Орбіта Землі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Схематичне зображення земної орбіти.

Орбіта Землі — власний рух Землі навколо Сонця, на середній відстані близько 150 мільйонів кілометрів (152 098 232 км у афелії, 147 098 290 км у перигелії). Орбіта є еліптичною, в одному з фокусів якої розташована материнська зоря. Один оберт, так званий сидеричний рік триває 365.256363 діб[прим. 1] Внаслідок даного руху, Сонце для земного спостерігача зміщується на схід приблизно на 1° або два своїх діаметри щодоби. Уявна лінія яку окреслює Сонце на небесній сфері називається екліптикою. Середня швидкість руху планети навколо світила становить 108 тисяч кілометрів за годину або 30 км/сек (в афелії швидкість руху Землі зменшується до 29,3 км/с, у перигелії зростає до 30,3 км/с), таким чином за сім хвилин Земля переміщається на один свій діаметр (близько 12 750 км).

Нахил вісі обертання або кут між площиною орбіти (площина екліптики) та екваторіальною площиною у випадку Землі становить 23,5°. При погляді з Північного полюсу Земля і навколо власної осі і навколо Сонця обертається проти годинникової стрілки.

Фізичні параметри орбіти[ред.ред. код]

Параметри орбіти Землі
Епоха 2000.0 початок 2000 року
Коло 939 328 тис км 9.39328×109 м
Кут нахилу вісі 23° 26' 21".448
Середня швидкість руху 107 тис. км/год 29 765 м/сек


Історія відкриття наявності орбіти[ред.ред. код]

Докладніше: Геліоцентризм
Докладніше: Геоцентризм
Схематичне порівняння геоцентричної та геліоцентричної систем.

Значна частина вчених древності вважала, що Земля є центром Всесвіту, навколо якої обертаються всі небесні тіла, так звана геоцентрична система.

Вперше ідею, що Земля рухається орбітою навколо Сонця, так званий геліоцентризм, висловив древньогрецький астроном Аристарх Самоський у III ст. до н. е.. Він припустив що Місяць не світить самостійно, а лише відблискує світло Сонця. Спостерігаючи місячне затемнення дійшов до висновку, що діаметр Сонця більший за нашу планету в двадцять разів (насправді в 109 разів). Отримавши такі розміри він вирішив, що було б дивним якби більше Сонце оберталося б навколо меншої Землі, а не навпаки. [1]

Ідея геліоцентризму висловлена ним в праці «Про величини і відстані Сонця і Місяця» не набула розповсюдження. Один із контраргументів за часів античності була відсутність паралаксу зірок. Адже якщо Земля обертається навколо такого далекого Сонця, то кути між зорями мають суттєво зміщуватися в залежності від місця спостерігача на орбіті. Також теорія геліоцентризму не могла передбачити точно рух планет. Вважалося, що всі орбіти є круговими, а це суперечило спостереженням. У теорії геоцентризму подібну проблему вирішували сферами, що рухаються навколо сфер. Впродовж тисячоліть ці аргументи та авторитет Птолемея, Платона й Арістотеля не давав розвинутися ідеї геліоцентризму.

Ці ж аргумент наводили і в часи Коперника. Завдяки його праці «Про обертання небесних сфер» (лат. De revolutionibus orbium coelestium) виданої у 1534 році теорія геліоцентризму воскресла знову. В астрономії почала утверджуватися думка про наявність орбіти у Землі.

Історія дослідження[ред.ред. код]

Тихо Браге, який був прихильником змішаної системи, зі стаціонарною Землею. Проте він вважав, що всі планети обертаються навколо Сонця а саме світило обертається навколо Землі[1] Він перший після Середньовіччя спробував вирахувати відстань між Землею та Сонцем, за його розрахунками вона становить 8 млн км (8×109 метрів). Пізніше його учень Йоган Кеплер визначив відстань до Сонця у 25 млн км (2.5×1010 метрів). Кеплер був прихильником геліоцентризму і таким чином з відстані до Сонця, він отримав протяжність земної орбіти у 157 млн км (1.57×1011 метрів). Ці дані були в шість разів менші за реальні, проте це були перші спроби обчислити науковими методами відстань. [2]

В європейській науковій думці попри зміщення Землі з центру світу продовжувала домінувати думка про ідеальні кола, які описують планети навколо Сонця. Проте у 1609 році Кеплер в праці «Нова астрономія» (лат. Astronomia nova) підсумував багаторічні власні та Браге спостереження за Марсом та дійшов до висновку про еліптичну орбіту Марса, в одному з фокусів якої є Сонце. Сам Кеплер думку про еліптичність орбіти висловлював лише щодо Марсу і не розповсюджував щодо Землі, проте думка щодо еліптичності земної орбіти вже витала в повітрі.

Нову спробу обчислити відстань до центру Сонячної системи здійснив у 1672 Джованні Кассіні. Порівнявши дані власних спостережень за Марсом здійсненні ним в Парижі та дані отриманні Жаном Ріше (фр. Jean Richer), які той провів у Французькій Гвіані, Кассіні виміряв паралакс Марса на фоні далеких зір. Знаючи паралакс і відстань до Марсу в момент спостережень Кассіні вирахував, що відстань від Землі до Сонця становить 140 млн км (1.4×1011 метрів). Похибка склала лише 7%. [2]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Під добою приймається один оберт Землі навколо власної вісі щодо далеких зірок.

Посилання[ред.ред. код]

  1. а б Жаров, Владимир Евгениевич (2002). «Розділ 1.2. Краткий исторический обзор». Сферическая астрономия [Сферична астрономія] ((рос.)). ISBN 5-85099-168-9. 
  2. а б «Глосарій: Astronomical unit (AU)». База даних астрономічних об'єктів ((англ.)). при NASA. Процитовано 2011-11-10. 

Джерела[ред.ред. код]

  • Michael Zeilik, Stephen A. Gregory Introductory astronomy and astrophysics. — Saunders College Pub. — 1998.