Википедија

Земјина орбита

Земјина орбита — патеката која ја опишува Земјата при нејзиното движење околу Сонцето на просечно растојание од 149,60 милиони км[1]. Една обиколка трае точно 365,256 дена (1 ѕвездена година), и за тоа време поминува 940 милиони км.[2] Занемарувајќи го влијанието од други тела во Сончевиот Систем, Земјината орбита е елипса со тежиште Земја-Сонце како едно жариште и тековна занесеност од 0,0167. Бидејќи оваа вредност е блиску до нула, средиштето на орбитата е релативно блиску до средиштето на Сонцето (во однос на големината на орбитата).

Земјата и почетокот на четирите (астрономски) годишни времиња гледани од север (вон размер).
Земјината орбита (жолто) споредена со кружница сосредоточена во Сонцето (сиво)

Гледајќи од Земјата, орбиталното напредно движење на планетата ни дава печаток дека Сонцето се движи во однос на други ѕвезди за 1° источно секој сончев ден (деноноќие).[б 1] Земјината орбитална брзина изнесува просечно 29,78 км/с (107.208 км/ч), што е доволно брзо за да го помине пречникот на планетата за 7 минути, а растојанието до Месечината за 4 часа.[3]

Гледајќи од точна над северниот пол на Сонцето или Земјата, Земјата делува како да се врти спроти часовникот околу Сонцето. Од истото гледиште, и Земјата и Сонцето делуваат како да се вртат спроти часовникот околу сопствените оски.

Историја на изучување

уреди
Главна статија: Хелиоцентризам
 
Хелиоцентричен Сончев Систем
 
Хелиоцентризмот (долу) во споредба со геоцентризмот (горе), вон размер.

Хелиоцентризмот е научен модел кој го ставил Сонцето во средиштето на Сончевиот Систем, а планетите како Земјата ги сместил во неговата орбита. Историски овој систем бил спротивставен на геоцентризмот, кој ја става Земјата во средината. Хелицоентричниот модел е предложен од Аристарх од Самос уште во III век п.н.е. Во XVI век Никола Коперник изложил опфатна расправа за хелиоцентричен модел на вселената [4] како што Птоломеј тоа го направил за геоцентричниот модел во II век. Оваа „Коперникова револуција“ го решила проблемот на повратното движење на планетие, аргументирајќи дека таквото движење е само привидно. Прв кој изработил карта на овој модел бил холандскиот картограф Јан Блау еден век подоцна.[5]

Влијание врз Земјата

уреди
Главна статија: Годишно време

Бидејќи Земјиниот осен наклон (накосеност на еклиптиката), наваленоста на Сончевата траекторија на небото (гледајќи од Земјата) се разликува зависно од времето во годината. За оние во северните краишта, кога северниот пол е навален кон Сонцето денот трае подолго и Сонцето е повисоко на небото. Од ова произлегуваат потопли просечни температури бидејќи површината е поозрачена од Сонцето. Кога северниот пол е навален на другата страна, времето е постудено. Северно од Северниот Поларник и јужно од Јужниот Поларник имаме краен случај каде еден дел од годината е мрачен, а другиот дел е постојано сончев. Ова се нарекува поларна ноќ и полноќно сонце. Разликите во временските услови (заради насоченоста на осниот наклон) водат до годишни времиња.[6]

Настани во орбитата

уреди
Поврзано: Прецесија и Миланковиќеви циклуси

По астрономски обичај, четирите годишни времиња се определени од сонцестоите (двете точки на Земјината орбита со најголема наваленост на Земјината оска, кон или обратно од Сонцето) и рамнодениците (двете точки на Земјината орбита каде навалената Земјина оска и замислената права од Земјата до Сонцето се точно нормални една на друга). Сонцестоите и рамнодениците ја делат годината на четири приближно еднакви делови. На северната полутопка краткодневница се јавува околу 21 декември; летниот сонцестој е околу 21 јуни; пролетнат арамноденица е околу 20 март, а есенскта рамноденица е на 23 септември.[7] Ефектот на Земјиниот осен наклон на јужната полутопка е обратен на оној на северната, и затоа годишните времиња, сонцестоите и рамнодениците се обратни (на пр. северниот летен сонцестој се случува истовремено со јужниот зимски сонцесто).

Земјиниот перихел се јавува околу 3 јануари, а афелот околу 4 јули. Со други зборови, Земјата е поблиску до Сонцето во јануари, а подалеку во јули, што делува нездраворазумски за жителите на северната полутопка (бидејќи таму јануари е зимски месец, а јули е летен). Промената во растојанието Земја-Сонце води до 7 % зголемување на вкупната сончева енергија која стасува до Земјата во перихел до однос на афелот.[8] Бидејќи јужната полутопка е навалена кон Сонцето во времето кога Земјата е најблиску до Сонцето, оваа полутопка прима малку повеќе сончева енергија од северната. Меѓутоа, овој ефект е многу помалку значаен од вкупната енергетска промена што се должи на осниот наклон, и највеќето вишок енергија се впива во водната површина, која е многу попространа на јужната полутопка.[9]

Хиловата сфера (гравитациска сфера на влијание) на Земјата има полупречник од 1.500.000 км (0,01 ае) или приближно четири пати повеќе од просечното растојание до Месечината.[10][б 2] Ова е максималното растојание на кое Земјиното гравитациско влијание е посилно од Сонцето и планетите кои се подалеку. Телата кои кружат околу Земјата мора да се наоѓаат во овој полупречник; во спротивно, Сонцето би ги одвоило од орбитата со предизвиканото гравитациско растројување.

