heißt.
Sonnentag mini|Ein Sonnentag (1 → 3) dauert jeweils länger als ein siderischer Tag (1 → 2) Der Sonnentag ist der Zeitraum vom Sonnenhöchststand eines Tages zum nächsten und dient als Basis der alltäglichen Zeitmessung. Er dauert im Mittel 24 Stunden und ist damit etwas länger als ein Sterntag oder ein siderischer Tag. Der Unterschied zwischen der Länge des Sonnentages und der Länge des siderischen Tages resultiert aus der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne. Nach einer vollständigen Rotation – der Dauer eines siderischen Tages – ist die Erde auf ihrer Bahn etwa ein Bogengrad weitergelaufen. Die Erde muss sich noch einmal um ungefähr den gleichen Winkel weiterdrehen, bis vom gleichen geographischen Ort aus die Sonne am Himmel wieder am höchsten steht. Die hierfür benötigte zusätzliche Zeitspanne beträgt im Mittel etwa 4 Minuten. Der summierte Zeitunterschied nach einem vollständigen Umlauf – der Dauer eines siderischen Jahres – entspricht der Dauer einer Rotation. Da die Drehrichtung der Erdrotation gleichsinnig zur Umlaufrichtung ist, ist die Anzahl der Sonnentage im Jahr um eins geringer als die Anzahl siderischer Tage.
Weil die Erdbahn elliptisch ist und im Laufe eines Jahres mit unterschiedlicher Geschwindigkeit durchlaufen wird, und weil zudem die Rotationsachse zur Bahnebene geneigt ist (beziehungsweise die Äquatorebene zur Ekliptikebene), unterscheiden sich die Sonnentage eines Jahres um bis zu etwa 20 min. Daher unterscheidet man zwischen einem veränderlichen wahren Sonnentag und dem stets gleich langen mittleren Sonnentag. Der veränderliche wahre Sonnentag ist die jeweilige Zeitspanne zwischen aufeinanderfolgenden Tageshöchstständen der Sonne; die Länge des mittleren Sonnentages entspricht dem Durchschnitt der über Jahre gemittelten Längen wahrer Sonnentage.
Der mittlere Sonnentag wurde per Definition in 24 Stunden eingeteilt, die beispielsweise durch gleichförmig laufende mechanische Uhren dargestellt werden. Im Unterschied dazu zeigen die Sonnenuhren naturgemäß den tatsächlichen Sonnenstand an. Der Zeitunterschied zwischen mittlerer Sonnenzeit und wahrer Sonnenzeit von bis zu ±10 min im Verlauf eines Jahres wird als Zeitgleichung bezeichnet.
Rotationsachse Aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses der Erde ist die Richtung ihrer Rotationsachse im Raum fast konstant. In Richtung Norden zeigt die Erdachse gegenwärtig auf einen Punkt am Himmel, der knapp ein Grad neben einem Stern des Sternbilds Kleiner Bär liegt. Um diesen Punkt scheint sich für einen irdischen Beobachter auf der Nordhalbkugel der Himmel einmal am Tag zu drehen. Der Punkt heißt daher Himmelsnordpol und der Stern Polarstern. Richtung Süden zeigt die Erdachse derzeit nicht auf einen markanten Stern.
Die Rotationsachse steht nicht senkrecht auf der Ebene der Erdbahn, sondern ist um knapp 23,5° geneigt (Schiefe der Ekliptik). Bei jedem Umlauf wird daher ein halbes Jahr lang die Nordhälfte der Erde stärker von der Sonne beschienen, ein halbes Jahr lang die Südhälfte. Auf der jeweils stärker bestrahlten Hälfte entwickelt sich der Sommer, auf der anderen der Winter.
Zeitliche Veränderlichkeit Physikalische Grundlagen Seit ihrer Entstehung besitzt die Erde Drehimpuls und vollführt daher eine Drehbewegung. In der einfachsten, aber oft schon ausreichenden Näherung wird die Erde als ein rotationssymmetrischer starrer Kreisel betrachtet, der um seine Symmetrieachse rotiert. Dann liegt der Drehimpulsvektor zur Rotationsachse parallel und sein Betrag ist das Produkt aus der Winkelgeschwindigkeit der Erde und ihrem Trägheitsmoment.
Das Trägheitsmoment der Erde bezüglich ihrer Rotationsachse beträgt NASA Earth Fact Sheet, abgerufen am 4. August 2024 Dieser Wert kann aus der Dichteverteilung im Erdinnern, z. B. nach dem PREM-Modell, berechnet oder anhand der Präzession der Erdachse gemessen werden.
Der Drehimpuls ist eine vektorielle Erhaltungsgröße, deren Richtung und Betrag nur durch ein von außen angreifendes Drehmoment geändert werden können. Erhaltung des Drehimpulses bedeutet daher, dass sowohl die Lage der Drehachse im Raum als auch, sofern das Trägheitsmoment sich nicht ändert, die Umdrehungsgeschwindigkeit konstant bleiben. Zudem ist die Drehachse aufgrund der angenommenen Rotationssymmetrie auch eine Hauptträgheitsachse der Erde, weshalb die Richtung der Drehachse auch in Bezug zur Erde stabil bleibt. Daher bleibt in dieser Näherung der Nordpol sowohl am Himmel als auch auf der Erde am gleichen Ort, und gleiches gilt für den Südpol.
