Órbita de la Tierra - Earth's orbit

Tierra en puntos estacionales de su órbita (no a escala)
Órbita terrestre (amarillo) en comparación con un círculo (gris)

La Tierra orbita alrededor del Sol a una distancia promedio de 149,60 millones de km (92,96 millones de millas), y una órbita completa tarda 365,256  días (1 año sidéreo ), tiempo durante el cual la Tierra ha viajado 940 millones de km (584 millones de millas). Ignorando la influencia de otros cuerpos del sistema solar, la órbita de la Tierra es una elipse con el baricentro Tierra-Sol como un foco y una excentricidad actual de 0.0167; dado que este valor es cercano a cero, el centro de la órbita está cerca, en relación con el tamaño de la órbita, al centro del Sol.

Como se ve desde la Tierra, el movimiento progrado orbital del planeta hace que el Sol parezca moverse con respecto a otras estrellas a una velocidad de aproximadamente 1 ° hacia el este por día solar (o un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas). La velocidad orbital de la Tierra promedia 29,78 km / s (107,208 km / h; 66,616 mph), que es lo suficientemente rápida como para cubrir el diámetro del planeta en 7 minutos y la distancia a la Luna en 4 horas.

Desde un punto de vista sobre el polo norte del Sol o de la Tierra, la Tierra parecería girar en sentido antihorario alrededor del Sol. Desde el mismo punto de vista, tanto la Tierra como el Sol parecerían girar también en sentido antihorario sobre sus respectivos ejes.

Historia de estudio

Sistema solar heliocéntrico
Heliocentrismo (panel inferior) en comparación con el modelo geocéntrico (panel superior), no a escala

El heliocentrismo es el modelo científico que primero colocó al Sol en el centro del Sistema Solar y puso a los planetas, incluida la Tierra, en su órbita. Históricamente, el heliocentrismo se opone al geocentrismo , que colocó a la Tierra en el centro. Aristarco de Samos ya propuso un modelo heliocéntrico en el siglo III a. C. En el siglo XVI, Nicolás Copérnico " De revolutionibus presenta una discusión completa de un modelo heliocéntrico del universo, de la misma manera que Tolomeo había presentado su modelo geocéntrico en el siglo II. Esta " revolución copernicana " resolvió el problema del movimiento retrógrado planetario argumentando que tal movimiento solo era percibido y aparente. "Aunque el libro pionero de Copérnico ... había sido [impreso más de] un siglo antes, [el cartógrafo holandés] Joan Blaeu fue el primer cartógrafo en incorporar su revolucionaria teoría heliocéntrica en un mapa del mundo".

Influencia en la Tierra

Debido a la inclinación axial de la Tierra (a menudo conocida como la oblicuidad de la eclíptica ), la inclinación de la trayectoria del Sol en el cielo (como la ve un observador en la superficie de la Tierra) varía a lo largo del año. Para un observador en una latitud norte, cuando el polo norte está inclinado hacia el Sol, el día dura más y el Sol aparece más alto en el cielo. Esto da como resultado temperaturas promedio más cálidas, ya que la radiación solar adicional llega a la superficie. Cuando el polo norte está inclinado en dirección opuesta al Sol, ocurre lo contrario y el clima es generalmente más fresco. Al norte del Círculo Polar Ártico y al sur del Círculo Antártico , se llega a un caso extremo en el que no hay luz diurna durante parte del año y luz diurna continua durante la época opuesta del año. Esto se llama noche polar y sol de medianoche , respectivamente. Esta variación en el clima (debido a la dirección de la inclinación axial de la Tierra) da como resultado las estaciones .

Eventos en la órbita

Por convención astronómica, las cuatro estaciones están determinadas por los solsticios (los dos puntos en la órbita de la Tierra de la inclinación máxima del eje de la Tierra, hacia el Sol o alejándose del Sol) y los Equinoccios (los dos puntos en la órbita de la Tierra donde El eje inclinado de la Tierra y una línea imaginaria trazada desde la Tierra al Sol son exactamente perpendiculares entre sí). Los solsticios y equinoccios dividen el año en cuatro partes aproximadamente iguales. En el hemisferio norte, el solsticio de invierno ocurre alrededor del 21 de diciembre; el solsticio de verano está cerca del 21 de junio; el equinoccio de primavera es alrededor del 20 de marzo y el equinoccio de otoño es alrededor del 23 de septiembre. El efecto de la inclinación axial de la Tierra en el hemisferio sur es el opuesto al del hemisferio norte, por lo que las estaciones de los solsticios y equinoccios en el hemisferio sur son las inversa a los del hemisferio norte (por ejemplo, el solsticio de verano del norte es al mismo tiempo que el solsticio de invierno del sur).

