סיבוב כדור הארץ

סיבוב כדור הארץ הוא מושג המתייחס לסיבוב של כדור הארץ מסביב לצירו, ולשינויים בכיוון הציר ביחס למרחב. כדור הארץ מסתובב מזרחה, ובמבט מכוכב הצפון, הוא מסתובב נגד כיוון השעון.

הקוטב הצפוני הגאוגרפי הוא הנקודה בחצי כדור הארץ הצפוני, שבה ציר הסיבוב של כדור הארץ ניצב לפני השטח שלו. נקודה זו נבדלת מהקוטב הצפוני המגנטי. באופן דומה, הקוטב הדרומי הוא הנקודה השנייה שבה ציר הסיבוב של כדור הארץ ניצב לפני השטח שלו, והוא נמצא באנטארקטיקה.

כדור הארץ משלים סיבוב אחד סביב עצמו כל 24 שעות בערך כאשר המדידה מתבצעת ביחס לשמש, אך ביחס לכוכבים רחוקים יותר הוא משלים סיבוב אחד כל 23 שעות, 56 דקות ו-4 שניות. מהירות הסיבוב של כדור הארץ קטנה עם הזמן, וכתוצאה מכך היממה הייתה קצרה יותר בעבר. ההאטה נובעת מהשפעות הגאות והשפל של הירח על סיבוב כדור הארץ. שעונים אטומיים מראים שהיממה המודרנית ארוכה יותר בכ-1.7 מילישניות מאורך היממה לפני מאה שנים. בהתאם לכך, מבוצעות התאמות במדד UTC באמצעות שימוש בשניות מעוברות. לפי רישומים אסטרונומיים היסטוריים, מאז המאה ה-8 לפני הספירה אורכה של היממה גדל בכ-2.3 מילישניות בכל מאה. מדענים דיווחו כי בשנת 2020 כדור הארץ התחיל להסתובב מהר יותר, לאחר האטה עקבית בעשורים שלפני כן.

היסטוריה 
בתקופת יוון העתיקה, חלק מהאסכולות הפיתגוראיות האמינו בסיבוב כדור הארץ ולא בסיבוב של השמים בשעות היום. דומה כי הראשון מביניהם היא פילולאוס (385–470 לפנה"ס), אך גישתו הייתה סבוכה וכללה סיבוב יומי המנוגד לתנועת כדור הארץ, סביב "אש מרכזית".

תמונה קונבנציונלית יותר הוצעה על ידי היקטס, הרלדיקס ואקפנטוס במאה ה-4 לפנה"ס. הם הניחו כי כדור הארץ מסתובב אבל לא טענו כי הוא מסתובב מסביב לשמש. במאה ה-3 לפנה"ס, אריסטרכוס מסאמוס דן במקומה המרכזי של השמש.

אולם, במאה ה-4 לפנה"ס ביקר אריסטו את רעיונותיו של פילולאוס, בהיותם מבוססים על תאוריה ולא על תצפית. אריסטו מיסד את הרעיון שלפיו קיימת ספירה של כוכבי שבת המסתובבים סביב כדור הארץ. רעיון זה היה מקובל על דעת רוב המשכילים בדורות הבאים, בפרט על ידי תלמי (המאה ה-2), אשר חשב כי כדור הארץ היה נהרס בידי סופות לו הסתובב בעצמו.

בשנת 499, האסטרונום ההודי אריאבהטה כתב כי הארץ הכדורית מסתובבת סביב הציר היומי שלה, וכי תנועת הכוכבים היא תנועה יחסית הנגרמת על ידי סיבוב הארץ. הוא טען לאנלוגיה הבאה: "כשם שאדם בסירה המתקדמת לכיוון אחד רואה את העצמים הדוממים על הגדה כאילו הם נעים לכיוון ההפוך, כך אדם בלנקה רואה את כוכבי השבת כאילו הם מתקדמים מערבה".

במאה ה-10, כמה אסטרונומים מוסלמים הסכימו לרעיון שלפיו כדור הארץ סובב סביב צירו. לפי אל-בירוני, היה זה אבו סייד אל-סיג'זי (נפטר בסביבות שנת 1020) שהמציא אצטרולב שנקרא "א-זוראקי", והיה מבוסס על הרעיון שרווח בקרב כמה מבני דורו שלפיו "התנועה שאנו רואים היא בגלל תנועת כדור הארץ ולא בגלל זו של השמים". על החדשנות של תפיסתו זו ניתן ללמוד מציטוט מהמאה ה-13: "לפי הגאומטריקנים [או המהנדסים] ("מוהנדיסין" במקור), הארץ מצויה בתנועה מעגלית קבועה, ומה שנראה לנו כתנועה של השמים הוא למעשה תנועה של הארץ ולא של הכוכבים".

