Eliptyczna ścieżka Ziemi wokół Słońca

Ruch Ziemi wokół Słońca był tajemnicą przez wiele stuleci, ponieważ bardzo wcześni obserwatorzy nieba próbowali zrozumieć, co faktycznie się porusza: Słońce po niebie lub Ziemia wokół Słońca. Pomysł na Układ Słoneczny skupiony na Słońcu został wydedukowany tysiące lat temu przez greckiego filozofa Arystarch z Samos. Nie zostało to udowodnione Polski astronom Mikołaj Kopernik zaproponował swoje teorie skoncentrowane na Słońcu w 1500 roku i pokazał, w jaki sposób planety mogą krążyć wokół Słońca.

Ziemia krąży wokół Słońca w lekko spłaszczonym kole zwanym „elipsą”. W geometrii elipsa jest krzywą, która zapętla się wokół dwóch punktów zwanych „ogniskami”. The odległość od środka do najdłuższych końców elipsy nazywana jest „pół-główną osią”, natomiast odległość do spłaszczonych „boków” elipsy wynosi zwany „półosiową osią”. Słońce znajduje się w jednym punkcie elipsy każdej planety, co oznacza, że ​​odległość między Słońcem a każdą planetą jest różna rok.

Kiedy Ziemia znajduje się najbliżej Słońca na swojej orbicie, znajduje się na „peryhelium”. Odległość ta wynosi 147 166 462 kilometrów, a Ziemia dociera tam 3 stycznia. Następnie, 4 lipca każdego roku, Ziemia jest tak daleko od Słońca, jak to możliwe, w odległości 152 171 522 kilometrów. Ten punkt nazywa się „aphelium”. Każdy świat (w tym komety i asteroidy) w Układzie Słonecznym, który przede wszystkim krąży wokół Słońca, ma punkt peryhelium i aphelium.

Zauważ, że dla Ziemi najbliższy punkt ma miejsce podczas zimy na półkuli północnej, a najodleglejszy to lato na półkuli północnej. Chociaż nasz planeta uzyskuje niewielki wzrost ogrzewania słonecznego na swojej orbicie, niekoniecznie koreluje on z peryhelium i aphelium. The powody pór roku są bardziej spowodowane nachyleniem orbity naszej planety przez cały rok. Krótko mówiąc, każda część planety przechylona w kierunku Słońca podczas corocznej orbity będzie w tym czasie bardziej ogrzewana. Gdy się przechyla, ilość ciepła jest mniejsza. To pomaga przyczynić się do zmiany pór roku bardziej niż miejsce Ziemi na jej orbicie.

Orbita Ziemi wokół Słońca jest punktem odniesienia dla odległości. Astronomowie mierzą średnią odległość między Ziemią a Słońcem (149 597 691 kilometrów) i używają jej jako standardowej odległości zwanej „jednostką astronomiczną” (w skrócie AU). Następnie używają tego jako skrótu dla większych odległości w Układzie Słonecznym. Na przykład Mars to 1.524 jednostki astronomiczne. Oznacza to, że jest to ponad półtora raza większa odległość między Ziemią a Słońcem. Jowisz ma 5,2 AU, podczas gdy Pluton ma aż 39, 5 AU.

Orbita Księżyca jest również eliptyczna. Porusza się wokół Ziemi raz na 27 dni, a ze względu na zablokowanie pływowe zawsze pokazuje nam tę samą twarz tutaj na Ziemi. Księżyc tak naprawdę nie krąży po Ziemi; krążą wokół wspólnego środka ciężkości zwanego centrum środka ciężkości. Złożoność orbity Ziemia-Księżyc i ich orbita wokół Słońca powoduje pozornie zmieniający się kształt Księżyca widziany z Ziemi. Te zmiany, zwane fazy księżyca, przechodź przez cykl co 30 dni.

Co ciekawe, Księżyc powoli oddala się od Ziemi. W końcu będzie tak daleko, że takie zdarzenia, jak całkowite zaćmienia Słońca, nie będą już miały miejsca. Księżyc nadal będzie zakrywał Słońce, ale nie będzie blokował całego Słońca, tak jak teraz podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

Inne światy Układu Słonecznego krążące wokół Słońca mają różną długość lat ze względu na ich odległości. Na przykład rtęć ma orbitę o długości zaledwie 88 dni ziemskich. Wenus ma 225 ziemskich dni, podczas gdy Mars to 687 ziemskich dni. Jowisz zajmuje 11,86 lat ziemskich, aby okrążyć Słońce, podczas gdy Saturn, Uran, Neptun i Pluton potrzebują odpowiednio 28,45, 84, 164,8 i 248 lat. Te długie orbity odzwierciedlają jeden z nich Prawa orbit planetarnych Johannesa Keplera, co mówi, że czas potrzebny na okrążenie Słońca jest proporcjonalny do jego odległości (jego pół-dużej osi). Inne prawa, które opracował, opisują kształt orbity i czas potrzebny każdej planecie na przemierzenie każdej części jej ścieżki wokół Słońca.

Edytowane i rozwinięte przez Carolyn Collins Petersen.