Ⅰ 地球半徑是如何測得的
公元前3世紀，他看到太陽光直射入一口井裡，並計算駱駝的腳程，最終埃拉托斯特尼測量出地球半徑
歷史上第一個做此種嘗試的是希臘天文學家埃拉托斯特尼（Eratosthenes，公元前280～前190年），他的試驗比較復雜。埃拉托斯特尼認為，在賽伊尼（Syene），即位於今天的亞歷山大以南的阿斯旺（Assuan），在夏至日的正午，太陽差不多經過天頂：他知道窄窄的井底被照亮。而在亞歷山大，情況就不一樣了，影子不可能消失，即太陽總是斜射的。他觀察了日晷指針（或一根竿子）的影子，而且他還知道太陽射到地球上的光線是平行的，通過計算影子和指針的長度關系，他得出結論：正午時分，在亞歷山大，太陽光會與地面的垂直線有一個7.2º的夾角，相當於地球圓周角的1/50（圖3）。
如圖所示，因為這個角度與賽伊尼和亞歷山大之間的經線弧度相等，於是只需確定這段距離的長度，再乘以50即可。然而在當時，測量這兩地之間的距離也非易事。
根據一個駝隊走完這段距離平均所花的時間，埃拉托斯特尼得出這段弧長為5000斯塔迪亞（1斯塔迪亞約為178米），那麼經圈的周長為5000×50=250000斯塔迪亞，得出半徑長為7080公里，大約多出10%。不過，能根據駱駝的腳程計算出這樣一個數來已經不錯了。
公元前1世紀，希臘哲學家波塞多尼奧斯（Poseidonius）做了進一步努力：這是第一次利用天文方法進行測量，得出的值比埃拉托斯特尼的數值略低。波塞多尼奧斯利用的是洛迪（Rodi）和亞歷山大之間的經線，他根據船航行兩地用的平均時間，並且根據老人星（Canopus）在同一時刻處在兩座城市上的不同位置確定中心角。事實上，這顆星在洛迪處在地平線上時，它的光線則以7.5º的斜角照到亞歷山大。在事隔900年後，阿拉伯人開始嘗試再一次測量地球半徑。他們也是在天文觀測的基礎進行的，不過任務更艱巨。他們在地上，准確地說就在巴格達附近的平原上，選取了兩個參照點豎起木竿。他們得到的結果更加精確，只有3.6%的誤差。
Ⅱ 如何測量地球的周長
公元前三世紀時希臘天文學家厄拉多塞內斯（Eratosthenes，公元前276—194）首次測出了地球的半徑。
他發現夏至這一天，當太陽直射到賽伊城（今埃及阿斯旺城）的水井S時，在亞歷山大城的一點A的天頂與太陽的夾角為7.2°（天頂就是鉛垂線向上無限延長與天空「天球」相交的一點）。他認為這兩地在同一條子午線上，從而這兩地間的弧所對的圓心角SOA就是7.2°。又知商隊旅行時測得A、S間的距離約為5000古希臘里，他按照弧長與圓心角的關系，算出了地球的半徑約為4000古希臘里。一般認為1古希臘里約為158.5米，那麼他測得地球的半徑約為6340公里。
其原理為：
設圓周長為C，半徑為R，兩地間的的弧長為L，對應的圓心角為n°。
因為360°的圓心角所對的弧長就是圓周長C=2πR，所以1°的圓心角所對弧長是，即。於是半徑為的R的圓中，n°的圓心角所對的弧長L為：
當L=5000古希臘里，n=7.2時，
古希臘里）
化為公里數為：（公里）。
厄拉多塞內斯這種測地球的方法常稱為弧度測量法。用這種方法測量時，只要測出兩地間的弧長和圓心角，就可求出地球的半徑了。
近代測量地球的半徑，還用弧度測量的方法，只是在求相距很遠的兩地間的距離時，採用了布設三角網的方法。比如求M、N兩地的距離時，可以像圖2那樣布設三角點，用經緯儀測量出△AMB，△ABC，△BCD，△CDE，△EDN的各個內角的度數，再量出M點附近的那條基線MA的長，最後即可算出MN的長度了。