אי אילו חיבורים נכתבו על מנת לדון בהיתכנות תפיסה זו, כניסיונות להפריך או להביע ספקות בטיעוניו של תלמי כנגדה. במצפי הכוכבים במראגה ובסמרקנד, סיבוב כדור הארץ נידון בידי טוסי (נולד ב-1201) וקושג'י (נולד ב-1403). הטיעונים שבהם השתמשו, וההוכחות שהביאו, דומים לאלו שהובאו לימים על ידי קופרניקוס.

באירופה של ימי הביניים, תומאס אקווינס קיבל את השקפתו של אריסטו. כך גם ז'אן בורידן וניקול אוראם במאה ה-14, אם כי לא בהתלהבות יתרה. עם זאת, רק כאשר אימץ ניקולאוס קופרניקוס את המודל ההליוצנטרי ב-1543, החלה להתבסס ההבנה של סיבוב כדור הארץ. קופרניקוס הראה כי אם תנועת כדור הארץ היא חדה ומשמעותית, הרי שגם תנועת הכוכבים היא כזו במידה רבה. הוא הוקיר את תרומתם של הפיתגוראים והציג דוגמאות של תנועה יחסית. עבור קופרניקוס, היה זה הצעד הראשון בבנייתה של תבנית פשוטה שבה כוכבי לכת סובבים סביב שמש מרכזית.

טיכו ברהה, אשר השיג תצפיות מדויקות (שעליהן ביסס קפלר את חוקי התנועה הפלנטרית), השתמש בעבודתו של קופרניקוס כבסיס למערכת המניחה קיומו של כדור ארץ סטציונרי. בשנת 1600, ויליאם גילברט תמך בחוזקה ברעיון של סיבוב כדור הארץ במסגרת חיבורו על המגנטיות של כדור הארץ, ובכך השפיע על רבים מבני דורו. אלה שלא תמכו במוצהר או דחו את הרעיון של תנועת הארץ מסביב לשמש, כונו בשם "סמי-קופרניאנים". כמאה שנים לאחר קופרניקוס, ריצ'יולי הטיל ספק במודל הארץ המסתובבת לאור מחסור בתצפיות ניסיוניות של הטיות מזרחה עבור גופים נופלים. הטיות שכאלה יכונו לימים כוח קוריוליס. ואמנם, תרומותיהם של קפלר, גלילאו וניוטון סייעו לצבירת תמיכה בתאוריה של סיבוב כדור הארץ.

בחינות אמפיריות 
סיבוב כדור הארץ מצביע על כך שקו המשווה בולט בעוד שהקטבים הגאוגרפיים פחוסים. בחיבורו פרינקיפיה מתמטיקה חזה ניוטון שפחיסות זו תהיה ביחס של 1:230, כשהוא מסתמך על מדידות מטוטלת שבוצעו על ידי ריצ'ר ב-1673 כאישוש לשינוי בכבידה, אף כי מדידות ראשוניות של אורכי מרידיאן על ידי פיקאר וקאסיני בסוף המאה ה-17 הוכיחו בדיוק את ההפך. עם זאת, מדידות שביצעו מופרטואה והמשלחת הגאודזית הצרפתית בשנות ה-30 של המאה ה-18, הוכיחו כי כדור הארץ פחוס, ובכך אוששו תפיסותיהם של ניוטון וקופרניקוס.

אם נצמיד מערכת ייחוס מסתובבת ומאיצה לכדור הארץ, נראה כי גוף המבצע תנועה חופשית ינוע לאורך מסלול החורג מזה המצופה במקרה של מערכת יחוס מקובעת. הדבר מיוחס לאפקט קוריוליס, הגורם להסטה מזרחה של גופים נופלים ביחס לאנך הנפרש מתחת לנקודת תחילת התנועה שלהם. מאותה הסיבה, קליעים הנורים לכיוון דרום יסטו ימינה ביחס לכיוון שיגורם וקליעים הנורים לכיוון צפון יסטו שמאלה. אפקט קוריוליס נצפה לרוב בקנה מידה מטאורולוגי, שבו הוא אחראי על הכיוונים ההפוכים של סופות טורנדו בחצי הכדור הצפוני או הדרומי (נגד כיוון השעון ועם כיוון השעון, בהתאמה).

