Орбіта Землі

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

Орбі́та Землі́ — траєкторія руху Землі навколо Сонця на середній відстані близько 150 мільйонів кілометрів (152 098 232 км у афелії, 147 098 290 км у перигелії). Орбіта є еліпсом, в одному з фокусів якого розташована материнська зоря — Сонце. Один повний оберт Землі навколо Сонця, так званий сидеричний рік, триває 365,256363 діб[1]. Внаслідок цього 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/с (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 осі 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
Коло 939 328 тис. км
Кут нахилу осі 23° 26' 21".448
Середня швидкість руху 29 765 м/сек (107 тис. км/год)

Історія ідеї геліоцентризму[ред.ред. код]

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

Значна частина стародавніх вчених дотримувалася так званої геоцентричної системи, в якій Земля є центром Всесвіту і навколо неї обертаються всі небесні тіла.

Вперше ідею, що Земля рухається орбітою навколо Сонця, так званий геліоцентризм, висловив древньогрецький астроном Аристарх Самоський у III ст. до н. е. Спостерігаючи за місячним затемненням, він зробив висновок, що діаметр Сонця більший за діаметр нашої планети у двадцять разів (насправді в 109 разів). Отримавши такі розміри, він вирішив, що було б дивним якби більше Сонце оберталося навколо меншої Землі, а не навпаки.[2]

Ідея геліоцентризму висловлена ним у праці «Про величини і відстані Сонця і Місяця» не набула розповсюдження. Одним із контраргументів за часів античності була відсутність паралаксу зірок. Адже якщо Земля обертається навколо такого далекого Сонця, то кути між зорями мають суттєво змінюватися в залежності від місця спостерігача на орбіті. Також теорія геліоцентризму не могла передбачити рух планет з достатньою точністю. Вважалося, що всі орбіти є коловими, 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 давали розвинутися ідеї геліоцентризму. Ці ж аргументи наводили і в часи Коперника.

Завдяки праці Коперника «Про обертання небесних сфер» (лат. De revolutionibus orbium coelestium), виданої у 1534 році, теорія геліоцентризму відродилася знову. В астрономії почала утверджуватися думка, що Земля рухається по орбіті навколо Сонця.

Історія дослідження[ред.ред. код]

Першим після Середньовіччя відстань між Землею та Сонцем спробував вирахувати астроном 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[2]. За його розрахунками ця відстань становила 8 млн км (8×109 метрів). Пізніше його учень Йоган Кеплер отримав для відстані до Сонця значення 25 млн км (2.5×1010 метрів). Кеплер був прихильником геліоцентризму і, таким чином, з відстані до Сонця він отримав для протяжності земної орбіти значення 157 млн км (1.57×1011 метрів). Ці дані були в шість разів меншими за реальні, але це були перші спроби обчислити науковими методами відстань до Сонця.[3]

В європейській науковій думці, попри зміщення Землі з центру світу, продовжувала панувати думка про ідеальні кола, які описують планети навколо Сонця. Проте у 1609 році Кеплер в праці «Нова астрономія» (лат. Astronomia nova) підсумував багаторічні власні спостереження за Марсом та спостереження Браге і зробив висновок про те, що Марс рухається еліптичною орбітою, в одному з фокусів якої є Сонце. Сам Кеплер думку про еліптичність орбіти висловлював лише щодо Марсу і не розповсюджував щодо Землі. Але 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%[3].

Примітки[ред.ред. код]

  1. Під добою розуміється один оберт Землі навколо власної осі щодо далеких зірок.
  2. а б Жаров, Владимир Евгениевич (2002). Розділ 1.2. Краткий исторический обзор. Сферическая астрономия [Сферична астрономія] (рос.). ISBN 5-85099-168-9. 
  3. 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.

Посилання[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.