通過這些三角形，怎樣算出MN的長度呢？這里要用到三角形的一個很重要的定理——正弦定理。
即：在一個三角形中，各邊和它所對角的正弦的比相等。就是說，在△ABC中，有。
在圖2中，由於各三角形的內角已測出，AM的長也量出，由正弦定理即可分別算出：
∴MN=MB+BD+DN。
如果M、N兩地在同一條子午線上，用天文方法測出各地的緯度後，即可算出子午線1°的長度。法國的皮卡爾（Pi－card．J．1620—1682）於1669—1671年率領他的測量隊首次測出了巴黎和亞眠之間的子午線的長，求得子午線1°的長約為111.28公里，這樣他推算出地球的半徑約為6376公里。
或者用向心力與速度關系的公式測出
Ⅲ 地球一圈拿什麼測量
相同經度而不同緯度的2個地方，同時測量垂直的尺太陽投射下的影子的角度，便可根據2地的距離，很簡單的算出地球的周長了。
Ⅳ 如何測量地球自轉周期
地球存在繞自轉軸自西向東的自轉，平均角速度為每小時轉動15度。在地球赤道上，自轉的線速度是每秒465米。天空中各種天體東升西落的現象都是地球自轉的反映。人們最早利用地球自轉作為計量時間的基準。自20世紀以來由於天文觀測技術的發展，人們發現地球自轉是不均的。1967年國際上開始建立比地球自轉更為精確和穩定的原子時。由於原子時的建立和採用，地球自轉中的各種變化相繼被發現。現在天文學家已經知道地球自轉速度存在長期減慢、不規則變化和周期性變化。
通過對月球、太陽和行星的觀測資料和對古代月食、日食資料的分析，以及通過對古珊瑚化石的研究，可以得到地質時期地球自轉的情況。在6億多年前，地球上一年大約有424天，表明那時地球自轉速率比現在快得多。在4億年前，一年有約400天，2.8億年前為390天。研究表明，每經過一百年，地球自轉長期減慢近2毫秒（1毫秒＝千分之一秒），它主要是由潮汐摩擦引起的。此外，由於潮汐摩擦，使地球自轉角動量變小，從而引起月球以每年3～4厘米的速度遠離地球，使月球繞地球公轉的周期變長。除潮汐摩擦原因外，地球半徑的可能變化、地球內部地核和地幔的耦合、地球表面物質分布的改變等也會引起地球自轉長期變化。
地球自轉速度除上述長期減慢外，還存在著時快時慢的不規則變化，這種不規則變化同樣可以在天文觀測資料的分析中得到證實，其中從周期為近十年乃至數十年不等的所謂"十年尺度"的變化和周期為2～7年的所謂"年際變化"，得到了較多的研究。十年尺度變化的幅度可以達到約±3毫秒，引起這種變化的真正機制目前尚不清楚，其中最有可能的原因是核幔間的耦合作用。年際變化的幅度為0.2～0.3毫秒，相當於十年尺度變化幅度的十分之一。這種年際變化與厄爾尼諾事件期間的赤道東太平洋海水溫度的異常變化具有相當的一致性，這可能與全球性大氣環流有關。然而引起這種一致性的真正原因目前正處於進一步的探索階段。此外，地球自轉的不規則變化還包括幾天到數月周期的變化，這種變化的幅度約為±1毫秒。
地球自轉的周期性變化主要包括周年周期的變化，月周期、半月周期變化以及近周日和半周日周期的變化。周年周期變化，也稱為季節性變化，是二十世紀三十年代發現的，它表現為春天地球自轉變慢，秋天地球自轉加快，其中還帶有半年周期的變化。周年變化的振幅為20～25毫秒，主要由風的季節性變化引起。半年變化的振幅為8～9毫秒，主要由太陽潮汐作用引起的。此外，月周期和半月周期變化的振幅約為±1毫秒，是由月亮潮汐力引起的。地球自轉具有周日和半周日變化是在最近的十年中才被發現並得到證實的，振幅只有約0.1毫秒，主要是由月亮的周日、半周日潮汐作用引起的。
