Om man svänger en sten på ett snöre, så känner man med handen huru snöret spänner sig, och är snöret icke tillräckligt starkt kan det springa af, om rörelsen är hastig. Denna spänning i snöret är en värkan af stenens tröghet, hvilken i hvarje ögonblick sträfvar att åt stenen bibehålla dess rörelse fortsatt i rät linie i stället för den cirkelformiga rörelse, som snöret binder honom uti. Denna värkan kallas centrifugalkraft. Det är den, som sträfvar att kasta oss ur vagnen, om vi köra fort uti en skarp krök af vägen; det är den, som spränger sönder smärgelskifvorna i fabrikerna. Tillvaron af denna centrifugalkraft vid hvarje roterande rörelse hade ej undgått Ptolemäus. Det är ytterst löjligt — sade han — att tro att jorden rör sig kring sin axel; ty om jorden rörde sig så, skulle allt, som fans på jorden, ryckas loss eller brista sönder (genom centrifugalkraften). Han hade rätt så till vida, som en centrifugalkraft måste uppstå. Men hans föreställning om dess storlek var öfverdrifven. Snöret, med hvilket stenen svänges, brister icke, förr än hastigheten blir mycket stor. Och jordens kringsvängande rörelse är i själfva värket mycket långsam. Timvisaren på våra klockor går urtaflan omkring två gånger på dygnet; den vrider sig således dubbelt så fort som jorden. Därför är centrifugalkraften icke ens vid ekvatorn, där den är störst, tillräckligt stark för att t. ex. rycka upp ett träd med roten; men den existerar dock och yttrar sig på sådant sätt, att kropparnas värkliga tyngd förminskas. En kropp, som vid polen väger 1 kilo, blir lättare och lättare, ju närmare man för den till ekvatorn. Vid själfva ekvatorn har han förlorat 3 gram i vikt. Detta kan man direkt iakttaga genom att på olika ställen af jorden väga samma föremål med en fjädervåg.
En noggrannare metod att uppvisa samma sak erbjuda de s. k. pendelobservationerna, hvilkas idé är följande. Om man upphänger t. ex. en järnkula vid en tråd, så har man en apparat, som benämnes pendel. Får kulan vara i fred så ställer sig tråden lodrätt. Om man för kulan åt sidan från dess jämviktsläge och sedan släpper den, så börjar pendeln svänga fram och tillbaka. Orsaken härtill är jordens attraktion, som söker draga kulan ned från dess sidoläge till dess lägsta möjliga läge. Väl kommen dit, fortsätter den åt andra sidan genom sin tröghet, hvarefter samma rörelse å nyo upprepas. Efter som rörelsen sålunda beror af pendelns tyngd, så följer äfven, att om man upphängde samma pendel på en mindre himmelskropp, t. ex. månen, så skulle den svänga långsammare, emedan den då vore lättare. Likaså, emedan kulan till följd af jordens rotation och centrifugalkraften är lättare vid ekvatorn än vid jordens poler, så svänger samma pendel långsammare vid ekvatorn än åt polerna till. Försök i denna väg kräfva mycken noggrannhet och många försiktighetsmått, för hvilka här ej kan redogöras. Låt oss helt enkelt antaga, att vi hafva ett pendelur, som går riktigt t. ex. i Stockholm. Om vi sätta upp samma pendelur vid ekvatorn, så måste pendelsvängningarna bli långsammare och klockan måste draga sig efter — förutsatt att jorden roterar. Detta är äfven hvad alla dylika pendelförsök hafva bekräftat. De visa dessutom, att tyngden vid ekvatorn är minskad med ⅟₂₈₉ till följd af jordens rotation. Enligt detta skulle det blott behöfvas en 17 gånger hastigare rotation hos jorden, för att kropparna vid ekvatorn skulle förlora hela sin tyngd. De skulle då ej mera falla, om man släppte dem i luften, och alla sådana förrättningar, vid hvilka kroppars tyngd och fall tagas i anspråk, skulle naturligtvis blifva en omöjlighet.
