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地球繞太陽公轉

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橢圓的軌道是地球對附近的天體​引力的折中。僅有一個行星和一個恆星的系統是沒有任何意義的。早期的太陽系在形成過程中,原始的行星​受到了小行星的撞擊和其他一系列擾動,才導致橢圓軌道的形成。這叫行星徙動理論。
首先:正圓軌道也是橢圓軌道的一種,只不過是特殊的橢圓軌道。
如果要地球完全按照正圓軌道運轉條件是十分苛刻的,首先就必須讓太陽的其他行星消失,接著離太陽比較近的恆星也必須消失,否則他們就會對地球產生影響導致地球運轉軌道的改變。
地球繞太陽公轉​,在給定的能量的條件下,可能的軌道有無數條,圓軌道只是其中的一條而已。如果想要地球按正圓軌道運行,地球的能量,動量要滿足一定條件。就是任一時刻,地球的動能Ek和勢能Ep的關係滿足 Ek = -Ep/2。或者說當 Ek = -Ep/2時,地球運動方向垂直於日地連線。這個條件非常苛刻,即便是地球在正圓軌道上運行,一點微小的擾動都可以改變這種狀態,使得地球在新的橢圓軌道上運行。
公轉速度
平均角速度​是每年360度,即每日59分。平均線速度為每年940,000,000公里,即每秒29.78公里。即時角速度和即時線速度有季節變化,在能量守恆的前提下,離太陽越近,位能越小,動能則越大,即時線速度和即時角速度就越大。在角動量守恆的前提下,即在相等長度的時間內,地球、太陽連線所掃過的面積是恆定的
地球繞太陽公轉時,地軸與公轉軌道面的夾角為66°34′
地球的自轉軸與其公轉的軌道面成66°34′的傾斜。這個角度同人們拿鉛筆書寫時筆桿與桌面的傾斜相仿。人們有時形象地比喻為地球「斜著身體」繞太陽公轉。
地球的自轉同它公轉之間的這種關係,天文學和地理學上通常用它的餘角(23°26′),即赤道面與軌道面的交角來表示;而在地心天球上,則表現為黃道與天赤道的交角,並被稱為黃赤交角,又稱"黃赤大距"。黃道與天赤道的兩個交點,叫白羊宮(白羊座)第一點和天秤宮(天秤座)第一點,在北半球分別稱為春分點和秋分點,合稱二分點。黃道上距天赤道最遠的兩點,叫巨蟹宮(巨蟹座)第一點和摩羯宮(摩羯座)第一點,即北半球的夏至點和冬至點,合稱二至點。二至點距天赤道23°26′,稱黃赤大距,是黃角交角在地心天球上的表現。
黃赤交角在天球上也表現為南北天極對於南北黃極的偏離。天軸垂直於赤道面,黃軸垂直於黃道面,既然黃赤交角是23°26′,那麼,天極對於黃極的偏離,必然也是23°26′
黃赤交角​的存在,具有重要的天文和地理意義。前已述及,黃赤交角是地軸進動的成因之一;它還是視太陽日長度周年變化的主要原因。下節還將要說明,黃赤交角是地球上四季變化和五帶區分的根本原因。
地球繞太陽公轉軌道的直徑
開普勒的行星運動定律,讓17世紀初天文學家眼中的太陽系與其真實面貌達到了空前的一致。太陽位於中心;當時已知的六顆行星——水星、金星、地球、火星、木星還有土星由內到外依次在各自的橢圓軌道上圍繞著太陽運動。然而這幅太陽系的「全家福」之中還有一個重大的缺憾,它是沒有比例尺的,因為當時的天文學家不知道任何一顆行星到太陽的距離,他們所知道的只是這些行星與太陽之間的距離的比值,其中地球與太陽之間的平均距離被定為一個天文單位,以此類推最內側的水星與太陽的距離便為0.3871個天文單位,而最外側的土星則在距離太陽9.5388的軌道上緩慢運行。
由於「天文單位」是天文學,特別是天文測量學中一個非常重要的一個天文數值,因此準確的測量地球與太陽之間的距離便成為了「最為崇高的天文問題」之一。
但是這並不是一件容易的事情,太陽高高地掛在空中、遙不可及,顯然不能像測量你家房間大小那樣直接用皮尺去量,而只能通過間接的方法去測定。天文學家們很快便想到了「視差」,所謂的「視差」是指在兩個不同的點上觀察同一個目標時所產生的方向差異,這種方向差異可以通過目標在遙遠背景上的移動計算出來,如果兩點之間的距離是已知的,利用中學所學的幾何學知識就能夠計算出目標到觀測點的距離。我們很容易想到,目標的距離越遠,它的視差就越小,當物體的距離非常遙遠的時候,它的視差便可以忽略不計了,而被當作觀測的背景。日常生活中最為常見的視差,便是當你分別用左右眼看同一個物體時,它在你的眼中相對於其他物體所發生的移動。
