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1 m+ N" ~# ]$ P7 d( V! W 地球半径是指从地球中心到其表面(平均海平面)的距离。
% Y1 I" d7 w, ]; S* C+ j 地球不是一个规则的物体。首先，它不是正球体，而是椭球体，准确地说是一个两极稍扁，赤道略鼓的扁球体; 其次，地球的南极、北极也不对称，就海平面来说，北极稍凸，南极略凹;第三，地球的外部地形起伏多变(这对测量地球半径是有影响的)。平均大约3959英里(6371.393千米)
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由于地球的自转、内部密度的不均匀以及外部的潮汐力使得地球的形状偏离球形。同时局部的地势增大了这种不均匀性，使得地球的表面状况极度复杂。为了便于处理，对地球表面的描述必须比实际更加简单。因此我们建立一个能够满足需要的地球表面的最简模型。
; z. b z3 w3 E E
所有这些常用的模型都会涉及到“半径”的概念。严格地说，立体图形中只有球体才有半径的概念，但在很多领域，包括处理地球的模型，都会扩展“半径”的用法。以下是按照精确度降序的地球模型：
S4 c' R5 N m2 V8 h: R# i 地球的真实表面;
7 T2 S% g2 K! B4 d) ]6 b/ a' F 按照真实表面每点的平均海平面定义的大地水准面;
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对于大地水准面和椭球体来说，模型上任何一点到指定中心的确定距离被称为“地球的一条半径”或“在某点地球的半径”。同时也常用球体模型的“平均半径”来作为“地球半径”。另一方面，对应地球真实表面的“半径”是没有实际用处的。相反，相对于海平面的海拔才是有实际用途的。
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地球的任何一条半径长度都落在最小的约为6,357km的极半径以及最大的约为6,378km的赤道半径之间。因此地球形状与标准球体的偏差只有约三百分之一，这在大多数情况下可以充分地把地球看做球体并使用术语“地球半径”。这个概念也可以推广到其他主要的行星上去，只不过扁率有差异而已。
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极半径
2 W! T" E8 i0 B
从地心到北极或南极的距离，大约3950英里(6356.9088千米)(两极的差极小，可以忽略)。
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赤道半径
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是从地心到赤道的距离，大约3963英里(6377.830千米)。
; I& u+ h7 z( a; j% D1 \ 平均半径
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大约3959英里(6371.393千米) 。这个数字是地心到地球表面所有各点距离的平均值。
9 b0 Y* G# t) O7 {' F# A 可以这样求：平均半径=(赤道半径×2+极半径)/3
2 q1 B, ?4 D8 W- [ 地球半径有时被使用作为距离单位, 特别是在天文学和地质学中常用。它通常用RE表示。
; w, K9 v/ k9 m 地球大概半径6370.856千米。
, k+ {% M8 y5 S9 K 我们知道，地球的形状近似一个球形，那么怎样测出它的半径呢?据说公元前三世纪时希腊天文学家厄拉多塞内斯(Eratosthenes，公元前276—194)首次测出了地球的半径。
$ R9 y3 I6 q. N& \ 他发现夏至这一天，当太阳直射到赛伊城(今埃及阿斯旺城)的水井S时，在亚历山大城的一点A的天顶与太阳的夹角为7.2°(天顶就是铅垂线向上无限延长与天空“天球”相交的一点)。他认为这两地在同一条子午线上，从而这两地间的弧所对的圆心角SOA就是7.2°(如图1)。又知商队旅行时测得A、S间的距离约为5000古希腊里，他按照弧长与圆心角的关系，算出了地球的半径约为4000古希腊里。一般认为1古希腊里约为158.5米，那么他测得地球的半径约为6340公里。
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; L, R- s, k) p- g2 L! {
其原理为：
7 @) ^* V! n L, e' R; ^8 _
设圆周长为C，半径为R，两地间的的弧长为L，对应的圆心角为n°。
8 f7 i+ J9 S8 a7 W 因为360°的圆心角所对的弧长就是圆周长C=2πR，所以1°的圆心角所对弧长是
* S5 v. o2 m; m t2 f- o& U0 Y% E; g 
' C) x0 x9 x; s9 r
，即
7 V! @7 n9 S1 M 
k. e- R# {' a2 q4 ?( C3 Z& F. ]
。于是半径为的R的圆中，n°的圆心角所对的弧长L为：
& C/ ?. y4 g) r& u2 g' O 
) g" i, I. y; Q8 q8 C. _6 C
。
& i5 k# f2 W# y+ ~8 n( o, L 
1 W+ S. _" I* p I' o% N 。
+ i7 A7 X1 j9 p: H' O9 v2 ^ 当L=5000古希腊里，n=7.2时，
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l4 [: s6 r+ Z: \& g- @' U1 _+ P
古希腊里) 化为公里数为：
4 u2 T& w; [8 W7 @
: B. U1 q$ ]& O; A
(公里)。
6 Y7 ]" M4 {8 i! j, P# \; j) E! U 厄拉多塞内斯这种测地球的方法常称为弧度测量法。用这种方法测量时，只要测出两地间的弧长和圆心角，就可求出地球的半径了。
& r* z1 ]! ?7 y( @5 b5 b6 ?* C9 C 近代测量地球的半径，还用弧度测量的方法，只是在求相距很远的两地间的距离时，采用了布设三角网的方法。比如求M、N两地的距离时，可以像图2那样布设三角点，用经纬仪测量出△AMB，△ABC，△BCD，△CDE，△EDN的各个内角的度数，再量出M点附近的那条基线MA的长，最后即可算出MN的长度了。
