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自轉週期

自轉週期（英語：Rotation period）在天文學中是指當一個物體繞著自己的轉軸（英語：Rotation around a fixed axis），相對於背景的恆星完成一次完整轉動的時間。自轉週期和行星的太陽日有所不同之處在於，後者還包含行星公轉太陽所需要的額外旋轉量。

會合-舒梅克號探測器於2000年12月初拍攝到愛神星完整的自轉過程。愛神星的自轉週期約為5小時16分鐘，此期間探測器和愛神星的距離維持在200公里。

測量自轉

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對一個固體的天體，像是行星和小行星，自轉週期只有一個數值。對氣體/流體，像是恆星和氣體巨星，自轉週期從赤道到極點的週期都不相同，這稱為較差自轉。通常情況下，氣體巨星（木星、土星、天王星和海王星）是內部的自轉週期，是測量行星的磁場轉動來認定的。對於不對稱的非球體天體，即使沒有重力或潮汐力的影響，自轉週期通常是不固定的。這是因為雖然自轉軸在空間中是固定的（依據角動量守恆），但在天體本身卻不一定是固定的。正因為如此，天體繞著自轉軸的轉動慣量可以各不相同，因此轉動的速率會改變（角動量是質量、速度與力距的乘積）。土衛七就表現出這種行為，這樣的自轉週期被稱為混沌。

地球

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主條目：地球自轉
 
深空氣候觀測衛星（英語：DSCOVR）所拍攝地球於2015年9月25日的自轉，期間該衛星距離地球約1,530公里

地球相對於太陽的自轉週期（平太陽日）是平太陽時的86,400秒。這個秒的每一秒都比國際單位制的秒稍微長一點點，因為地球受到潮汐加速的影響，現在的一天比在確定秒長度的19世紀長了一點點。在1750年1892年間的平太陽秒是西蒙·紐康在1895年在他獨力制定的太陽表中選定的。這個表被用來計算1900年至1983年間的星曆表，所以這個秒被稱為星曆秒。國際單位制的秒在1967年被制定為與星曆秒相等[1]。

地球相對於固定恆星的自轉週期稱為恆星日（stellar day），由國際地球自轉服務（IERS）確定其長度為86164.098 903 691 秒平太陽時（UT1）(23h 56m 4.098 903 691s [2][3]。 地球的自轉週期相對於歲差或平春分點的移動，被誤稱為恆星日（sidereal day），是86164.090 530 832 88 秒的平太陽時（UT1） (23h 56m 4.090 530 56 23 832 88 s）[2]，因而sidereal day比stellar day短了大約8.4 ms.[4]。1623年至2005年[5]和1962年至2005年[6]的平太陽日在國際單位制秒的長度，可以參考IERS的資料。最近 （1999年至2005年）平太陽日的平均年度長度，超過國際單位制的86,400秒約在0.3ms和1ms之間。必須在sidereal day和stellar day添加4秒，才能獲得平太陽日的長度。

太陽系天體的自轉週期

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以下是一些著名太陽系天體的自轉週期，其中自轉週期以逆時針（由西向東）轉動為正，順時針（由東向西）轉動為負。