Vi hafva i det föregående sett, huru Galileis motståndare i kroppars egenskap att falla lodrätt emot jorden sökte framdraga ett bevis mot jordens rotation. Om man emellertid på ett riktigt sätt utför deras tankegång, så vänder den sig emot dem själfva. Låt oss föreställa oss, att vi från balustraden af ett högt torn vid ekvatorn nedsläppa en sten. Huru faller den? Erfarenheten säger: synbarligen lodrätt. Men detta är ej fullt riktigt. Dylika försök, som med stor noggrannhet utförts t. ex. vid grufvorna i Freiberg, visa, att föremål hafva en benägenhet att falla åt öster d. v. s. — enär jorden rör sig från väster till öster — framåt i rotationens led och ej, såsom man förut ansåg händelsen skola blifva, bakåt. Detta bör ock så vara. Ty genom jordens rotation erhåller tornets spets en större hastighet än tornets fot, emedan tornets spets är längre aflägsen från rotationsaxeln än tornets fot. Detta är alldeles samma förhållande, som att en slängkälke rör sig snabbare än den, som går och drifver den samma. När stenen släppes, har den samma hastighet, som tornets spets, i vågrät led; och denna hastighet kan den (på grund af sin tröghet) icke förlora, under det den samtidigt faller nedåt. Den bör därför hinna ned till marken framom den punkt, dit tornets fot har fortskridit.
I enlighet med denna tankegång förklaras äfven de s. k. passadvindarna, som i sned, och alltid samma, riktning blåsa öfver jordklotet. Hvar och en har t. ex. hört talas om den s. k. nordostpassaden, hvilken är till så stor nytta för alla segelfartyg, som skola öfver till Amerika. För att förstå, huru dessa vindar äro beroende af jordens rotation, skola vi först föreställa oss att jorden vore orörlig. Omkring jorden tänka vi oss vidare lufthafvet (atmosfären) likaledes utan rotation. Såsom i värkligheten är händelsen, så skulle naturligtvis äfven under dessa antaganden trakterna kring ekvatorn uppvärmas starkare af solen än polerna. Den varma luften vid ekvatorn skulle höja sig från jordytan, emedan den genom uppvärmningen blir lättare och samtidigt skulle den börja röra sig åt jordens båda poler till. Från polerna skulle i stället en kall luftström rusa mot ekvatorn för att fylla det där uppkomna tomrummet. Förloppet är ungefär det samma, som när man öppnar dörren till ett varmt rum. En varm luftström rusar då ut vid dörröppningens öfre del och i stället drages kall luft in i rummet närmare golfvet. Genom att hålla ett påtändt ljus på olika ställen i öppningen, kan man lätt på lågan se, att så är fallet. Vore jorden orörlig, så skulle således t. ex. på norra halfklotet uppstå tvänne “passadvindar“, alltid blåsande i samma led, en sydlig vind i de högre luftlagren och en kall nordlig vind i de lägre. Genom jordens rotation inträffar det nu, att dessa vindar afvika från riktningen norr och söder till en sned riktning. — Det är lätt att förstå, huru härvid tillgår. Hela lufthafvet deltager i jordens rotation. Men alla delar af jordytan röra sig ej lika hastigt till följd af rotationen. Hastigast är rörelsen vid ekvatorn. Och sådana punkter på jorden, som ligga aflägsna från ekvatorn, fortskrida med desto mindre hastighet, ju närmare de befinna sig till jordaxeln. Mycket nära polerna är ju hastigheten så godt som ingen och vid själfva polerna lika med noll. — Låt oss nu föreställa oss en luftmassa, som är i begrepp att från ekvatorn rusa upp åt nordpolen till. Denna luftmassa har vid ekvatorn en hastighet i rotationens riktning, som den icke kan förlora under det den rusar uppåt. Denna hastighet är äfven större än hastigheten hos alla de punkter på jordytan, åt hvilka den genom sin rörelse från ekvatorn sträfvar. Luftmassan måste således så att säga fara om dessa ställen i deras roterande rörelse. Den måste sålunda, emedan rotationen försiggår åt öster afvika från sin riktning mot norr åt öster: den måste åstadkomma en sydvästvind. Detta för den öfre, varma luftströmmen. Den vid jordytan blåsande kalla luftströmmen åter, som, om jorden ej roterade, skulle vara en nordpassad, den blir på samma grunder en nordostpassad.
Åtskilligt kunde ännu vara att tillägga med afseende på jordens rotation, men vi skola ej längre uppehålla oss därvid, utan i stället anföra några bevis för jordens årliga rörelse omkring solen.