9 W* B* L1 H/ }0 N) ?
J$ ?, ?6 M+ p! [2 p" v4 B9 { 通过这些三角形，怎样算出MN的长度呢?这里要用到三角形的一个很重要的定理——正弦定理。
$ f* h8 g2 H, } \0 |: ^8 W
即：在一个三角形中，各边和它所对角的正弦的比相等。就是说，在△ABC中，有
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0 _) G6 T8 D# f6 l" _% e& S
。
5 p* D4 J" g2 _" M
在图2中，由于各三角形的内角已测出，AM的长也量出，由正弦定理即可分别算出：
K( t1 K7 j% z; [$ E2 H! |
" [! \+ d( J& p# d4 P ∴MN=MB+BD+DN。
6 ]( ?) L0 r" j. J 如果M、N两地在同一条子午线上，用天文方法测出各地的纬度后，即可算出子午线1°的长度。法国的皮卡尔(Pi-card.J.1620—1682)于1669—1671年率领他的测量队首次测出了巴黎和亚眠之间的子午线的长，求得子午线1°的长约为111.28公里，这样他推算出地球的半径约为6376公里。
1 Z z4 @$ D& t) w
+ |3 @! B/ h; o% B9 q (公里)。
+ t: _1 Z; w. Q- s: _ 另外，布设三角网有多种方法，要根据实际情况，布设的网点越少越好。
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随着科学的发展，人们对地球的认识也越来越深入，并发现地球不完全是球形的，而是一个椭球体(如图3)。科学家家们还找到了求得地球的长半径a和短半径b的方法，由于比较复杂，我们这里就不介绍了，有兴趣的同学可阅读有关书籍。
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你相信吗，仅仅利用一张日落的照片，你就能得出地球的半径大小! Princeton 大学的 Robert Vanderbei 在最近的一篇论文中对一张摄于密歇根湖的日落照片进行了分析，不但证实了地球是圆的，还依据照片上的内容对地球半径进行了估算。
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事情的起因就是上面这张很平常的日落照片，以及这样一个大家平时并没有太在意的问题：太阳露出水面的部分应该是一个标准的弓形，但为什么在日出日落时，我们所看到的太阳是一个橄榄球一样的形状?大家或许会很快想到，发光体的下半部分其实是日光反射在水面上造成的。随之产生的是另一个问题：为什么它的下半部分要比上半部分小一些呢?
