Как найти орбиту земли вокруг солнца

Орбита Земли — траектория движения Земли вокруг Солнца на среднем расстоянии около 149,6 миллионов километров (152,1 млн км в афелии; 147,09 млн км в перигелии)^[1].

В первом приближении орбита Земли имеет форму эллипса и описывается законами Кеплера. В реальности, из-за возмущающего действия притяжения остальных планет, присутствуют небольшие отклонения от эллиптичной орбиты, а также периодические изменения (с периодом в десятки тысяч лет) некоторых элементов орбиты: эксцентриситета, наклонения, положения перигелия.

По состоянию на 2017 год, эксцентриситет земной орбиты составляет 0,0167. Один орбитальный оборот, так называемый сидерический год, продолжается 365,256 суток. Барицентр Земли совершает движение с запада на восток со средней скоростью 29,78 км/c (около 107 200 км/ч)^[1], проходя путь более 940 млн км.

В современную эпоху Земля проходит перигелий в период со 2 по 5 января, афелий — с 1 по 5 июля^[2].

Наклон оси вращения Земли — угол между плоскостями экватора небесного тела и его орбиты — равен 23,44°^[1].

История исследований[править | править код]

Этот раздел статьи ещё не написан. Здесь может располагаться отдельный раздел. Помогите Википедии, написав его. (29 февраля 2016)

Открытие наличия орбиты[править | править код]

Значительная часть учёных древности придерживалась геоцентрической системы мира, то есть считала, что Земля есть центр Вселенной, вокруг которого обращаются все небесные тела.

Впервые идею о том, что Земля вращается по орбите вокруг Солнца, так называемый гелиоцентризм, высказал древнегреческий астроном Аристарх Самосский в III в. до н. э. Он допустил, что Луна не светит самостоятельно, а всего лишь отражает свет Солнца. Наблюдая лунное затмение, пришёл к выводу, что диаметр Солнца больше чем диаметр Земли в двадцать раз (на самом деле в 109 раз). Получив такое соотношение размеров, он решил, что большее Солнце не должно вращаться вокруг меньшей Земли^[3].

Идея гелиоцентризма, высказанная им в работе «О величинах и расстояниях Солнца и Луны», не получила распространения. Одним из контраргументов времён античности было отсутствие параллакса звёзд. Ведь если Земля вращается вокруг такого далёкого Солнца, то углы между звёздами должны значительно смещаться в зависимости от места наблюдателя на орбите. Также теория гелиоцентризма не могла предвидеть точное движение планет. Считалось, что все орбиты имеют форму круга, а это противоречило наблюдениям. В теории геоцентризма подобную проблему решали сферами, которые движутся вокруг сфер (подробности в статье Эпицикл). На протяжении тысячелетий эти аргументы и авторитет Птолемея, Платона и Аристотеля не давал развиться идее гелиоцентризма.

Этот же аргумент приводили и во времена Коперника. Благодаря его работе «О вращении небесных тел» (лат. De revolutionibus orbium coelestium), изданной в 1534 году, теория гелиоцентризма воскресла. В астрономии начала укореняться мысль о наличии орбиты у Земли.

Следствие перемещения Земли вокруг Солнца[править | править код]

В нынешнюю эпоху ось суточного вращения Земли располагается под углом около 66,5° к плоскости её орбиты и сохраняет своё направление благодаря гироскопическому эффекту. В сочетании с орбитальным движением Земли это приводит к изменениям соотношения дня и ночи и чередованию времён года.

См. также[править | править код]

• Суточное вращение Земли
• Науки о Земле
• Возраст Земли
• Геологические периоды Земли

Источники[править | править код]

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

Примечания[править | править код]

Как найти орбиту Земли вокруг Солнца

Существует множество способов, которые позволяют найти орбиту Земли вокруг Солнца. В этой статье мы рассмотрим несколько методов, которые могут использоваться для этой цели.

1. Наблюдения

Один из самых очевидных способов определения орбиты Земли — это наблюдение за движением планеты относительно звезд в фоновом пространстве. На протяжении многих лет астрономы наблюдали движение Земли вокруг Солнца, и это позволило им определить её орбиту.