天體 自轉週期
太陽 25.379995天（赤道）[7][8]
35天（高緯度）		 25ᵈ 9ʰ 7ᵐ 11.6ˢ
35ᵈ
水星 58.6462天[9] 58ᵈ 15ʰ 30ᵐ 30ˢ
金星 –243.0187天[9][10] -243ᵈ 0ʰ 26ᵐ
地球 0.99726968 天[9][11] 0ᵈ 23ʰ 56ᵐ 2.1ˢ
月球 27.321661天[12]
（對地球同步自轉）		 27ᵈ 7ʰ 43ᵐ 11.5ˢ
火星 1.02595675天[9] 1ᵈ 0ʰ 37ᵐ 22.663ˢ
穀神星 0.37809天[13] 0ᵈ 9ʰ 4ᵐ 27ˢ
木星 0.4135344天（內部深處）[14]
0.41007天（赤道）
0.41369942天（高緯度）		 0ᵈ 9ʰ 55ᵐ 29.37s[9]
0ᵈ 9ʰ 50ᵐ 30ˢ[9]
0ᵈ 9ʰ 55ᵐ 43.63ˢ[9]
土星 0.44403天（內部深處）[14]
0.426天（赤道）
0.443天（高緯度）		 0ᵈ 10ʰ 39ᵐ 24ˢ[9]
0ᵈ 10ʰ 14ᵐ[9]
0ᵈ 10ʰ 38ᵐ[9]
天王星 -0.71833天[9][10][14] -0ᵈ 17ʰ 14ᵐ 24ˢ
海王星 0.67125天[9][14] 0ᵈ 16ʰ 6ᵐ 36ˢ
冥王星 -6.38718天[9][10]
（與冥衛一同步自轉）		 –6ᵈ 9ʰ 17ᵐ 32ˢ
妊神星 0.163145天[15] 0ᵈ 3ʰ 54ᵐ 56ˢ
楚留莫夫－格拉希門克彗星 0.516846天 0ᵈ 12ʰ 24ᵐ 15.48ˢ[16]

相關條目

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參考資料

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  1. ^ Leap seconds by USNO. [2014-10-22]. （原始內容存檔於2012-05-27）. 
  2. ^ 2.0 2.1 IERS EOP Useful constants. [2014-10-22]. （原始內容存檔於2012-11-03）. 
  3. ^ Aoki, the ultimate source of these figures, uses the term "seconds of UT1" instead of "seconds of mean solar time". Aoki, et al., "The new definition of Universal Time （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）", Astronomy and Astrophysics 105 (1982) 359–361.
  4. ^ Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, ed. P. Kenneth Seidelmann, Mill Valley, Cal., University Science Books, 1992, p.48, ISBN 978-0-935702-68-2.
  5. ^ IERS Excess of the duration of the day to 86400s … since 1623 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2008-10-03. Graph at end.
  6. ^ IERS Variations in the duration of the day 1962–2005
  7. ^ Rotation and pole position for the Sun and planets （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Rotation period in days is 360° divided by the coefficient of d.
  8. ^ Template:Pdflink pp7–8
  9. ^ 9.00 9.01 9.02 9.03 9.04 9.05 9.06 9.07 9.08 9.09 9.10 9.11 9.12 Clabon Walter Allen and Arthur N. Cox. Allen's Astrophysical Quantities. Springer. 2000: 296 [2014-10-22]. ISBN 0-387-98746-0. （原始內容存檔於2021-04-14）. 
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 This rotation is negative because the pole which points north of the ecliptic rotates in the opposite direction to most other planets.
  11. ^ Reference adds about 1 ms to Earth's stellar day given in mean solar time to account for the length of Earth's mean solar day in excess of 86400 SI seconds.
  12. ^ Clabon Walter Allen and Arthur N. Cox. Allen's Astrophysical Quantities. Springer. 2000: 308 [2014-10-22]. ISBN 0-387-98746-0. （原始內容存檔於2014-06-28）. 
  13. ^ Chamberlain, Matthew A.; Sykes, Mark V.; Esquerdo, Gilbert A. Ceres lightcurve analysis – Period determination. Icarus. 2007, 188 (2): 451–456. Bibcode:2007Icar..188..451C. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.025. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 14.3 Rotation period of the deep interior is that of the planet's magnetic field.
  15. ^ Pedro Lacerda, David Jewitt and Nuno Peixinho. High-Precision Photometry of Extreme KBO 2003 EL61. The Astronomical Journal. 2008-04-02, 135 (5): 1749–1756 [2008-09-22]. Bibcode:2008AJ....135.1749L. arXiv:0801.4124  . doi:10.1088/0004-6256/135/5/1749. （原始內容存檔於2020-05-11）. 
  16. ^ Mottola, S.; Lowry, S.; Snodgrass, C.; Lamy, P. L.; Toth, I.; et al. The rotation state of 67P/Churyumov-Gerasimenko from approach observations with the OSIRIS cameras on Rosetta. Astronomy & Astrophysics. September 2014, 569. L2. Bibcode:2014A&A...569L...2M. doi:10.1051/0004-6361/201424590. 

外部連結

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