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! @* I$ P5 A* B4 E3 h& Y 这是因为——想到这个问题的答案并不容易——地球是圆的。上图就是人站在地球上看日出的一个比例夸张版示意图，其中 O 为地球的中心， A 为人眼的位置， AB 为视平线， B 点为水天交界处。由于太阳距离我们相当遥远，因此我们把太阳光看作是一束理想的平行光线。我们把直接射入人眼的太阳光与 AB 的夹角记为 α ，把经过水面上的一点 C 反射进入人眼的光线与 AB 的夹角记为 β 。从图上可见，视角 β 比 α 小，也就是说太阳在水面上的镜像比本身要小一些。
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β 究竟比 α 小多少呢?对照片进行精确地测量，可知太阳的直径相当于照片中的 317 个像素，而露出水面的部分高 69 像素，水中的倒影则只有 29 像素。众所周知太阳的视直径(看太阳的视角)为 0.5 度，因此我们就得到 α = 0.5 * 69 / 317 ≈ 0.1088 度， β = 0.5 * 29 / 317 ≈ 0.0457 度。
. Y6 S: ]2 r& G" @ 如果再已知人眼(或者说相机)离水面的垂直距离 h 为 2 米，那么根据这些数据我们就足以估算出地球的半径了。不妨把 ∠AOB 记为 φ ，把 ∠AOC 记为 θ ，把人眼到水天相接处的距离 AB 记为 D ，把人眼到反射点的距离 AC 记为 d ，入射角和反射角记为 γ ，最后用 r 来表示地球半径，那么此时我们一共有 6 个未知量。为了求解出这 6 个未知数，我们需要寻找 6 个不同的方程。这 6 个方程可以由以下 6 组等量关系得到：
( u+ p* ^2 J5 J0 z
6 K$ r' \- t- ^+ E% G+ L4 y 1. 四边形 OBAC 的内角和为 360° ，即 (φ - θ) + 90° + β + (180° - γ + 90°) = 360° ， 化简得 方程(1) φ + β = θ + γ
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2. 两条平行线的同旁内角相加为 180° ，即 (α + β) + (180° - 2γ) = 180° ，即 方程(2) α + β = 2γ
9 J" _5 F' p" F8 q9 o- P) Z/ s 3. 由于 AO = h + r ，同时又有 AO = AD + DO = D·sinφ + r·cosφ ，因此有 方程(3) h + r = D·sinφ + r·cosφ
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4. BD 既可以等于 D·cosφ ，又可以等于 r·sinφ ，于是有 方程(4) D·cosφ = r·sinφ
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5. 由于 AO = h + r ，同时又有 AO = AE + EO = d·sin(γ+θ) + r·cosθ ，因此有 方程(5) h + r = d·sin(γ+θ) + r·cosθ
& ]- f+ h( {6 b8 h9 D" \ 6. CE 既可以等于 d·cos(γ+θ) ，又可以等于 r·sinθ ，于是有 方程(6) d·cos(γ+θ) = r·sinθ
7 L8 ]: j# m) C
一系列复杂的代数运算(省略数百字)最终告诉我们：
2 C. R* C9 \, Y ^8 `% G r = h / (√1 - 2·cosβ·cosγ + cos2γ / sinβ - 1)
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其中 γ = (α + β)/2 。代入已知的 α 、 β 和 h 可以得到，地球半径 r 大约为 7.29312 * 106 米，也即 7293 千米。
, f, u! o0 q- q9 o7 [ 这个估算的误差有多大呢?事实上，地球的半径大约为 6300 多千米，可见误差不是一般的大。不过，考虑到我们估算的依据仅仅是一张照片，能把数量级估对就已经相当牛 B 了。除了测量的精度之外，还有很多潜在的因素会导致误差。目前看来，误差的最主要来源似乎是不完全平静的水面——一点小小的波浪就会给 α 、 β 的值带来巨大的影响。
9 L0 E9 w' Y& W( b+ y h
2 x n Y! o) K9 W 公元前3 世纪，古希腊天文学家埃拉托色尼首次测量出了地球的半径。他发现夏至这一天，当太阳直射到赛因域(今埃及阿斯旺城附近)的水井时，在亚历山大城的一点的天顶与太阳的夹角为7.2°。他认为这两地在同一条子午线上，从而这两地间的弧所对的圆心角就是7.2°。又知商队旅行时测得两地间的距离约为5000 古希腊里，他按照弧长与圆心角的关系，算出了地球的半径约为40 000 古希腊里。
5 h+ d& i2 [( X+ y 他是怎么算的呢?我们不妨跟古希腊人一起来做道数学题：假设圆周长为C，半径为r，两地间的弧长为l，对应的圆心角为θ。因为360°的圆心角所对的弧长是圆周长C=2πr，所以1°的圆心角所对应的弧长长度是2πr / 360，即πr / 180。于是，半径为r 的圆中，圆心角θ所对的弧长l 为：l=θπr / 180。所以，r=180 l / (θπ)。
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当两地距离l 为5000 古希腊里，θ等于7.2 °时， 就算出地球半径r 是180×5000/(7.2×3.141 59 ) ≈ 40 000 古希腊里。曾有人考证，1 古希腊里约为现在的158 米，按这个关系换算，40 000 古希腊里则相当于现在的6300 千米。
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这种测地球的方法常称为弧度测量法。用这种方法测量时，只要测出两地间的弧长和圆心角，就可求出地球的半径了。
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现代测量地球的半径，还是用弧度测量的方法，法国的皮卡尔于1669—1671 年率领测量队首次测出了巴黎附近子午线1°的长约为111.28千米，从而推算出地球的半径约为6376 千米。
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