En los tiempos modernos, el perihelio de la Tierra ocurre alrededor del 3 de enero y el afelio alrededor del 4 de julio (para otras épocas, consulte los ciclos de precesión y Milankovitch ). En otras palabras, la Tierra está más cerca del Sol en enero y más lejos en julio, lo que para algunos puede parecer contradictorio, especialmente para aquellos que residen en el hemisferio norte, donde hace más frío cuando la Tierra está más cerca del sol. . La distancia cambiante Tierra-Sol da como resultado un aumento de aproximadamente un 6,9% en la energía solar total que llega a la Tierra en el perihelio en relación con el afelio. Dado que el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol aproximadamente al mismo tiempo que la Tierra alcanza la aproximación más cercana al Sol, el hemisferio sur recibe un poco más de energía del Sol que el norte en el transcurso de un año. Sin embargo, este efecto es mucho menos significativo que el cambio total de energía debido a la inclinación axial, y la mayor parte del exceso de energía es absorbida por la mayor proporción de superficie cubierta por agua en el hemisferio sur.

La esfera Hill ( esfera de influencia gravitacional ) de la Tierra tiene un radio de aproximadamente 1.500.000 kilómetros (0,01 UA ), o aproximadamente cuatro veces la distancia media a la Luna. Esta es la distancia máxima a la que la influencia gravitacional de la Tierra es más fuerte que el Sol y los planetas más distantes. Los objetos que orbitan alrededor de la Tierra deben estar dentro de este radio, de lo contrario, pueden ser liberados por la perturbación gravitacional del Sol.

Características orbitales
época J2000.0
afelio 152,10 × 10 6  km (94,51 × 10 6  mi) 1,0167  AU^^
perihelio 147,10 × 10 6  km (91,40 × 10 6  mi) 0,98329 AU ^^
semieje mayor 149,60 × 10 6  km (92,96 × 10 6  mi) 1,000001018 AU ^^
excentricidad 0.0167086
inclinación 7.155 ° a Sun 's ecuador
1.578690 ° al plano invariable
longitud del nodo ascendente 174,9 °
longitud del perihelio 102,9 °
argumento de periapsis 288,1 °
período 365.256 363 004  días
velocidad orbital media 29,78 km / s (18,50 mi / s)
107,208 km / h (66,616 mph)
velocidad en el afelio 29,29 km / s (18,20 mi / s)
velocidad en el perihelio 30,29 km / s (18,82 mi / s)

El siguiente diagrama muestra la relación entre la línea del solsticio y la línea de los ábsides de la órbita elíptica de la Tierra. La elipse orbital atraviesa cada una de las seis imágenes de la Tierra, que son secuencialmente el perihelio (periapsis - punto más cercano al Sol) en cualquier lugar desde el 2 de enero al 5 de enero, el punto del equinoccio de marzo el 19, 20 o 21 de marzo, el punto del solsticio de junio el 20, 21 o 22 de junio, el afelio (apoapsis - el punto más alejado del Sol) en cualquier lugar del 3 de julio al 5 de julio, el equinoccio de septiembre el 22, 23 o 24 de septiembre y el solsticio de diciembre el 21, 22 o 23 de diciembre. El diagrama muestra una forma muy exagerada de la órbita de la Tierra; la órbita real es virtualmente circular.

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Futuro

Matemáticos y astrónomos (como Laplace , Lagrange , Gauss , Poincaré , Kolmogorov , Vladimir Arnold y Jürgen Moser ) han buscado evidencia de la estabilidad de los movimientos planetarios, y esta búsqueda condujo a muchos desarrollos matemáticos y varias "pruebas" sucesivas de estabilidad para el Sistema Solar. Según la mayoría de las predicciones, la órbita de la Tierra será relativamente estable durante largos períodos.

En 1989, el trabajo de Jacques Laskar indicó que la órbita de la Tierra (así como las órbitas de todos los planetas interiores) pueden volverse caóticas y que un error tan pequeño como 15 metros en la medición de la posición inicial de la Tierra hoy lo haría imposible. para predecir dónde estaría la Tierra en su órbita en poco más de 100 millones de años. Modelar el Sistema Solar es un tema cubierto por el problema de los n cuerpos .

Ver también

Notas

Referencias

enlaces externos