1天轉一圈
Ⅳ 測量地球半徑的方法
T是11秒，也就是說在這11秒地球轉過的角度θ比上一圈即360度等於，11秒除以一天的時間，地球轉一圈24小時大家一定都知道
Ⅵ 地球圍繞太陽轉一圈多少時間怎麼測量
恆星年是以恆定不動的恆星為參考點而得到的，所以，它是地球公轉360°的時間，是地球公轉的真正周期。用日的單位表示，其長度為365.2564日，即365日6小時9分10秒。回歸年不是地球公轉的真正周期，只表示地球公轉了359°59′9″.71的角度所需要的時間，用日的單位表示，其長度為365.2422日，即365日5小時48分46秒。近點年也不是地球公轉的真正周期，一個近點年地球公轉的角度為360°+11″，即360°0′11″，用日的單位來表示，其長度365.2596日，即365日6小時13分53秒。
Ⅶ 如何測量地球半徑
公元前三世紀時希臘天文學家厄拉多塞內斯（eratosthenes，公元前276—194）首次測出了地球的半徑。
他發現夏至這一天，當太陽直射到賽伊城（今埃及阿斯旺城）的水井s時，在亞歷山大城的一點a的天頂與太陽的夾角為7.2°（天頂就是鉛垂線向上無限延長與天空「天球」相交的一點）。他認為這兩地在同一條子午線上，從而這兩地間的弧所對的圓心角soa就是7.2°。又知商隊旅行時測得a、s間的距離約為5000古希臘里，他按照弧長與圓心角的關系，算出了地球的半徑約為4000古希臘里。一般認為1古希臘里約為158.5米，那麼他測得地球的半徑約為6340公里。
其原理為：
設圓周長為c，半徑為r，兩地間的的弧長為l，對應的圓心角為n°。
因為360°的圓心角所對的弧長就是圓周長c=2πr，所以1°的圓心角所對弧長是，即。於是半徑為的r的圓中，n°的圓心角所對的弧長l為：
當l=5000古希臘里，n=7.2時，
古希臘里）
化為公里數為：（公里）。
厄拉多塞內斯這種測地球的方法常稱為弧度測量法。用這種方法測量時，只要測出兩地間的弧長和圓心角，就可求出地球的半徑了。
近代測量地球的半徑，還用弧度測量的方法，只是在求相距很遠的兩地間的距離時，採用了布設三角網的方法。比如求m、n兩地的距離時，可以像圖2那樣布設三角點，用經緯儀測量出△amb，△abc，△bcd，△cde，△edn的各個內角的度數，再量出m點附近的那條基線ma的長，最後即可算出mn的長度了。
通過這些三角形，怎樣算出mn的長度呢？這里要用到三角形的一個很重要的定理——正弦定理。
即：在一個三角形中，各邊和它所對角的正弦的比相等。就是說，在△abc中，有。
在圖2中，由於各三角形的內角已測出，am的長也量出，由正弦定理即可分別算出：
∴mn=mb+bd+dn。
如果m、n兩地在同一條子午線上，用天文方法測出各地的緯度後，即可算出子午線1°的長度。法國的皮卡爾（pi－card．j．1620—1682）於1669—1671年率領他的測量隊首次測出了巴黎和亞眠之間的子午線的長，求得子午線1°的長約為111.28公里，這樣他推算出地球的半徑約為6376公里。
或者用向心力與速度關系的公式測出.