Distanza della terra dal sole

Da

non confondere con l'orbita geocentrica.

Da non confondere con l'orbita terrestre (disambigua).

La Terra orbita attorno al Sole a una distanza media di 149,60 milioni di km (92,96 milioni di miglia), o 8,317 minuti luce, [1] in senso antiorario visto dall'alto dell'emisfero settentrionale. Un'orbita completa dura 365,256 giorni (1 anno siderale), durante i quali la Terra ha percorso 940 milioni di km (584 milioni di miglia). [2] Ignorando l'influenza di altri corpi del Sistema Solare, l'orbita terrestre , chiamata anche rivoluzione terrestre, è un'ellisse con il baricentro Terra-Sole come un unico fuoco con un'eccentricità di corrente di 0,0167. Poiché questo valore è vicino allo zero, il centro dell'orbita è relativamente vicino al centro del Sole (rispetto alla dimensione dell'orbita).

Visto dalla Terra, il moto orbitale progrado del pianeta fa sembrare che il Sole si muova rispetto alle altre stelle ad una velocità di circa 1° verso est per giorno solare (o un diametro del Sole o della Luna ogni 12 ore). La velocità orbitale della Terra è in media di 29,78 km/s (19 mi/s; 107.208 km/h; 66.616 mph), che è abbastanza veloce da coprire il diametro del pianeta in 7 minuti e la distanza dalla Luna in 4 ore. [3] Il punto verso il quale la Terra nella sua orbita solare è diretta in un dato istante è noto come "l'apice del cammino terrestre". [4] [5]

Da un punto di osservazione sopra il polo nord del Sole o della Terra, la Terra sembrerebbe ruotare in senso antiorario attorno al Sole. Dallo stesso punto di osservazione, sia la Terra che il Sole sembrerebbero ruotare anche in senso antiorario.

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principale: Eliocentrismo

L'eliocentrismo è il modello scientifico che per primo ha posto il Sole al centro del Sistema Solare e ha messo i pianeti, compresa la Terra, nella sua orbita. Storicamente, l'eliocentrismo si contrappone al geocentrismo, che poneva la Terra al centro. Aristarco di Samo propose un modello eliocentrico già nel III secolo a.C. Nel XVI secolo, il De revolutionibus di Niccolò Copernico presentò una discussione completa di un modello eliocentrico dell'universo [6] più o meno nello stesso modo in cui Tolomeo aveva presentato il suo modello geocentrico nel secondo secolo. Questa "rivoluzione copernicana" risolse la questione del moto retrogrado planetario sostenendo che tale movimento era solo percepito e apparente. Secondo lo storico Jerry Brotton, "Sebbene la libro rivoluzionario ... era stato [stampato più di] un secolo prima, [il cartografo olandese] Joan Blaeu fu il primo cartografo a incorporare la sua rivoluzionaria teoria eliocentrica in una mappa del mondo". [7]

A

causa dell'inclinazione assiale della Terra (spesso nota come obliquità dell'eclittica), l'inclinazione della traiettoria del Sole nel cielo (vista da un osservatore sulla superficie terrestre) varia nel corso dell'anno. Per un osservatore a una latitudine nord, quando il polo nord è inclinato verso il Sole, il giorno dura più a lungo e il Sole appare più alto nel cielo. Ciò si traduce in temperature medie più calde, poiché la radiazione solare aggiuntiva raggiunge la superficie. Quando il polo nord è inclinato lontano dal Sole, è vero il contrario e il clima è generalmente più fresco. A nord del Circolo Polare Artico e a sud del Circolo Polare Antartico, un caso estremo è raggiunto in cui non c'è luce diurna per una parte dell'anno, e luce diurna continua durante il periodo opposto dell'anno. Questo è chiamato rispettivamente notte polare e sole di mezzanotte. Questa variazione del tempo (a causa della direzione dell'inclinazione assiale della Terra) si traduce nelle stagioni. [8]