רוברט הוק ניסה אף הוא לאשש את הסטייה מזרחה של גוף הנופל מגובה של 8.2 מטרים, וכשל בכך. זאת בעקבות הצעתו של ניוטון משנת 1679. רק בסוף המאה ה-18 ובתחילת המאה ה-19 התקבלו תוצאות חד משמעיות במסגרת מדידות שערכו ג'ובאני בטיסטה גולילמיני בבולוניה, פרידריך בנצנברג בהמבורג ופרדיננד רייך בפרייבורג. השלושה השתמשו במגדלים גבוהים יותר שמהם הפילו את הגופים, ושחררו אותם בזהירות רבה יותר. כך למשל הם מדדו כי כדור שנפל מגובה 158.5 מטרים חרג בשיעור של 27.4 מילימטר מהאנך, בהשוואה לתוצאה מחושבת של 28.1 מילימטר - כלומר, בדיוק גבוה למדי.

הבחינה המפורסמת ביותר של סיבוב כדור הארץ היא בניסוי מטוטלת פוקו, שיזם לראשונה הפיזיקאי לאון פוקו ב-1851. מערכת הניסוי הורכבה מכדור פליז ממולא בעופרת שנתלה מהגג של הפנתאון של פריז. לנוכח סיבוב כדור הארץ מתחת למטוטלת המתנודדת, מישור התנודות של המטוטלת משתנה בעצמו בקצב שתלוי בתורו בקו הרוחב שבו הניסוי מתרחש. כך למשל, בקו הרוחב של פריז נחזה ונצפה כי שיעור ההסטה עומד על 11 מעלות (עם סיבוב השעון) לשעה. מטוטלות פוקו שכאלה מוצבות גם במוזיאונים ברחבי העולם.

מחזורי סיבוב

יממה שמשית 

יממה שמשית נמדדת על פי זמן הסיבוב העצמי של כדור הארץ ביחס לשמש, כלומר הזמן שעובר בין שתי צהירות רצופות של השמש. מדידית הזמן תלויה במסלול התנועה של כדור הארץ ולכן מושפעת משינויים באקסצנטריות המסלול ובנטייתו. שני הפרמטרים הללו משתנים בתקופות זמן של אלפי שנים, וכתוצאה מכך קיים גם שינוי שנתי ביממה השמשית.

בדרך כלל, יממה שמשית ארוכה יותר מהיממה השמשית הממוצעת בשתי תקופות בשנה, וקצרה יותר בשתי התקופות הנותרות. היממה השמשית נוטה להיות ארוכה יותר כאשר השמש נמצאת בפריהליון, ונעה לאורך מישור המילקה בזווית גדולה מהרגיל. בתקופה הזו היממה השמשית מתארכת בכ-10 שניות. לעומת זאת, כאשר השמש נמצאת באפהליון, היממה השמשית מתקצרת בכ-10 שניות. נקודות ההיפוך הן נקודות הזמן שבהן היממה היא הארוכה ביותר, כאשר השמש נעה בזווית גדולה מהרגיל ביחס לקו המשווה השמימי. לעומת זאת, בזמן נקודת השוויון, היממה השמשית קצרה בכ-20 שניות.

שילוב של כמה מן הגורמים המצוינים מעלה גורם לכך שבתקופות שונות של השנה אורך היממה השמשית משתנה. ב-22 בדצמבר, השילוב של מיקום השמש בפריהליון עם נקודת ההיפוך גורם להתארכות היממה בכ-30 שניות במצטבר. בנקודת ההיפוך השנייה - בסביבות 19 ביוני, השמש נמצאת באפהליון, ולכן האפקט מתבטל חלקית והיממה ארוכה ב-13 שניות בלבד. ההשפעה של נקודות השוויון באה לידי ביטוי ב-26 במרץ וב-16 בספטמבר, כאשר היממה השמשית מתקצרת בכ-20 שניות.