Om jorden rör sig och stjärnorna stå stilla, så måste jordens rörelse framkalla en skenbar rörelse hos stjärnorna, en s. k. parallaktisk rörelse eller parallax. Finnes ingen sådan parallax hos dem, då kan ej häller jorden röra sig: detta var det skäl mot jordens rörelse, som på skilda tider framdrogs mot Aristarkos, Kopernikus och Galilei — ett skäl, som hvar och en af dem bemötte med den förklaringen, att stjärnorna äro för långt aflägsna, för att någon sådan rörelse skulle kunna blifva märkbar. Otaliga voro de försök, som från tid till annan gjordes för upptäckandet af stjärnparallaxer. Först sedan den astronomiska mätningskonsten blifvit drifven till en utomordentlig höjd, lyckades det första gången år 1838 den tyske astronomen Bessel att upptäcka en årlig parallax hos en liten stjärna i Svanens stjärnbild, om hvilken man hade anledning att antaga att den var solsystemet jämförelsevis nära. Bessel följde denna stjärna under 14 månader med sin kikare och fann genom de noggrannaste mätningar, att den samma ej var fullt orörlig, utan under årets lopp syntes beskrifva en liten ellips — en spegelbild på himmelen af jordens bana omkring solen. Härmed var det starkaste beviset mot jordens rörelse vändt till förmån för den samma. Sedan Bessels tid hafva ett stort antal stjärnparallaxer blifvit upptäckta. Den största rörelsen tillkommer den mest lysande stjärnan på södra halfklotet, i stjärnbilden Centauren. Denna stjärna är sålunda den oss närmaste af alla fixstjärnor. Och dock är dess afstånd så stort att ljuset, som tillryggalägger 300,000 kilometer på sekunden, behöfver 3½ år för att hinna från denna stjärna till oss. Den lilla fläck af himmelen som stjärnan i sin parallaktiska rörelse årligen kringvandrar är i motsvarande grad liten: månens skifva är i genomskärning 2,000 gånger så stor.
Genom dylika små parallaktiska rörelser hos fixstjärnorna har man äfven lyckats visa, att hela solsystemet rör sig uti rymden. Man har bestämt riktningen af denna rörelse. Vårt solsystem närmar sig i själfva värket oafbrutet till stjärnorna i stjärnbilden Herkules. Vi kunna tydliggöra den engelske astronomen Herschels upptäckt häraf genom ett exempel. Låt oss föreställa oss, att vi från hafvet närma oss en strand, på hvilken vi redan från långt håll kunna skönja en grupp af träd. Denna grupp synes måhända i början rätt tät. Men ju närmare vi komma stranden desto mera se vi träden glesna. Och denna omständighet skulle vara tillräcklig att öfvertyga oss, att vi värkligen komma stranden närmare och närmare, äfven om vi ej på annat sätt kunde afgöra, att vår båt rörde sig framåt. — Genom en dylik betraktelse upptäckte Herschel solsystemets rörelse. Granskar man fixstjärnornas lägen, sådana de från tid till tid blifvit uppmätta, så finner man att de ingalunda äro fixa utan hafva rörelser, om än små och långsamma. Det behöfves blott att undersöka dessa rörelser för att man skall finna, att det finnes en trakt af himmelen, där stjärnorna synas aflägsna sig från hvarandra, och där hvarje stjärngrupp synes glesna. Det är trakten vid stjärnbilden Herkules. På motsatta delen af himmelen finner man, hur de där befintliga stjärnorna från tid till annan tränga sig tillhopa.
Innan stjärnparallaxerna ännu blifvit funna, hade en annan årlig rörelse hos stjärnorna blifvit upptäckt, som äfven den utgör ett bevis för jordens rörelse omkring solen. Denna rörelse, som upptäcktes af den engelske astronomen Bradley 1728, försiggår såsom den parallaktiska rörelsen i små ellipser, hvilka dock äro ojämförligt mycket större än de parallaktiska. Att denna rörelse ej är af parallaktisk natur framgår däraf, att den för det första iakttages hos alla stjärnor oberoende af deras större eller mindre glans och därmed sammanhängande afstånd från oss, för det andra, emedan rörelsen synes försiggå i samma led som jordens rörelse och ej i motsatt led, såsom fallet skulle blifva med en parallaktisk rörelse.
Den rörelse, om hvilken vi tala, beror därpå, att vårt öga icke är stillastående. Vore vårt öga stillastående, skulle vi se stjärnorna i deras rätta riktning. Men tillföljd däraf att ögat deltager i jordens rörelse och hastighet, se vi stjärnorna icke i deras rätta riktning, utan något framflyttade i samma riktning, i hvilken vi själfva röra oss. Denna framflyttning af en stjärna från dess rätta läge, hvilken dessutom är större ju större vårt ögas hastighet är, benämnes aberration. Vi skola strax söka förklara den med ett exempel, men anmärka först att denna aberration är orsaken till den omtalade rörelsen hos stjärnorna. Ty jorden rör sig nära i en cirkel omkring solen och i hvarje punkt af dess bana se vi stjärnan — som i värkligheten befinner sig exempelvis rakt ofvanför jordbanan — framflyttad i samma riktning, som jorden rör sig. Det måste således taga sig ut så, som om jorden under sin rörelse kring solen sköte stjärnan framför sig i en rund bana.