Vedi

anche: Precessione (astronomia) e cicli di Milankovitch

Per convenzione astronomica, le quattro stagioni sono determinate dai solstizi (i due punti nell'orbita terrestre della massima inclinazione dell'asse terrestre, verso il Sole o lontano dal Sole) e dagli equinozi (i due punti nell'orbita terrestre in cui l'asse inclinato della Terra e una linea immaginaria tracciata dalla Terra al Sole sono esattamente perpendicolari a l'uno con l'altro). I solstizi e gli equinozi dividono l'anno in quattro parti approssimativamente uguali. Nell'emisfero settentrionale il solstizio d'inverno si verifica intorno a 21 dicembre; il solstizio d'estate è vicino al 21 giugno; l'equinozio di primavera è intorno al 20 marzo e l'equinozio d'autunno è circa il 23 settembre. [9] L'effetto dell'inclinazione assiale della Terra nell'emisfero meridionale è l'opposto di quello nell'emisfero settentrionale, quindi le stagioni dei solstizi e degli equinozi nell'emisfero meridionale sono l'opposto di quelle nell'emisfero settentrionale (ad esempio il solstizio d'estate settentrionale è contemporaneamente al solstizio d'inverno meridionale).

Nei tempi moderni, il perielio terrestre si verifica intorno al 3 gennaio e l'afelio intorno al 4 luglio. In altre parole, la Terra è più vicina al Sole a gennaio e più lontana a luglio, il che potrebbe sembrare controintuitivo per coloro che risiedono nell'emisfero settentrionale, dove fa più freddo quando la Terra è più vicina al Sole e più calda quando è più lontana. Il cambiamento della distanza Terra-Sole si traduce in un aumento di circa il 7% dell'energia solare totale che raggiunge la Terra al perielio rispetto all'afelio. [10] Poiché l'emisfero meridionale è inclinato verso il Sole all'incirca nello stesso momento in cui la Terra raggiunge il massimo avvicinamento al Sole, l'emisfero meridionale riceve leggermente più energia dal Sole rispetto a quello settentrionale nel corso di un anno. Tuttavia, questo effetto è molto meno significativo della variazione di energia totale dovuta all'inclinazione assiale, e la maggior parte dell'energia in eccesso viene assorbita dalla percentuale più alta di superficie coperta dall'acqua nell'emisfero australe. [11]

La sfera di Hill (sfera gravitazionale di influenza) della Terra ha un raggio di circa 1.500.000 chilometri (0,01 UA), o circa quattro volte la distanza media dalla Luna. [12] [nb 2] Questa è la distanza massima alla quale l'influenza gravitazionale della Terra è più forte del Sole e dei pianeti più lontani. Oggetti in orbita attorno alla Terra devono trovarsi all'interno di questo raggio, altrimenti potrebbero essere svincolati dalla perturbazione gravitazionale del Sole.

Il diagramma seguente illustra le posizioni e la relazione tra le linee dei solstizi, degli equinozi e degli absidi dell'orbita ellittica terrestre. Le sei immagini della Terra sono posizioni lungo l'ellisse orbitale, che sono sequenzialmente il perielio (periasse, il punto più vicino al Sole) dal 2 gennaio al 5 gennaio, il punto dell'equinozio di marzo il 19, 20 o 21 marzo, il punto del solstizio di giugno il 20, 21 o 22 giugno, l'afelio (apoasse, il punto più lontano dal Sole) dal 3 luglio al 5 luglio, l'equinozio di settembre il 22, 23 o 24 settembre e il solstizio di dicembre il 21, 22 o 23 dicembre. [9]

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principale: Stabilità del Sistema Solare

Matematici e astronomi (come Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold e Jürgen Moser) hanno cercato prove della stabilità dei moti planetari, e questa ricerca ha portato a molti sviluppi matematici e a diverse successive "prove" di stabilità per il Sistema Solare. [16] Secondo la maggior parte delle previsioni, l'orbita terrestre sarà relativamente stabile per lunghi periodi. [17]

Nel 1989, il lavoro di Jacques Laskar indicò che l'orbita terrestre (così come le orbite di tutti i pianeti interni) può diventare caotica e che un errore di soli 15 metri nella misurazione della posizione iniziale della Terra oggi renderebbe impossibile prevedere dove si troverebbe la Terra nella sua orbita tra poco più di 100 milioni di anni. [18] La modellazione del Sistema Solare è un argomento trattato dal problema degli n-corpi.