יממה שמשית ממוצעת 
יממה שמשית ממוצעת מוגדרת לפי האורך הממוצע של היממה השמשית האמיתית במהלך שנה שלמה, והיא שווה ל-86400 שניות שמש. כל שניית שמש ארוכה במקצת משניית SI, מכיוון שבעקבות תופעות גאות ושפל יממת השמש הממוצעת הנוכחית ארוכה יותר מאורכה של יממת שמש במהלך המאה ה-19 - שבה נקבע גודלן של יחידות המידה הסטנדרטיות. בשנת 1972 הוצע השימוש בשניות מעוברות לקביעת אורכה של יממה שמשית, ומאז אורכה של היממה השמשית ארוך בכ-2 מילישניות מ-86400 שניות SI.

בשנת 1895 בחר  את אורך השנייה השמשית הממוצעת בין 1750 ל-1892 להיות יחידת הזמן שבה השתמש בטבלאות השמש שלו. הטבלאות הללו שימשו לחישוב האפמרידים בעולם בין השנים 1900 ו-1983, ולכן השנייה הזו נודעה גם בשם "שניית האפמריס". בשנת 1967 שניית ה-SI השתוותה לשניית האפמריס.

יממה כוכבית ויממה צדדית 

מחזור הסיבוב של כדור הארץ ביחס למערכת הייחוס השמימית הבינלאומית, ששמו הוא "היממה הכוכבית" של כדור הארץ, עומד על 86164.098903691 שניות של המחזור השמשי הממוצע (UT1) (שהוא 23 שעות, 56 דקות, 4.098903691 שניות = 0.99726966323716 יממה שמשית ממוצעת). מחזור הסיבוב של כדור הארץ ביחס לנקודת השוויון האביבית הנוקפת, ששמו הוא "היממה הצדדית", עומד על 86164.09053083288 שניות של המחזור השמשי הממוצע (UT1) (שהוא 23 שעות, 56 דקות, 4.09053083288 שניות = 0.99726956632908 יממה שמשית ממוצעת). אשר על כן, יממה צדדית קצרה בכ-8.4 מילי-שניות מיממה כוכבית.

הן היממה הכוכבית הן היממה הצדדית קצרות מיממה שמשית ממוצעת ב-3 דקות ו-56 שניות. הדבר נובע מסיבוב "עודף" של כדור הארץ סביב השמש (ביחס למערכת הייחוס השמימית; בסך הכל ישנם 366.25 סיבובים בשנה). תיעוד משכי היממה השמשית הממוצעת בשניות SI, זמינים עבור התקופות 1623–2005 ו-1962–2005.

בין השנים 1999 ל-2010, הפער בין יממה שמשית ממוצעת לבין 86400 שניות סטנדרטיות הצטבר לכדי 0.25 מילי-שניות עד שנייה אחת בשנה. את הפער הזה יש להוסיף הן ליממה הכוכבית הן ליממה הצדדית במונחי הזמן השמשי הממוצע, על מנת לקבל את אורכיהן במערכת היחידות הבינלאומית.

מהירות זוויתית 
מהירותו הזוויתית של סיבוב כדור הארץ ביחס לחלל האינרציאלי היא 10−5×(0.0000001 ± 7.2921150) רדיאנים לשנייה סטנדרטית אחת. כפל ב-180 מעלות לפאי רדיאנים וב-86,400 שניות ליממה, מניב תוצאה של 360.9856 מעלות ליממה. משמע, שכדור הארץ מסתובב על פני יותר מ-360 מעלות ביחס לכוכבי השבת, במהלך יממה שמשית אחת.

הכפלת ערך זה (במונחי רדיאנים לשנייה) ברדיוס המשווני של כדור הארץ, העומד על 6,378,137 מטרים, מניבה ערך של 465.10 מטרים לשנייה (1674.4 קמ"ש) עבור המהירות המשוונית. מקורות שונים טוענים כי מהירות כדור הארץ מעט קטנה יותר, ועומדת על 1669.8 קמ"ש.

הדבר מתקבל מחלוקה של היקף כדור הארץ (בקו המשווה) ל-24 שעות. אולם, השימוש ביממה שמשית הוא מוטעה. זו חייבת להיות היממה הצדדית, כך שיחידת הזמן המתאימה תהיה שעה צדדית. ניתן לאמת זאת על ידי הכפלה של מספר היממות הצדדיות במשך יממה שמשית ממוצעת אחת, שאורכו 1.002737909350795, והתוצאה במונחי שעות שמשיות ממוצעות היא מהירות משוונית של 1674.4 קמ"ש.