Современные технологии позволяют с точностью отслеживать положение и скорость Земли во времени, что позволяет астрономам определить её орбиту с ещё большей точностью.

2. Математическая модель

Одним из наиболее точных способов определения орбиты Земли является использование математической модели, которая учитывает гравитационные взаимодействия между Землей и Солнцем.

Для этого используются уравнения, которые описывают движение тел в гравитационном поле. Эти уравнения позволяют определить орбиту Земли вокруг Солнца с точностью до нескольких миллиметров.

3. Спутники

Спутники, орбитирующие вокруг Земли, также могут помочь в определении орбиты Земли вокруг Солнца. Спутники позволяют измерять гравитационное поле Земли в разных точках, что в свою очередь позволяет определить массу Земли. Зная массу Земли и расстояние между Землей и Солнцем, можно определить орбиту Земли вокруг Солнца.

4. Радиоволны

Измерения радиоволн, отправляемых космическими аппаратами и возвращающихся на Землю, могут помочь в определении орбиты Земли. Этот метод называется радиоинтерферометрией.

С помощью радиоинтерферометрии можно точно измерить расстояние до космических аппаратов, орбитирующих вокруг Земли. Зная расстояние до космических аппаратов и их орбиту, можно определить орбиту Земли вокруг Солнца.

5. Методы глобального позиционирования

Методы глобального позиционирования (GPS) могут также использоваться для определения орбиты Земли. GPS использует сигналы, исходящие от спутников, для определения местоположения на Земле.

Система GPS включает множество спутников, которые орбитируют вокруг Земли. Измерение положения каждого спутника и его орбиты позволяет определить орбиту Земли вокруг Солнца.

Итог

Определение орбиты Земли вокруг Солнца является сложной задачей, но с помощью различных методов, таких как наблюдения, математические модели, использование спутников, радиоинтерферометрии и GPS, астрономы могут определить орбиту Земли вокруг Солнца с высокой точностью.

• Земля орбитирует вокруг Солнца по эллиптической орбите, с одним фокусом в центре Солнца.
• Определение орбиты Земли — это важный шаг в понимании движения планет в космосе и позволяет не только предсказать местонахождение Земли во времени, но и спроектировать космические миссии.

«Учитывая значительную роль Земли в нашей жизни и миссиях, направленных на исследование космоса, определение её орбиты является важным предпосылкой для любых космических проектов.»

Как найти орбиту земли вокруг солнца

У нас есть множество информации о солнечной системе и орбитах, которые каждая планета проходит. Но как определить орбиту земли?

Шаг 1: Выбор источника данных

Первый шаг — выбрать за основу данных орбиты земли. Популярный выбор — ЕВЕP (JPL’s Horizons system), который предоставляет точные данные орбит и показаний для многих тел в солнечной системе. Вы можете получить доступ к JPL Horizons через веб-интерфейс или командную строку.

Другой путь — использование данных, собранных астрономическим обществом открытого и доступного к ежедневному скачиванию. Некоторые из этих данных включают в себя:

• NASA’s Solar System Dynamics (SSD)
• SPICE Toolkit
• Пары наблюдений со спутниковых систем глобальной позиционирования (GPS)

Шаг 2: Настройка запроса

После выбора источника данных необходимо настроить запрос. Многие возможности в запросе могут быть использованы для того, чтобы получить точнее и интересующие вас данные. Вот некоторые из них:

• Диапазон дат. Определите период, который вас интересует.
• Шаг времени. Определите, как часто вы хотели бы получать данные.
• Вывод. Определите, какие данные хотели бы получить, например, координаты, скорость или расстояние.