Орбитални особености
епоха J2000,0
афел 152,10×106 км
1,0167 ае[б 3]
перихел 147,10×106 км
0,98329 ае[б 3]
голема полуоска 149,60×106 км
1,0000010178 ае[11]
занесеност 0,0167086[11]
наклон 7,155° кон Сончевиот екватор
1,578690°[12] кон рамнината
должина на искачувачкиот јазол 174,9°[11]
должина на перихелот 102,9°[11]
аргумент на периапсидата 288,1°[11][б 4]
период 365,256363004 дена[13]
просечна орбитална брзина 29,78 км/с[3]
107.208 км/ч
брзина во афел 29,29 км/с[3]
брзина во перихел 30,29 км/с[3]
 
Пренагласена илустрација на Земјината елиптична орбита околу Сонцето на која е покажано дека крајните орбитални точки (апоапсидата и периапсидата) не се исти со четирите сезонски крајни точки (рамноденица и сонцестој).

Иднина

уреди

Математичарите и астрономите (како Лаплас, Лагранж, Гаус, Поакнаре, Колмогоров, Арнол и Мозер) изнашле математички постапки и низа докази за стабилноста на Сончевиот Систем.[14] By most predictions, Земјината орбита ќе биде релативно стабилна долго време во иднината.[15]

Во 1989 г. Жак Ласкар изложил тврдење дека Земјината орбита (како и орбитите на сите внатрешни планети) може да стане хаотична, и дека ако денес почетната положба на Земјата ја згрешиме за само 15 метри, нејзината орбита ќе биде невозможна да се предвиди за нешто над 100 милиони години.[16] Моделирањето на Сончевиот Систем е предмет на проблемот на повеќе тела.

Поврзано

уреди

Белешки

уреди
  1. ↑ На нашата планета ѝ требаат 365 дена за да направи круг околу Сонцето. Една полна орбита има 360°. Поради тоа, Земјата секој ден минува приближно 1° од нејзината орбита. Така, Сонцето изгледа како да се движи преку небото во однос на ѕвездите во иста мера.
  2. ↑ За Земјата, Хиловиот полупречник изнесува
     
    каде m е масата на Земјата, a е астрономска единица, а M е масата на Сонцето. Така, полупречникот во ае изнсува околу  .
  3. ↑ 3,0 3,1 афел = a × (1 + e); перихел = a × (1 – e), каде a е големата полуоска, а e е занесеноста.
  4. ↑ Изворот ја дава должина на перихелот, која е збир од должината на искачувачкиот јазол и архументот на перихелот. Со одземање на јазолот на должината 174,873° од должината на перихелот (102,937°) добиваме −71,936°. Ако додадеме 360° добиваме 288,064°. Ова собирање не го менува аголот, туку го изразува во вообичаениот опсег на должини од 0 до 360°.

Наводи

уреди
  1. ↑ „Sun: Facts & Figures“. Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration. Архивирано од изворникот на јули 3, 2015. Посетено на јули 29, 2015.
  2. ↑ Jean Meeus, Astronomical Algorithms 2nd ed, ISBN 0-943396-61-1 (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. The formula by Ramanujan is accurate enough.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Williams, David R. (1 септември 2004). „Earth Fact Sheet“. NASA. Посетено на 17 март 2007.
  4. ↑ De revolutionibus orbium coelestium. Johannes Petreius. 1543.
  5. ↑ Jerry Brotton, A History of the World in Twelve Maps, London: Allen Lane, 2012, ISBN 9781846140990 p. 262.
  6. ↑ „What causes the seasons? (NASA)“. Посетено на 22 јануари 2015.
  7. ↑ „Date & Time of Solstices & Equinoxes“. 28 август 2013. Посетено на 22 јануари 2015.
  8. ↑ „Solar Energy Reaching The Earth's Surface“. ITACA. Посетено на 30 јануари 2022.
  9. ↑ Williams, Jack (20 декември 2005). „Earth's tilt creates seasons“. USAToday. Посетено на 17 март 2007.
  10. ↑ Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palle, E. (2006). „The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets“ (PDF). Instituto de Astrofísica de Canarias. Посетено на 21 март 2007.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (февруари 1994). „Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets“. Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
  12. ↑ Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. стр. 294. ISBN 0-387-98746-0.
  13. ↑ Овој број стои во разни извори, и изведен е од елементите на VSOP87 од оддел 5.8.3, стр. 675 на следното: Simon, J. L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (февруари 1994). „Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets“. Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
  14. ↑ Laskar, J. (2001). „Solar System: Stability“. Во Murdin, Paul (уред.). Encyclopedia of Astronomy and Astropvhysics. Bristol: Institute of Physics Publishing. article 2198.
  15. ↑ Gribbin, John (2004). Deep simplicity : bringing order to chaos and complexity (1 U.S.. изд.). New York: Random House. ISBN 978-1-4000-6256-0.
  16. ↑ „Earth-Venus smash-up possible“. 11 јуни 2009. Архивирано од изворникот на 23 јануари 2015. Посетено на 22 јануари 2015.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Земјина_орбита&oldid=5115907“