Rotace Země
Mezi body polohami Země (1) a (2) uplyne hvězdný den, mezi polohami (1) a (3) den sluneční.
Země se otáčí kolem své osy. Vzhledem ke vzdáleným hvězdám (stálicím) se otočí do původní polohy za 23 hodin, 56 minut a 4,09 sekundy. Tento čas nazýváme jeden hvězdný (siderický) den. Vzhledem ke Slunci se ale vrátí do původní polohy za přibližně 24 hodin Tento čas nazýváme jeden sluneční den.
Existuje sluneční den a rovněž sluneční čas pravý, který během roku plyne nepravidelně (hlavně proto, že se mění rychlost Země při jejím oběhu kolem Slunce). Tento čas ukazují sluneční hodiny.
Střední sluneční den je naproti tomu definován jako 24 hodin 00 minut 00 sekund přesně. Střední sluneční čas, který plyne pořád stejně, ukazují naše hodinky (pokud není zrovna v platnosti letní čas, pak ukazují o hodinu víc).
Rozdíl mezi pravým a středním slunečním časem může být mezi -10 a +15 minutami a uvádí jej časová rovnice.
Oběh Země kolem Slunce
Protože je rotační osa Země skloněna o úhel asi 22,5°, mění se během roku doba východu a západu Slunce a okamžik poledne. Zároveň se mění i maximální výška Slunce nad obzorem (mění se deklinace Slunce).
Rotační osa Země není stálá, protože se Země chová jako těžký setrvačník (Země není dokonalá koule, má vůči rotační ose nepravidelné rozložení hmoty). Proto se přidávají další dva pohyby:
Precese – osa opisuje plášť kužele. Posune se o necelou úhlovou vteřinu za rok.
Nutace – na plášť kužele je ještě nanesena sinusoida.
Protože se Země kolem osy otočí za 24 hodin, za hodinu se otočí o 15° a o 15“ za minutu. Rotaci Země lze demonstrovat Fouculatovým kyvadlem.
Zákrytové jevy
Zatmění Slunce
Zatmění Slunce nenastává v každém novu, jak by mohlo být patrné z obrázku, protože rovina dráhy Měsíce není totožná s rovinou ekliptiky, ve které Země obíhá Slunce.
Protože je oběžná dráha Měsíce eliptická, mění se mezi novy jeho vzdálenost od Země. Zatmění Slunce tak může i být prstencové — je-li zdánlivý průměr Měsíce menší než zdánlivý průměr Slunce. Taková zatmění však nemají valný vědecký význam — pokud je sluneční kotouč Měsícem zakrytý zcela, je možné ze Země pozorovat sluneční korónu a protuberance.
Stín Měsíce prochází na Zemi pásem totality, který je široký jen několk desítek kilometrů a pohybuje se po Zemi rychlostí asi 35 km/h. V polostínu můžeme zatmění pozorovat jako částečné.
Zatmění Měsíce ze stejných důvodu jako výše nenastává v každém úplňku, ale pouze tehdy, když Měsíc prochází rovinou ekliptiky.
Při polostínovém zatmění dochází pouze ke snížení jasu Měsíce. I při úplném zatmění zůstává Měsíc viditelný, protože jej ozařují sluneční paprsky lomené atmosférou Země. Zatmění Měsíce je pozorovatelné z celé noční polokoule Země. Úpůné zatmění Měsíce trvá (na rozdíl od úplného zatmění Slunce, kdy je za pár minut po všem) až šest hodin — dvě hodiny Měsíc prochází polostínem, dvě hodiny stínem a dvě hodiny opět polostínem.
Zatmění Měsíce
Zatmění měsíců Jupitera
Zatmění měsíců Jupitera: Olaf Romer pozoroval zatmění galileiovských měsíců Jupitera planetou. Když byl Jupiter Zemi blízko, měsíce se objevovaly podle výpočtů, pokud byl však Jupiter od Země dál, měsíce se objevovaly později. To vedlo Romera k doměnce, že světlo se šíří konečnou rychlostí a dokonce tuto rychlost vypočítal na přibližně 240 000 km/s.
Slapové jevy
Gravitační zrychlení v soustavě Země-Měsíc
Měsíc působí na Zemi přitažlivou silou, která podle Newtonova gravitačního zákona klesá s druhou mocninou vzdálenosti. Proto jsou body na přivrácené polokouli přitahovány větší silou než body na polokouli od Měsíce odvrácené. Podle II. Newtonova zákona můžeme bodu na odvrácené straně O, ve středu Země S a na přivrácené straně P přiřadit hodnoty gravitačního zrychlení, pro které platí
Pokud budeme na tato zrychlení nahlížet ze středu Země S, zjistíme, že předměty v bodě P se od nás vzdalují se zrychlením
které nazveme slapovým zrychlením.
Předměty v bodě O se sice pohybují směrem k pozorovateli se zrychlením \(a_g(0)\), ale nikdy jej nedostihnou, protože pozorovatel sám se pohybuje se zrychlením \(a_g(S) > a_g(0)\). Při pohledu ze středu Země se od pozorovatele tyto body vzdalují se slapovým zrychlením
Slapová zrychlení na Zemi
Příliv a odliv
Pro popis slapových zrychlení na jiných místech Země je zapotřebí vzít v úvahu vektorový charakter zrychlení. Slapové zrychlení pro libovolný bod X je vektorový rozdíl gravitačních zrychlení v bodech X a S:
\(\vec{a_s}(X)=\vec{a_g}(X)-\vec{a_g}(S).\)Pro objasnění přílivu a odlivu jsou klíčová slapová zrychlení v bodech 1, 3, 4 a 6. Slapové síly, které působením těchto slapových zrychlení vznikají, způsobují odtok vody do bodů O a P. V bodech 2 a 5 hladina oceánů klesá (vzniká odliv), v bodech O a P stoupá (vzniká příliv). Z obrázku je zřejmé, že příliv a odliv vznikají na dvou místech současně. Protože se Země během jednoho dne otočí právě jednou, pozorujeme v průběhu dne na jednom místě dva přílivy a odlivy.
Vzdalování Měsíce
Oceány nejsou dokonale tekuté, proto jejich natáčení vzhledem k Měsíci probíhá při rotaci Země se zpožděním. Výsledná síla, kterou přílivy přitahují Měsíc pak nesměřuje do středu Země a složka této síly tečná k oběžné dráze Měsíce urychluje jeho oběh kolem Země, což způsobuje vzdalování Měsíce.