Шаг 3: Обработка и анализ данных

После отправки запроса вам нужно обработать данные. Существуют многие программы и языки программирования, которые могут помочь в этом деле, например:

• Python
• IDL (Interactive Data Language)
• Mathematica

Примерно вот так выглядит код для Python:

import numpy as np
from astroquery.jplhorizons import Horizons
obj = ‘Earth’epoch_start = ‘2018-01-01’epoch_stop = ‘2019-01-01’step_size = ‘1d’obj = Horizons(id=obj, location=’@sun’, epochs={‘start’:epoch_start, ‘stop’:epoch_stop, ‘step’:step_size})vec = obj.vectors()print(vec.columns)

Этот код запрашивает орбиту земли с 1 января 2018 года по 1 января 2019 года с шагом в 1 день и возвращает координаты и скорости земли по отношению к солнцу в исходном небесном координатном системе. Вывод будет выглядеть примерно так:


targetname datetime_str datetime_jd ... vis range range_rate
----------- ----------------- ----------- ... ----------------- --------------
Earth 2018-Jan-01 00:00 2458119.50000 ... vis 2.61901199988689 29202.2430090628
Earth 2018-Jan-02 00:00 2458120.50000 ... vis 2.58361760555207 29267.2854753422
...
Earth 2018-Dec-30 00:00 2458480.50000 ... vis 2.52896363617759 29514.7782764231
Earth 2018-Dec-31 00:00 2458481.50000 ... vis 2.56689543679485 29451.6866717515

Итог

Найдение орбиты земли висит на различных факторах, но использование правильно настроенных данных и их обработки может помочь вам справиться с задачей. Отправьте запрос к выбранному источнику данные, обработайте их и анализируйте. Используйте язык программирования, который наиболее удобен для вас.

Как найти орбиту Земли вокруг Солнца?

Орбита Земли вокруг Солнца — это одно из ключевых понятий, которые помогают нам понять, как устроена наша Солнечная система. Как же мы можем определить орбиту Земли вокруг Солнца? В этой статье мы рассмотрим этот важный вопрос подробнее.

Шаг 1: Понимание вращения Земли вокруг Солнца

Для начала давайте рассмотрим основные принципы вращения Земли вокруг Солнца. Для того, чтобы понять орбиту Земли, нам необходимо понимать основные законы гравитации и движения небесных тел.

Шаг 2: Изучение особенностей орбиты

Для того, чтобы найти орбиту Земли вокруг Солнца, нам нужно понимать, как она выглядит. Орбита Земли — это эллипс, который обращается вокруг Солнца.

Ученым удалось точно определить форму и размеры орбиты Земли благодаря множеству экспериментов и наблюдений. Орбита вокруг Солнца совершается за 365 суток и имеет эксцентриситет, равный 0,01671123.

Шаг 3: Использование математических расчетов

Чтобы точно определить орбиту Земли вокруг Солнца, ученым нужно использовать математические расчеты. Они используют законы гравитации, чтобы определить направление, скорость и другие параметры движения Земли.

Один из главных математических расчетов — это формула Кеплера, которая описывает законы движения планет вокруг Солнца.

Шаг 4: Использование телескопов и других инструментов

Для того, чтобы получить точную информацию об орбите Земли вокруг Солнца, ученым нужно использовать мощные телескопы и другие инструменты. Это помогает получить движение Земли в реальном времени и визуализировать его на экране компьютера.

Общий итог

Вышеуказанные шаги помогают ученым определить орбиту Земли вокруг Солнца с высокой точностью. Понимание вращения Земли вокруг Солнца, изучение особенностей орбиты, использование математических расчетов и технологий могут помочь определить орбиту Земли.

Без этих методов мы бы не имели точной информации об орбите Земли. Эта информация крайне важна для нашего понимания Солнечной системы и нашего места во Вселенной.

Из школьного курса всем известно, что Земля вращается относительно Солнца. Орбита – это траектория движения нашей планеты вокруг звезды. Есть ли у неё какие-нибудь примечательные особенности?

Форма траектории

Долгое время астрономы полагали, что орбиты небесных тел – это окружности. Однако Иоганн Кеплер установил, что на самом деле планеты, в том числе Земля, двигаются по эллиптической траектории, причем Солнце находится в одном из фокусов этого эллипса.

У эллипса, который выглядит как сплюснутая окружность, есть такой параметр, как эксцентриситет. Он определяет, насколько близка его форма к окружности. Эксцентриситет может принимать значение от нуля до единицы. Если он равен нулю, то орбита становится идеальным кругом, в центре которого расположена звезда. Земной эксцентриситет равен 0,0167, то есть наша орбита очень близка к круговой.