但是要測定太陽的視差卻同樣也是一件非常困難的事。首先它的距離太遠,即使分別在地球的兩端來測量,它的視差還是很小,這就需要非常精密的儀器;更為糟糕的是太陽實在是太亮了,它把可以作為背景的星空完全淹沒了,因此我們也就沒有了標尺,這使得直接測量它的視差幾乎成為了一件不可能完成的任務。這幅沒有比例尺的太陽系地圖也就一直使用到了18世紀初。
1716年,英國著名的天文學家、哈雷彗星的發現者,埃德蒙多·哈雷提出了一種間接測定太陽視差的方法,這種方法需要利用一種罕見的天文現象——「金星凌日」,也就是金星製造的微小「日食」,當這種現象發生的時候,在地球上可以看到有一個小黑點兒,也就是金星的影子,從太陽表面經過。哈雷的方法就是通過測定不同觀測地點,這個小黑點經過太陽表面的時間,然後再經過一系列計算,就可以得到太陽的視差。
但是很遺憾的是哈雷沒有等到下次金星凌日的出現便去世了。德國天文學機恩克利用1761年和1769年的兩次金星凌日時的觀測結果,於1824年計算出了太陽與地球之間的距離為1.53億公里。後來的天文學家又利用隨後兩次發生在1874和1882年的金星凌日現象,把這個數字精確到了1.4934億±9.6萬公里,這已經非常接近現代的數值1.49597870億公里。
當然這個數值是太陽與地球之間的平均距離,也就是幾何學中橢圓的半長軸。不過地球軌道非常接近正園,它目前的偏心率只有0.0174,也就是它與太陽之間最遠的距離只比這個平均距離遠1.74%,大約是260萬公里。
地球繞太陽公轉一周
365天6小時9分9.5秒
24小時36分38秒
366天 潤年
36分38秒
整百的年份 要能被400整除才算潤年
恆星年是太陽在天球上連續兩次通過某一恆星所需的時間,長度為365.25636平太陽日。
回歸年是太陽在天球上連續兩次通過春分點所需的時間,長度為365.24220平太陽日。
地球公轉軌道和方向 地球在公轉過程中,所經過的路線上的每一點,都在同一個平面上,而且構成一個封閉曲線。這種地球在公轉過程中所走的封閉曲線,叫做地球軌道。如果我們把地球看成為一個質點的話,那麼地球軌道實際上是指地心的公轉軌道。 嚴格地說,地球公轉的中位位置不是太陽中心,而是地球和太陽的公共質量中心,不僅地球在繞該公共質量中心在轉動,而且太陽也在繞該點在轉動。但是,太陽是太陽系的中心天體,地球只不過是太陽系中一顆普通的行星。太陽的質量是地球質量的33萬倍,日地的公共質量中心離太陽中心僅450千米。這個距離與約為70萬千米的太陽半徑相比,實在是微不足道的,與日地1.5億千米的距離相比,就更小了。所以把地球公轉看成是地球繞太陽(中心)的運動,與實際情況是十分接近的。 地球軌道的形狀是一個接近正圓的橢圓,太陽位於橢圓的一個焦點上。橢圓有半長軸、半短軸和半焦距等要素,分別用a、b、c表示,其中a又是短軸兩端對於焦點(F1、F2)的距離。 半焦距與半長軸和平短軸之間存在著這樣的關係: 即 c2=a2-b2 半焦距c與半長軸a的比值c/a,是橢圓的偏心率,用e表示,即e=c/a, 偏心率是橢圓形狀的一種定量表示,e的數值大於0而小於1。橢圓越接近於圓形,則e的數值就越小,即接近於0;反之,橢圓越扁,e的數值就越大。經過測定,地球軌道的半長軸a為149600000千米,半短軸b為149580000千米。根據這個數據計算出地球軌道的偏心率為: 可見,地球軌道非常接近於圓形。 由於地球軌道是橢圓形的,隨著地球的繞日公轉,日地之間的距離就不斷變化。地球軌道上距太陽最近的一點,即橢圓軌道的長軸距太陽較近的一端,稱為近日點。在近代,地球過近日點的日期大約在每年一月初。此時地球距太陽約為147100000千米,通常稱為近日距。地球軌道上距太陽最遠的一點,即橢圓軌道的長軸距太陽較遠的一端,稱為遠日點。在近代,地球過遠日點的日期大約在每年的7月初。此時地球距太陽約為152100000千米,通常稱為遠日距。近日距和遠日距二者的平均值為149600000千米,這就是日地平均距離,即1個天文單位。 根據橢圓周長的計算公式: L=2πα(1-0.25×e2) 計算出地球軌道的全長是940000000千米。

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