המהירות המשיקית של כדור הארץ בנקודה מסוימת ניתנת לקירוב על ידי כפל של המהירות בקו המשווה, בקוסינוס של קו הרוחב. כך לדוגמה, מרכז החלל קנדי ממוקם בקו רוחב 28.59° צפ', מה שמניב מהירות של 1470.2 קמ"ש בחישוב זה. מסיבה זו, קו רוחב הוא שיקול מהותי בבחירת מיקומו של מרכז החלל.

הפסגה של הר הגעש קאיאמבה באקוודור, היא הנקודה שבה פני השטח של כדור הארץ הם הרחוקים ביותר מצירו. לכן, זו גם הנקודה המהירה ביותר בעת סיבוב כדור הארץ.

שינויים

בציר הסיבוב 

ציר הסיבוב של כדור הארץ נע ביחס לכוכבי שבת (החלל האינרציאלי). רכיבי התנועה שלו מכונים פרצסיה ונוטציה. ציר זה נע גם ביחס לקרום כדור הארץ, מה שמכונה תנועה קוטבית.

פרצסיה היא הסיבוב של ציר הסיבוב, הנגרם בעיקרו בגלל מומנטי כוח חיצוניים שמקורם בכבידה של השמש, הירח וגופים נוספים. תנועה קוטבית מתרחשת בעיקר לאור נוטציות חופשיות של גלעין כדור הארץ ותופעת התנודדות צ'נדלר.

במהירות הסיבובית 

במשך מיליוני שנים, סיבוב כדור הארץ הואט בצורה משמעותית על ידי תאוצה שנגרמה מגאות ושפל דרך אינטראקציות כבידתיות עם הירח. לכן, תנע זוויתי הועבר בצורה איטית לירח בקצב שפרופורציונלי ל-, כאשר  הוא רדיוס המסלול הירחי. תהליך זה הגדיל מאוד את אורך היממה עד שהתייצב על ערכו הנוכחי, וכמו כן הסתיים בנעילת גאות בין הירח לבין כדור הארץ.

ההאטה הסיבובית האיטית מתועדת בצורה אמפירית על ידי הערכה של אורכי היממות באמצעות תצפיות מריתמיטים ומסטרומטוליטים. איסוף התצפיות הללו יחד הראה כי היממה התארכה באופן הדרגתי מ-21 שעות (לפני כ-600 מיליון שנים) עד לערך הנוכחי של 24 שעות. על ידי ספירה של השכבות המיקרוסקופיות הנוצרות בשעת גאות, ניתן להעריך את תדירות הגאות (וכן את אורכי היממות), בדומה לספירת טבעות בגזעי עצים (אם כי שיטה זו עשויה להיות מטעה בעצים עתיקים).

ייצוב תהודתי 
הקצב הנוכחי של ההאטה על ידי גאות ושפל גבוה בצורה אנומלית. הדבר מצביע על כך שמהירותו הסיבובית של כדור הארץ ירדה בצורה איטית יותר בעבר. ממצאים אמפיריים מראים בצורה משוערת ירידה חדה בהאטה הסיבובית לפני כ-600 מיליון שנים. מודלים שונים גורסים כי יממה ארצית ארכה 21 שעות לאורך מרבית תקופת הפרקמבריון. אורך יממה זה מתאים למחצית משך התהודה היומית של גאות ושפל המונעת מסיבות תרמיות. עבור אורך יממה זה, מומנט הכוח הירחי שגורם להאטה ניתן לקיזוז עם מומנט הכוח המאיץ שנגרם על ידי גאות אטמוספירית, כך שבסך הכל אין מומנט כוח חיצוני ונשמר מחזור סיבוב קבוע. אפקט הייצוב הזה היה יכול להישבר באמצעות שינוי פתאומי בטמפרטורה הגלובלית. סימולציות חישוביות מהעת האחרונה תומכות בהיפותזה הזו, ומציעות כי עידן הקרח המרינואני או הסטורטיאני שברו את הקונפיגורציה היציבה הזו לפני כ-600 מיליון שנים. התוצאות מהסימולציה מתאימות בצורה טובה למדי לנתונים פלאו-רוטציוניים קיימים.