Точка, в которой небесное тело максимально удалено от своего светила, называется апоцентром, а ближайшая точка именуется перицентром. Применительно к планетам Солнечной системы также используются термины афелий и перигелий. Когда Земля находится в афелий, расстояние от неё до Солнца составляет 152 млн км, а в перигелий оно сокращается до 147 млн км.

Столь незначительное изменение радиуса земной орбиты очень важно для жизни на планете, так как оно позволяет поддерживать стабильное значение средней температуры на ней. Для сравнения – радиус орбиты Меркурия меняется от 46 до 70 млн км, что соответствует значению эксцентриситета 0,2.

Расстояние от Земли до Солнца

Средний радиус земной орбиты, равный 150 млн км, принят за одну астрономическую единицу – единицу измерения расстояний в космическом пространстве. Исторически ее удобно было использовать при описании Солнечной системы.

Дело в том, что определить относительные расстояния в ней (например, вычислить, что радиус венерианской орбиты в 1,4 раза меньше радиуса земной), значительно проще, чем рассчитать абсолютные. Поэтому астрономы приняли расстояние между Землей и Солнцем за условную единицу и через нее выражали все остальные линейные размеры в нашей планетной системе. Лишь в 1672 году с помощью измерения параллакса Марса итальянцу Джованни Кассини удалось впервые оценить радиус земной орбиты в 140 млн км.

Более точное значение астрономической единицы удалось получить методом радиолокации Венеры советским астрономам в 1961 году. Они получили значение 149 599 300±2000 км.

Скорость движения Земли

Общая протяженность орбиты нашей планеты составляет 940 млн км, которые Земля преодолевает за 365,25 дня, именно поэтому каждый четвертый год делают високосным, добавляя к нему 29 февраля. При этом небесные тела движутся по орбите с неравномерной скоростью. Быстрее всего планеты движутся в перицентре, а медленней всего в апоцентре. Земля оказывается в афелие 3 июля и замедляется в этот день до 29,2 км/с. 3 января наша планета достигает перигелия, разгоняясь да 30,2 км/с.

Плоскость орбиты

Орбита каждого небесного тела – это плоская фигура, то есть все ее точки лежат в одной плоскости. Плоскость земной орбиты называется эклиптикой. Интересно, что орбиты всех известных нам планет Солнечной системы почти лежат в эклиптике. Ось вращения Земли вокруг собственной оси наклонена под углом 23° к эклиптике, следствием этого наклона является неравномерный нагрев Северного и Южного полушария на разных участках орбиты, из-за чего возникает сезонность погоды. Когда выше экватора лето, ниже него – зима, и наоборот.

Солнце также вращается вокруг собственной оси, причем все планеты вращаются в ту же сторону, что и светило. Это является косвенным доказательством того, что когда-то вещество, из которого состоят все планеты и наша звезда, было единым газопылевым облаком, от которого отделился строительный материал для планет. Однако есть одна аномалия, объяснение которой до сих пор не найдено. Дело в том, что само Солнце вращается не в эклиптике, а с отклонением от неё на шесть градусов. Астрономы предполагают, что это может служить косвенным доказательством того, что в нашей системе есть ещё неоткрытые планеты, которые также двигаются не в эклиптике, и своим гравитационным воздействием раскачивают ось вращения Солнца.

Отклонение орбиты от идеальной формы

Идея Кеплера о том, что орбиты небесных тел – это эллипсы, очень хорошо описывала поведение планет с точки зрения наблюдателей XVII века, однако с повышением точности измерений стали обнаруживаться отклонения от законов Кеплера. Дело в том, что предложенная немецким астрономом математическая модель была построена на двух упрощениях:

• масса планеты пренебрежимо мала относительно массы звезды;
• учитывается только взаимное влияние сил тяжести двух тел, звезды и планеты, а влияние третьих тел (других планет) не учитывается.

