Відкрити головне меню
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.

Зміст

Фізичні параметри орбітиРедагувати

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 геліоцентризмуРедагувати

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 давньогрецький 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 дослідженняРедагувати

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].

ПриміткиРедагувати

  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. 

ДжерелаРедагувати

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

ПосиланняРедагувати