אירועים גלובליים 
אירועים בקנה מידה גדול בדורנו, כגון רעידת האדמה באוקיינוס ההודי ב-2004, גרמו לאורך היממה להתקצר ב-3 מיקרו-שניות בכך שהם הקטינו את מומנט ההתמד של כדור הארץ. התקופה שלאחר עידן הקרח האחרון משנה אף היא את התפלגות המסה של כדור הארץ, ולכן משפיעה על מומנט ההתמד שלו כמו גם על שימור התנע הזוויתי וזמן המחזור של סיבוב הכדור.

אורך היממה עשוי להיות מושפע גם על ידי מבנים שיצר המין האנושי. למשל, מדעני נאס"א חישבו כי המים שנאגרו על שפת סכר שלושת הערוצים הגדילו את משך היממה ב-0.06 מיקרו-שניות כתוצאה מהסטה של מסה לאזור הסכר.

מדידה 

הניטור העיקרי של סיבוב כדור הארץ מתבצע באמצעות אינטרפרומטר המתואם עם מערכות GPS, SLR וטכניקות לווייניות גאודזיות נוספות. אלה, מספקים נקודת ייחוס מדויקת ומוחלטת עבור קביעת הזמן האוניברסלי, הנקיפה והנוטציה. הערך המוחלט של סיבוב כדור הארץ, כולל הזמן האוניברסלי והנוטציה, ניתן למדידה מתוך תצפיות חלל גאודטיות, כגון האינטרפרומטר ומערכת ניווט הלייזר הירחית, שנגזרותיהן (המכונות יתרת אורך היממה וקצבי הנוטציה) ניתנות לקבלה מתוך תצפיות לווייניות.

תצפיות עתיקות 
ישנן תצפיות של ליקויי חמה וירח אשר תועדו על ידי אסטרונומים בבליים וסינים החל מהמאה ה-8 לפנה"ס, כמו גם מהתקופה המוסלמית בימי הביניים. תצפיות אלה ניתנות לשימוש על מנת לקבוע שינויים בסיבוב כדור הארץ במהלך 27 המאות האחרונות, מאחר שאורך היממה הוא פרמטר קריטי בחישוב מיקום הליקויים והזמן בו התרחשו. שינוי באורך היממה העומד על מספר מילי-שניות במאה שנים, מתבטא בשינוי של שעות ואלפי קילומטרים עבור עת הליקוי ומיקומו התצפיתי. המדידה העתיקה תואמת לטענה בדבר יממה קצרה יותר, ופירוש הדבר שכדור הארץ הסתובב מהר יותר בעבר.

השתנות ציקלית 
בכל 25–30 שנים, סיבוב כדור הארץ מאט באופן זמני במילי-שניות בודדות ליממה, והדבר קורה למשך כחמש שנים. 2017 הייתה השנה הרביעית ברציפות בה סיבוב כדור הארץ הואט. הסיבה להשתנות זו טרם התבררה.

המקור 

הסיבוב הראשוני של כדור הארץ, מיד לאחר היווצרותו, היה שריד של התנע הזוויתי של הענן המולקולרי שהתלכד ליצירת מערכת השמש. הענן הקדמון היה מורכב ממימן ומהליום שנוצרו במפץ הגדול, וכן מיסודות כבדים יותר שנפלטו בסופרנובות. מכיוון שהאבק הבין-כוכבי הוא הטרוגני, כל אסימטריה שנוצרה בתהליך הצטברות החומר שינתה את התנע הזוויתי של כוכב הלכת בסופו של דבר.

על פי השערת ההתנגשות הענקית, שגורסת כי הירח נוצר משברים שנוצרו בעת התנגשות בין כדור הארץ לבין גוף המכונה תיאה, קצב הסיבוב הראשוני המדובר היה אמור להשתנות באחת לפני מיליארד שנים, כתוצאה מההתנגשות. ככל הנראה, אורך היממה לאחר הפגיעה היה חמש שעות, ולא היה תלוי במהירות הסיבוב של כדור הארץ ובהטייתו לפני הפגיעה. לאחר מכן, השפעות גאות גרמו להאטה בקצב הסיבוב.

ראו גם 
 התפתחות מערכת השמש
 היסטוריה של כדור הארץ
 מודל הארץ ככדור
 גאודזיה

קישורים חיצוניים 

 Basics of Space Flight, באתר נאס"א 
 מדוע כוכבי לכת מסתובבים? באתר Ask an Astronomer

הערות שוליים 

אסטרופיזיקה
השמש
זמן
כדור הארץ
מדעי כדור הארץ
מכניקה
מערכת השמש