Естественно, в реальности всё сложнее. На самом деле правильнее считать, что не Земля вращается вокруг Солнца, а оба объекта вращаются относительно общего центра масс, который называется барицентром. Но в силу огромной массы звезды барицентр находится внутри неё.

Точные астрономические измерения показывают, что в наше время расстояние между Землей и Солнцем медленно увеличивается со скоростью 15 см в год. Однако это не значит, что наша планета будет постоянно удаляться от светила, периоды удаления могут чередоваться с периодами сближения.

Например, астроном Милутин Миланкович обнаружил, что эксцентриситет земной орбиты не постоянен, а циклически изменяется. Длительность таких циклов составляет около 100 тысяч лет, в течение которых эксцентриситет меняется от 0,005 до 0,05. Именно эти колебания являются причиной ледниковых периодов.

Устойчива ли орбита Земли?

По законам Кеплера планеты могут вращаться вокруг звезды бесконечно долго, однако из-за отклонений от этих законов возможен вариант и неустойчивости, когда планеты покидают свою орбиту или, наоборот, падают на светило. Аналитически рассчитать это невозможно, поэтому приходиться применять компьютерное моделирование.

Проведенные расчеты не позволяют однозначно предсказать судьбу планет Солнечной системы. В некоторых моделях Меркурий либо падает на Солнце, либо сталкивается с Венерой или Землей. Также он может спровоцировать столкновение других планет. Но произойдет это через миллиарды лет.

Орбита Земли — путь, по которому небесное тело движется вокруг Солнца. Впервые наличие орбиты доказал Николай Коперник. До его открытия считалось, что наша планета неподвижна в космическом пространстве.

Как открыли земную орбиту

В античные времена Птолемей, Аристотель и их последователи считали модель построения Вселенной геоцентрической. Согласно ей, в центре располагалась Земля, а все космические тела вращались вокруг планеты. Впервые сомневаться в этом начал древнегреческий ученый Аристарх Самосский. Наблюдая в III в. до н. э. лунное затмение, он сделал вывод, что Луна не является самостоятельным светилом, а только отражает солнечный свет, и она меньше Солнца по диаметру во много раз. И будет странным, что такой большой небесный объект, как наша звезда, вращается вокруг маленькой Земли.

Окончательно геоцентрическая теория была развенчана в 1534 г. польским астрономом Н. Коперником, автором гелиоцентрического учения, доказавшим, что Солнце обращаться вокруг Земли не может.

Первым, кто доказал эллиптическую форму орбиты нашей планеты, был немецкий ученый И. Кеплер. Наблюдая за движением Земли и Марса, он понял, что планеты периодически замедляются, а затем снова ускоряются, что было бы невозможно, будь орбита круговой.

Расстояние от Солнца до Земли

Этот параметр зависит от точки нахождения нашей планеты в пространстве. Расстояние равно:

• в перигелии (ближайшей точке к Солнцу) — 147,1 млн км;
• в афелии (самой удаленной от светила позиции, называемой также апогелием) — 152,1 млн км.

Для приблизительных расчетов принято среднее значение удаленности (орбитальной полуоси) — 149,6 млн. км. Эта величина является основной мерой измерения расстояний в космосе — 1 астрономической единицей (а.е.). С ее помощью определять длину чего угодно в космическом пространстве проще, чем высчитывать абсолютные значения.

Эта мера была принята еще в Средние века, но поначалу не имела никакого численного значения — все линейные расстояния выражались в условной дистанции между Землей и Солнцем. Только в 1672 г. европейский ученый Дж. Кассини впервые оценил орбитальный радиус Земли в 140 млн км. Это значение было уточнено только советскими астрономами в 1961 г. Полученное ими значение — 149,5993 млн км с погрешностью +/- 2000 км.

Расстояние до светила не влияет на смену сезонов, которая зависит лишь от осевого наклона тела.

Точку перигелия наша планета проходит в промежутке с 2 до 5 января каждого года. И хотя солнечного тепла на поверхность планеты в этот период попадает больше, в северном полушарии в это время длится зима. В афелии Земля оказывается между 3 и 7 июля, минимум света и тепла от центральной звезды не мешает продолжаться лету во всех регионах севернее экватора.

