Orbita Ziemi - Earth's orbit

Ziemia w sezonowych punktach na swojej orbicie (nie w skali)

Orbita Ziemi (żółty) w porównaniu do koła (szary)

Ziemia krąży Sun przy średniej odległości od 149,60 mln km (92.960.000 mil) i jednego pełnego orbicie zajmuje 365.256  dni (1 rok gwiazdowy ), w czasie których ziemia przejechał 940 milionów km (584 milionów mil). Ignorując wpływ innych ciał Układu Słonecznego, orbita Ziemi jest elipsą z barycentrum Ziemia-Słońce jako jednym ogniskiem i obecnym ekscentrycznością 0,0167; ponieważ wartość ta jest bliska zeru, środek orbity jest blisko, w stosunku do wielkości orbity, blisko środka Słońca.

Jak widać z Ziemi, progresywny ruch orbitalny planety sprawia, że ​​Słońce wydaje się poruszać względem innych gwiazd w tempie około 1° na wschód na dzień słoneczny (lub średnica Słońca lub Księżyca co 12 godzin). Średnia prędkość orbitalna Ziemi wynosi 29,78 km/s (107 208 km/h; 66 616 mph), co jest wystarczająco dużą szybkością, aby pokryć średnicę planety w 7 minut, a odległość do Księżyca w 4 godziny.

Z punktu obserwacyjnego nad biegunem północnym Słońca lub Ziemi wydaje się, że Ziemia obraca się wokół Słońca w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Z tego samego punktu obserwacyjnego zarówno Ziemia, jak i Słońce wydają się obracać również w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara wokół swoich osi.

Historia studiów

Heliocentryczny Układ Słoneczny

Heliocentryzm (panel dolny) w porównaniu z modelem geocentrycznym (panel górny), nie w skali

Heliocentryzm to model naukowy, który jako pierwszy umieścił Słońce w centrum Układu Słonecznego i umieścił planety, w tym Ziemię, na jego orbicie. Historycznie heliocentryzm przeciwstawia się geocentryzmowi , który umieszczał Ziemię w centrum. Arystarch z Samos już w III wieku p.n.e. zaproponował model heliocentryczny. W XVI wieku Mikołaj Kopernik " De revolutionibus przedstawił pełną dyskusję o heliocentrycznej modelu wszechświata w taki sam sposób, jak Ptolemeusz przedstawił swoją geocentrycznej w drugim wieku. Ta „ rewolucja kopernikańska ” rozwiązała problem ruchu wstecznego planet , argumentując, że taki ruch był tylko postrzegany i pozorny. „Chociaż przełomowa książka Kopernika… została [wydrukowana] ponad sto lat wcześniej, [holenderski twórca map] Joan Blaeu był pierwszym twórcą map, który włączył swoją rewolucyjną teorię heliocentryczną do mapy świata”.

Wpływ na Ziemię

Ze względu na nachylenie osi Ziemi (często znane jako nachylenie ekliptyki ), nachylenie trajektorii Słońca na niebie (jak widzi obserwator na powierzchni Ziemi) zmienia się w ciągu roku. Dla obserwatora na szerokości geograficznej północnej, gdy biegun północny jest przechylony w stronę Słońca, dzień trwa dłużej i Słońce pojawia się wyżej na niebie. Skutkuje to wyższymi średnimi temperaturami, ponieważ dodatkowe promieniowanie słoneczne dociera do powierzchni. Kiedy biegun północny jest odchylony od Słońca, sytuacja jest odwrotna i pogoda jest generalnie chłodniejsza. Na północ od koła podbiegunowego i na południe od koła podbiegunowego dochodzi do skrajnego przypadku, w którym przez część roku w ogóle nie ma światła dziennego, a o przeciwnej porze roku światło dzienne jest ciągłe. Nazywa się to odpowiednio nocą polarną i słońcem o północy . Ta zmiana pogody (ze względu na kierunek nachylenia osi Ziemi) skutkuje porami roku .

