La orbita de la tierra

La Tierra orbita alrededor del Sol a una distancia promedio de 149,60 millones de kilómetros (8,317 minutos luz, 92,96 millones de millas) en sentido contrario a las agujas del reloj, visto desde arriba del hemisferio norte. Una órbita completa tarda 365,256 días (1 año sidéreo), tiempo durante el cual la Tierra ha viajado 940 millones de kilómetros (584 millones de millas). Haciendo caso omiso de la influencia de otros cuerpos del Sistema Solar, la órbita de la Tierra, también conocida como revolución de la Tierra, es una elipse con el baricentro Tierra-Sol como un foco con una excentricidad actual de 0,0167. Dado que este valor es cercano a cero, el centro de la órbita está relativamente cerca del centro del Sol (en relación con el tamaño de la órbita).

Visto desde la Tierra, el movimiento orbital progresivo 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 la Luna cada 12 horas).. La velocidad orbital de la Tierra es de 29,78 km/s (107.200 km/h; 66.620 mph), 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 estratégico sobre el polo norte del Sol o de la Tierra, la Tierra parecería girar en sentido contrario a las agujas del reloj alrededor del Sol. Desde el mismo punto de vista, tanto la Tierra como el Sol parecerían girar también en sentido antihorario alrededor de sus respectivos ejes.

Historia del estudio

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 situaba 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 presentó una discusión completa sobre un modelo heliocéntrico del universo de manera muy similar a como Ptolomeo había presentado su modelo geocéntrico en el siglo II. Esta "Revolución Copernicana" resolvió la cuestión del movimiento retrógrado planetario argumentando que dicho movimiento era sólo percibido y aparente. Según el historiador Jerry Brotton, "aunque el innovador libro 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 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, a medida 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 una parte del año y hay 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 del eje 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 máxima inclinación del eje de la Tierra, hacia el Sol o lejos del Sol) y los equinoccios (los dos puntos de la órbita de la Tierra donde el eje inclinado de la Tierra y una línea imaginaria trazada de 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 se acerca el 21 de junio; El equinoccio de primavera es alrededor del 20 de marzo y el equinoccio de otoño es aproximadamente el 23 de septiembre. El efecto de la inclinación axial de la Tierra en el hemisferio sur es opuesto al del hemisferio norte, por lo que las estaciones de los solsticios y equinoccios en el hemisferio sur son lo opuesto 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. En otras palabras, la Tierra está más cerca del Sol en enero y más lejos en julio, lo que podría parecer contrario. intuitivo para quienes residen en el hemisferio norte, donde hace más frío cuando la Tierra está más cerca del sol y más calor cuando está más lejos. La distancia cambiante entre la Tierra y el Sol da como resultado un aumento de aproximadamente el 7% 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 su máxima aproximación 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 absorbido por la mayor proporción de superficie cubierta por agua en el hemisferio sur.

La esfera Hill (esfera de influencia gravitacional) de la Tierra tiene aproximadamente 1.500.000 kilómetros (0,01 AU) de radio, o aproximadamente cuatro veces la distancia promedio a la Luna. Esta es la distancia máxima a la que la influencia gravitacional de la Tierra es más fuerte que la del Sol y los planetas más distantes. Los objetos que orbitan la Tierra deben estar dentro de este radio; de lo contrario, podrían liberarse de la perturbación gravitacional del Sol.

El siguiente diagrama muestra la relación entre la línea del solsticio y la línea de ábsides de la órbita elíptica de la Tierra. La elipse orbital pasa por cada una de las seis imágenes de la Tierra, que son secuencialmente el perihelio (periapsis, punto más cercano al Sol) entre el 2 y el 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) entre el 3 y el 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 prácticamente circular.

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 a varios desarrollos matemáticos sucesivos. #34;pruebas" 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) puede volverse caótica y que un error tan pequeño como 15 metros en la medición de la posición inicial de la Tierra hoy haría imposible predecir dónde estaría la Tierra en su órbita dentro de poco más de 100 millones de años. tiempo. Modelar el Sistema Solar es un tema cubierto por el problema de los n-cuerpos.