Die beobachteten Abweichungen von diesem Verhalten sind geringfügig. Bei genauer Messung oder Betrachtung langer Zeiträume lassen sich jedoch zeitliche Veränderungen feststellen.
Die Drehgeschwindigkeit ändert sich, wenn sich durch Einwirken eines äußeren Drehmoments der Betrag des Gesamtdrehimpuls ändert (z. B. durch Gezeitenreibung, aber auch durch Einschlag eines Himmelskörpers wie möglicherweise bei der Entstehung des Mondes), wenn sich der Gesamtdrehimpuls der Erde in verschiedener Weise auf Untersysteme (Atmosphäre/Erdmantel/Erdkern) umverteilt (die Beobachtungen erfassen nur die Bewegung des Untersystems „Erdmantel mit Erdkruste“), wenn sich infolge Verformung (z. B. postglaziale Landhebung) oder Massenumverteilung (z. B. Abschmelzen von Gletschern) das Trägheitsmoment der Erde ändert (Pirouetteneffekt).
Die Lage der Rotationsachse im Raum ändert sich, wenn äußere Drehmomente quer zur Richtung des Drehimpulses einwirken (Präzession und Nutation). Die Lage der Rotationsachse in Bezug zur Erde ändert sich, weil sie nicht exakt mit der Hauptträgheitsachse der Erde übereinstimmt (Nutation). Als Folge variiert die Richtung der Rotationsachse im Raum, aber auch in Bezug auf den Erdkörper. Ihre Durchstoßpunkte durch die Erdoberfläche am Nord- und Südpol schwanken in einem Bereich von einigen Metern (Polbewegung).
Veränderlichkeit der Umdrehungsdauer Kurzfristige Schwankungen mini|Tageslängen 1962 bis 2015 Genaue Messungen zeigen, dass die Dauer einer Umdrehung und damit die Tageslänge nicht streng konstant ist. Das Bild rechts zeigt (in grau) die gemessenen Tageslängen seit 1962. Dargestellt ist die Abweichung der Tageslänge von einem Referenztag mit einer Länge von exakt 86.400 SI-Sekunden. Die grüne Kurve gibt einen gleitenden Mittelwert über 365 Tage wieder. Nach einer anfänglichen Zunahme bis auf etwa 3 ms um 1972 ist der Trend rückläufig und hat gegenwärtig (2023) etwa die Nulllinie erreicht. Solche Fluktuationen, die mehrere Jahrzehnte bis Jahrhunderte umfassen können, beruhen vermutlich auf Massenverlagerungen im flüssigen äußeren Erdkern.
Diesen langsamen Schwankungen überlagern sich kürzere Fluktuationen mit einer Dauer von etwa einem Jahrzehnt. Sie werden vermutlich durch einen Drehimpulsaustausch zwischen Erdkern und Erdmantel verursacht. Auch längerfristige Verschiebungen der Wasser- bzw. Eisverteilung auf der Erdoberfläche dürften eine Rolle spielen.
Besonders deutlich fällt eine ungefähr periodische jährliche Schwankung mit einer Amplitude von etwa 2 ms auf. Sie lässt sich auf Änderungen in der Position und Stärke der größeren Jetstreams zurückführen. Die schnellsten Fluktuationen auf einer Zeitskala von Tagesdekaden mit einer Amplitude deutlich unter 1 ms werden durch den Drehimpulsaustausch zwischen Erdoberfläche und Atmosphäre verursacht (z. B. Winde, die gegen größere Gebirgsketten wie die Anden oder die Rocky Mountains wehen). Letzterer Zusammenhang ist inzwischen so gut bekannt, dass meteorologische Atmosphärenmodelle benutzt werden können, um diese Schwankungen vorherzusagen (Stichwort: Atmospheric Angular Momentum, AAM).
Gezeitenbedingte Verformungen von Erde und Ozeanen verursachen vierzehntägliche, monatliche, halbjährliche und jährliche Anteile der Fluktuationen. Sie sind völlig vorhersagbar und werden daher oft aus den Beobachtungsdaten herausgerechnet, um die übrigen Effekte klarer hervortreten zu lassen. Sie müssen vor der Anwendung anhand der betreffenden Rechenmodelle wieder hinzugefügt werden.
Gelegentlich werden Einzelereignisse wie z. B. Massenverlagerungen aufgrund starker Erdbeben in den Daten sichtbar. So wurde die im Winter 1982/83 in der Grafik sichtbare kurzzeitige Zunahme der Tageslängen um etwa 0,5 ms durch einen besonders ausgeprägten El Niño verursacht. Das Seebeben im Indischen Ozean 2004 hat die Erdrotation so beschleunigt, dass sich die Tageslänge um 8 μs verkürzte. Eine weitere Beschleunigung erfuhr die Erdrotation am 11. März 2011 nach dem Erdbeben im Pazifischen Ozean vor der japanischen Küste: Die Erde dreht sich nun etwas schneller, „ein Tag ist nun 1,8 μs kürzer als zuvor“.Bethge, Philip u. a.: Der Stromausfall. In: Der Spiegel, Nr. 12 vom 21. März 2011, S. 90 f.