Wydarzenia na orbicie

Zgodnie z astronomiczną konwencją, cztery pory roku są określane przez przesilenia (dwa punkty na orbicie Ziemi odpowiadające maksymalnemu nachyleniu osi Ziemi w kierunku Słońca lub od Słońca) oraz równonoce (dwa punkty na orbicie Ziemi, w których nachylona oś Ziemi i wyimaginowana linia biegnąca od Ziemi do Słońca są do siebie dokładnie prostopadłe). Przesilenia i równonoce dzielą rok na cztery w przybliżeniu równe części. Na półkuli północnej przesilenie zimowe występuje około 21 grudnia; przesilenie letnie zbliża się 21 czerwca; równonoc wiosenna przypada około 20 marca, a równonoc jesienna około 23 września. Efekt przechyłu osi Ziemi na półkuli południowej jest odwrotny do tego na półkuli północnej, stąd pory przesileń i równonocy na półkuli południowej są odwrotność tych na półkuli północnej (np. północne przesilenie letnie jest jednocześnie południowe przesilenie zimowe).

W czasach współczesnych peryhelium Ziemi ma miejsce około 3 stycznia, a aphelium około 4 lipca (dla innych epok zobacz cykle precesji i Milankovitcha ). Innymi słowy, Ziemia jest bliżej Słońca w styczniu, a dalej w lipcu, co niektórym może wydawać się sprzeczne z intuicją, zwłaszcza dla mieszkańców półkuli północnej, gdzie jest zimniej, gdy Ziemia jest najbliżej Słońca . Zmieniająca się odległość Ziemia-Słońce powoduje wzrost o około 6,9% całkowitej energii słonecznej docierającej do Ziemi na peryhelium w stosunku do aphelium. Ponieważ półkula południowa jest nachylona w kierunku Słońca mniej więcej w tym samym czasie, w którym Ziemia zbliża się do Słońca, półkula południowa otrzymuje od Słońca nieco więcej energii niż północna w ciągu roku. Jednak efekt ten jest znacznie mniej znaczący niż całkowita zmiana energii spowodowana przechyleniem osi, a większość nadmiaru energii jest pochłaniana przez większy udział powierzchni pokrytej wodą na półkuli południowej.

Strefa Hilla ( grawitacyjna strefy wpływów) od Ziemi wynosi około 1.500.000 kilometrów (0,01 AU ) w promieniu, czyli około cztery razy Średnia odległość do Księżyca. Jest to maksymalna odległość, przy której oddziaływanie grawitacyjne Ziemi jest silniejsze niż bardziej odległe Słońce i planety. Obiekty krążące wokół Ziemi muszą znajdować się w tym promieniu, w przeciwnym razie mogą zostać niezwiązane przez perturbacje grawitacyjne Słońca.

Poniższy diagram pokazuje zależność między linią przesilenia a linią apsyd eliptycznej orbity Ziemi. Elipsa orbitalna przechodzi przez każdy z sześciu obrazów Ziemi, które są kolejno peryhelium (perycentrum — najbliższy punkt Słońca) w dowolnym miejscu od 2 do 5 stycznia, punkt równonocy marcowej 19, 20 lub 21 marca, punkt przesilenia czerwcowego 20, 21 lub 22 czerwca, aphelion (apocentrum — najdalszy punkt od Słońca) w dowolnym miejscu od 3 lipca do 5 lipca, równonoc wrześniowa 22, 23 lub 24 września oraz przesilenie grudniowe 21, 22 lub 23 grudnia. Diagram pokazuje bardzo przesadny kształt orbity Ziemi; rzeczywista orbita jest praktycznie kołowa.

Przyszły

Matematycy i astronomowie (tacy jak Laplace , Lagrange , Gauss , Poincaré , Kolmogorov , Vladimir Arnold i Jürgen Moser ) szukali dowodów na stabilność ruchów planet, a poszukiwania te doprowadziły do ​​wielu matematycznych odkryć i kilku kolejnych „dowodów” stabilność Układu Słonecznego. Według większości przewidywań orbita Ziemi będzie stosunkowo stabilna przez długie okresy.

W 1989 roku praca Jacquesa Laskara wykazała, że ​​orbita Ziemi (jak również orbity wszystkich planet wewnętrznych) może stać się chaotyczna i że błąd wynoszący zaledwie 15 metrów w pomiarze początkowego położenia Ziemi dzisiaj uniemożliwiłby przewidzieć, gdzie Ziemia znajdzie się na swojej orbicie za nieco ponad 100 milionów lat. Modelowanie Układu Słonecznego to temat objęty problemem n-ciał .

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Ziemia – Prędkość w kosmosie – około 1 miliona mil na godzinę  – NASA & ( dyskusja WP )