Форма траектории движения Земли по орбите

Орбита Земли выглядит более круглой, чем траектории движения большинства планет нашей системы, но это не идеальный круг: вокруг солнца мы движемся по слегка вытянутому эллипсу.

Основная характеристика орбит — эксцентриситет Е, коэффициент их сжатости. Его значение лежит в интервале от 0 (идеальный круг) до 1 (максимально узкий эллипс, вытянутый почти в прямую линию). Для Земли величина Е невелика, всего 0,017. После Венеры с эксцентриситетом 0,007 и Нептуна (Е=0,011) земной результат — третий в Солнечной системе среди объектов планетарного типа.

Незначительное изменение орбитального диаметра нашей планеты играет важную роль в обеспечении возникновения и развития жизни здесь: так поддерживаются стабильные значения средней земной температуры. Для сравнения — эксцентриситет Меркурия составляет 0,2, что вызывает экстремальную смену температуры в течение дня и ночи. Меркурианская орбита — самая вытянутая в нашей системе.

Длина земной орбиты оценивается в 930-940 млн км.

Скорость движения нашей планеты

Движение Земли по орбите осуществляется со средней скоростью около 30 км/с. Любое тело, согласно законам физики, будет двигаться по эллиптической орбите неравномерно: быстрее в перигелии (наша планета в этой точке ускоряется до 30,2 км/с) и медленнее в афелии (земное значение — 29,2 км/с).

На 1 полный оборот вокруг Солнца планета тратит 365,24 суток. Для удобства расчетов этот период принят равным 365 дней, но каждые 4 года земной календарь корректируется — в него вводится 1 дополнительный день.

Плоскость орбиты

Точки любой орбиты всегда лежат в одной плоскости. Для Земли такая космическая “поверхность” называется эклиптикой, все остальные планеты системы движутся в плоскостях, близких к нашей.

Центральное светило тоже вращается вокруг своей оси, в том же направлении, что и все соседние планетарные объекты. Это косвенное доказательство того, что оно и все остальные тела системы образовались из единого газопылевого протооблака. Но одному явлению объяснение до сих пор не найдено: Солнце вращается с существенным отклонением от эклиптики. Не исключено, что в непосредственной близости от нас существуют крупные неоткрытые планеты, чье гравитационное воздействие так влияет на нашу звезду.

Эклиптика участвует в оценке наклона оси небесного тела. Для нас он составляет 23°, что является причиной неравномерного годового нагрева южного и северного полушарий, когда Земля находится на разных участках орбиты и смены времен года.

Отклонение орбиты от идеальной формы

И. Кеплер вывел несколько законов, описывающих принципы движения небесных тел, и поводов сомневаться в них ученым XVII в. не было. Но с повышением точности измерений начали обнаруживаться отклонения от кеплеровского учения. Немецкий астроном построил свою модель на 2 упрощениях:

• вес любой планеты принимался пренебрежимо малым относительно веса Солнца;
• было учтено только взаимное гравитационное влияние светила и планеты, а воздействие соседних небесных тел не принималось во внимание.

Сегодня ученые при вычислении орбитальных характеристик учитывают еще один важный фактор. Они принимают во внимание, что не только планета вращается вокруг светила, но и связка “небесное тело — звезда” выполняет собственное вращение вокруг барицентра — условной точки в космосе, центра масс. В силу значимости солнечных габаритов барицентр нашей системы находится внутри Солнца, и он несколько меняет свое расположение.

Сейчас ежегодно расстояние между Землей и нашей звездой увеличивается на 15 см, и разница с сегодняшним значением полуоси достигнет километра уже через 67 тысяч лет — пустяк с точки зрения космического времени. Но постоянно отдаляться мы не будем: раз в 100 тыс. лет удаление будет сменяться сближением и наоборот.

Такая цикличность наблюдается на планете уже миллионы лет. Она стала причиной множества глобальных катаклизмов, например, ледниковых периодов.

Вместе с расстоянием до Солнца постоянно изменяется эксцентриситет нашей орбиты. Его величина в разные годы отличалась от сегодняшней и составляла от 0,05 до 0,005.