Vedi anche

Note

  1. ^ Il nostro pianeta impiega circa 365 giorni per orbitare attorno al Sole. Un'orbita completa ha 360°. Questo fatto dimostra che ogni giorno la Terra viaggia di circa 1° nella sua orbita. Pertanto, il Sole sembrerà muoversi nel cielo rispetto alle stelle della stessa quantità.
  2. ^ Per la Terra, il raggio di Hill è
    dove m è la massa della Terra, a è un'unità astronomica e M è la massa del Sole. Quindi il raggio in AU è di circa . [ citazione necessaria ]
  3. ^ Tutte le quantità astronomiche variano, sia secolaremente che periodicamente. Le quantità indicate sono i valori all'istante J2000.0 della variazione secolare, ignorando tutte le variazioni periodiche.
  4. ^ a b afelio = a × (1 + e ); perielio = a × (1 - e ), dove a è il semiasse maggiore ed e è l'eccentricità.
  5. ^ Il riferimento elenca la longitudine del perielio, che è la somma della longitudine del nodo ascendente e l'argomento del perielio. Sottraendo da ciò (102,937°) la longitudine del nodo di 174,873° dà -71,936°. Aggiungendo 360° si ottiene 288,064°. Questa aggiunta non cambia l'angolo, ma lo esprime nel consueto intervallo 0-360° per le longitudini.

Riferimenti

  1. ^ "Sun: fatti e cifre". Esplorazione del sistema solare . Amministrazione nazionale dell'aeronautica e dello spazio. Archiviato dall'originale il 3 luglio 2015. URL consultato il 29 luglio 2015.
  2. ^ Jean Meeus, Astronomical Algorithms 2nd ed, ISBN 0-943396-61-1 (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. Vedi Ellisse#Circonferenza. La formula di Ramanujan è abbastanza accurata. [ citazione necessaria ]
  3. ^ a b c d Williams, David R. (1 settembre 2004). "Scheda informativa sulla Terra". NASA. URL consultato il 17 marzo 2007.
  4. ^ "1893PA...... 1..373S Pagina 373". articles.adsabs.harvard.edu .
  5. ^ "Apice". Tidjma.tn .
  6. ^ De revolutionibus orbium coelestium . Johannes Petreius. 1543.
  7. ^ Jerry Brotton, Una storia del mondo in dodici mappe , Londra: Allen Lane, 2012, ISBN 9781846140990 p. 262.
  8. ^ "Quali sono le cause delle stagioni? (NASA)". URL consultato il 22 gennaio 2015.
  9. ^ a b "Data e ora dei solstizi e degli equinozi", 28 agosto 2013. URL consultato il 22 gennaio 2015.
  10. ^ "L'energia solare che raggiunge il La superficie terrestre". ITACA. Archiviato dall'originale il 30 gennaio 2022. URL consultato il 30 gennaio 2022.
  11. ^ Williams, Jack (20 dicembre 2005). "L'inclinazione della Terra crea le stagioni". Stati Uniti d'AmericaMartedì. URL consultato il 17 marzo 2007.
  12. ^ Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palle, E. (2006). "La Terra come oggetto di interesse astrofisico nella ricerca di pianeti extrasolari" (PDF). Instituto de Astrofísica de Canarias. URL consultato il 21 marzo 2007.
  13. ^ a b c d e Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (febbraio 1994). "Espressioni numeriche per formule di precessione ed elementi medi per la Luna e i pianeti". Astronomia e Astrofisica . 282 (2): 663–683. Codice biblico:1994A&A... 282..663S.
  14. ^ Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). Quantità astrofisiche di Allen . Springer. p. 294. CODICE ISBN.
  15. ^ La figura appare in più riferimenti ed è derivata dagli elementi VSOP87 della sezione 5.8.3, p. 675 dei seguenti: Simon, J. L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (febbraio 1994). "Espressioni numeriche per formule di precessione ed elementi medi per la Luna e i pianeti". Astronomia e Astrofisica . 282 (2): 663–683. Codice biblico:1994A&A... 282..663S.
  16. ^ Laskar, J. (2001). "Sistema solare: stabilità". In Murdin, Paul (a cura di). Enciclopedia di Astronomia e Astrofisica . Bristol: Istituto di Fisica Editoriale. Articolo 2198.
  17. ^ Gribbin, John (2004). profondo semplicità: mettere ordine nel caos e nella complessità (1a ed. USA). New York: Casa casuale. CODICE ISBN.
  18. ^ "Possibile collisione Terra-Venere", 11 giugno 2009. Archiviato dall'originale il 23 gennaio 2015. URL consultato il 22 gennaio 2015.

Collegamenti esterni