Насколько устойчива орбита Земли

Согласно кеплеровским законам, планеты Солнечной системы и местные непланетарные объекты способны вращаться вокруг своего светила бесконечно долго. На практике возможны случаи, когда небесные тела покидают орбиту и улетают в космическое пространство либо притягиваются Солнцем и погибают, врезавшись в него.

Предсказать аналитическим путем это невозможно, но и компьютерное моделирование не дает точного представления о будущей судьбе нашей системы. Самым нестабильным выглядит Меркурий — он может упасть на звезду либо начать критически удаляться от нее до момента столкновения с Венерой или нашей планетой. Прогнозы для Земли более благоприятны. Даже через миллиарды лет она все еще будет оставаться на своей орбите.

From Wikipedia, the free encyclopedia

Earth orbits the Sun at an average distance of 149.60 million km (92.96 million mi)^[1] in a counterclockwise direction as viewed from above the Northern Hemisphere. One complete orbit takes 365.256 days (1 sidereal year), during which time Earth has traveled 940 million km (584 million mi).^[2] Ignoring the influence of other Solar System bodies, Earth’s orbit is an ellipse with the Earth-Sun barycenter as one focus and a current eccentricity of 0.0167. Since this value is close to zero, the center of the orbit is relatively close to the center of the Sun (relative to the size of the orbit).

As seen from Earth, the planet’s orbital prograde motion makes the Sun appear to move with respect to other stars at a rate of about 1° eastward per solar day (or a Sun or Moon diameter every 12 hours).^{[nb 1]} Earth’s orbital speed averages 29.78 km/s (107,208 km/h; 66,616 mph), which is fast enough to cover the planet’s diameter in 7 minutes and the distance to the Moon in 4 hours.^[3]

From a vantage point above the north pole of either the Sun or Earth, Earth would appear to revolve in a counterclockwise direction around the Sun. From the same vantage point, both the Earth and the Sun would appear to rotate also in a counterclockwise direction about their respective axes.

History of study[edit]

Heliocentrism is the scientific model that first placed the Sun at the center of the Solar System and put the planets, including Earth, in its orbit. Historically, heliocentrism is opposed to geocentrism, which placed the Earth at the center. Aristarchus of Samos already proposed a heliocentric model in the third century BC. In the sixteenth century, Nicolaus Copernicus’ De revolutionibus presented a full discussion of a heliocentric model of the universe ^[4] in much the same way as Ptolemy had presented his geocentric model in the second century. This “Copernican Revolution” resolved the issue of planetary retrograde motion by arguing that such motion was only perceived and apparent. According to historian Jerry Brotton, “Although Copernicus’s groundbreaking book … had been [printed more than] a century earlier, [the Dutch mapmaker] Joan Blaeu was the first mapmaker to incorporate his revolutionary heliocentric theory into a map of the world.”^[5]

Influence on Earth[edit]

Because of Earth’s axial tilt (often known as the obliquity of the ecliptic), the inclination of the Sun’s trajectory in the sky (as seen by an observer on Earth’s surface) varies over the course of the year. For an observer at a northern latitude, when the north pole is tilted toward the Sun the day lasts longer and the Sun appears higher in the sky. This results in warmer average temperatures, as additional solar radiation reaches the surface. When the north pole is tilted away from the Sun, the reverse is true and the weather is generally cooler. North of the Arctic Circle and south of the Antarctic Circle, an extreme case is reached in which there is no daylight at all for part of the year, and continuous daylight during the opposite time of year. This is called polar night and midnight sun, respectively. This variation in the weather (because of the direction of the Earth’s axial tilt) results in the seasons.^[6]

Events in the orbit[edit]

By astronomical convention, the four seasons are determined by the solstices (the two points in the Earth’s orbit of the maximum tilt of the Earth’s axis, toward the Sun or away from the Sun) and the equinoxes (the two points in the Earth’s orbit where the Earth’s tilted axis and an imaginary line drawn from the Earth to the Sun are exactly perpendicular to one another). The solstices and equinoxes divide the year up into four approximately equal parts. In the northern hemisphere winter solstice occurs on or about December 21; summer solstice is near June 21; spring equinox is around March 20, and autumnal equinox is about September 23.^[7] The effect of the Earth’s axial tilt in the southern hemisphere is the opposite of that in the northern hemisphere, thus the seasons of the solstices and equinoxes in the southern hemisphere are the reverse of those in the northern hemisphere (e.g. the northern summer solstice is at the same time as the southern winter solstice).

In modern times, Earth’s perihelion occurs around January 3, and the aphelion around July 4. In other words, the Earth is closer to the Sun in January, and further away in July, which might seem counter-intuitive to those residing in the northern hemisphere, where it is colder when the Earth is closest to the sun and warmer when it is furthest away. The changing Earth-Sun distance results in an increase of about 7% in total solar energy reaching the Earth at perihelion relative to aphelion.^[8] Since the southern hemisphere is tilted toward the Sun at about the same time that the Earth reaches the closest approach to the Sun, the southern hemisphere receives slightly more energy from the Sun than does the northern over the course of a year. However, this effect is much less significant than the total energy change due to the axial tilt, and most of the excess energy is absorbed by the higher proportion of surface covered by water in the southern hemisphere.^[9]

The Hill sphere (gravitational sphere of influence) of the Earth is about 1,500,000 kilometers (0.01 AU) in radius, or approximately four times the average distance to the Moon.^{[10][nb 2]} This is the maximal distance at which the Earth’s gravitational influence is stronger than the more distant Sun and planets. Objects orbiting the Earth must be within this radius, otherwise, they may become unbound by the gravitational perturbation of the Sun.

Orbital characteristics

epoch	J2000.0[nb 3]
aphelion	152.10×106 km (94.51×106 mi) 1.0167 AU[nb 4]
perihelion	147.10×106 km (91.40×106 mi) 0.98329 AU[nb 4]
semimajor axis	149.60×106 km (92.96×106 mi) 1.0000010178 AU[11]
eccentricity	0.0167086[11]
inclination	7.155° to Sun’s equator 1.578690°[12] to invariable plane
longitude of the ascending node	174.9°[11]
longitude of perihelion	102.9°[11]
argument of periapsis	288.1°[11][nb 5]
period	365.256363004 days[13]
average orbital speed	29.78 km/s (18.50 mi/s)[3] 107,208 km/h (66,616 mph)
speed at aphelion	29.29 km/s (18.20 mi/s)[3]
speed at perihelion	30.29 km/s (18.82 mi/s)[3]

The following diagram shows the relation between the line of the solstice and the line of apsides of Earth’s elliptical orbit. The orbital ellipse goes through each of the six Earth images, which are sequentially the perihelion (periapsis—nearest point to the Sun) on anywhere from January 2 to January 5, the point of March equinox on March 19, 20, or 21, the point of June solstice on June 20, 21, or 22, the aphelion (apoapsis—the farthest point from the Sun) on anywhere from July 3 to July 5, the September equinox on September 22, 23, or 24, and the December solstice on December 21, 22, or 23.^[7] The diagram shows a very exaggerated shape of Earth’s orbit; the actual orbit is virtually circular.

Context[edit]

Future[edit]

Mathematicians and astronomers (such as Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold, and Jürgen Moser) have searched for evidence for the stability of the planetary motions, and this quest led to many mathematical developments and several successive “proofs” of stability for the Solar System.^[14] By most predictions, Earth’s orbit will be relatively stable over long periods.^[15]

In 1989, Jacques Laskar’s work indicated that Earth’s orbit (as well as the orbits of all the inner planets) can become chaotic and that an error as small as 15 meters in measuring the initial position of the Earth today would make it impossible to predict where Earth would be in its orbit in just over 100 million years’ time.^[16] Modeling the Solar System is a subject covered by the n-body problem.

See also[edit]

• Earth phase
• Earth’s rotation
• Spaceship Earth

Notes[edit]

References[edit]

External links[edit]

• Earth – Speed through space – about 1 million miles an hour – NASA & (WP discussion)