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  • 地球绕太阳公转

    地球绕太阳公转指地球绕太阳做周期性转动。公转轨道是非常接近正圆的椭圆,平均角速度是每年360度,平均线速度为每年940,000,000公里。

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    基本信息 编辑信息模块

    中文名: 地球绕太阳公转 类型: 天文现象
    平均线速度: 每年940,000,000公里 角速度: 每年360度

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    简介/地球绕太阳公转 编辑

    椭圆的轨道是地球对附近的天体引力的折中。仅有一个行星和一个恒星的系统是没有任何意义的。早期的太阳系在形成过程中,原始的行星受到了小行星的撞击和其他一系列扰动,才导致椭圆轨道的形成。这叫行星徙动理论。

    首先:正圆轨道也是椭圆轨道的一种,只不过是特殊的椭圆轨道。

    地球绕太阳公转,在给定的能量的条件下,可能的轨道有无数条,圆轨道只是其中的一条而已。如果想要地球按正圆轨道运行,地球的能量,动量要满足一定条件。就是任一时刻,地球的动能Ek和势能Ep的关系满足 Ek = -Ep/2。或者说当 Ek = -Ep/2时,地球运动方向垂直于日地连线。这个条件非常苛刻,即便是地球在正圆轨道上运行,一点微小的扰动都可以改变这种状态,使得地球在新的椭圆轨道上运行。

    公转速度/地球绕太阳公转 编辑

    平均角速度是每年360度,即每日59分。平均线速度为每年940,000,000公里,即每秒29.78公里。即时角速度和即时线速度有季节变化,在能量守恒的前提下,离太阳越近,位能越小,动能则越大,即时线速度和即时角速度就越大。在角动量守恒的前提下,即在相等长度的时间内,地球、太阳连线所扫过的面积是恒定的。

    公转夹角/地球绕太阳公转 编辑

    地球的自转轴与其公转的轨道面成66°34′的倾斜。这个角度同人们拿铅笔书写时笔杆与桌面的倾斜相仿。人们有时形象地比喻为地球“斜着身体”绕太阳公转。

    地球的自转同它公转之间的这种关系,天文学和地理学上通常用它的余角(23°26′),即赤道面与轨道面的交角来表示;而在地心天球上,则表现为黄道与天赤道的交角,并被称为黄赤交角,又称"黄赤大距"。黄道与天赤道的两个交点,叫白羊宫(白羊座)第一点和天秤宫(天秤座)第一点,在北半球分别称为春分点和秋分点,合称二分点。黄道上距天赤道最远的两点,叫巨蟹宫(巨蟹座)第一点和摩羯宫(摩羯座)第一点,即北半球的夏至点和冬至点,合称二至点。二至点距天赤道23°26′,称黄赤大距,是黄角交角在地心天球上的表现。

    黄赤交角在天球上也表现为南北天极对于南北黄极的偏离。天轴垂直于赤道面,黄轴垂直于黄道面,既然黄赤交角是23°26′,那么,天极对于黄极的偏离,必然也是23°26′

    黄赤交角的存在,具有重要的天文和地理意义。前已述及,黄赤交角是地轴进动的成因之一;它还是视太阳日长度周年变化的主要原因。下节还将要说明,黄赤交角是地球上四季变化和五带区分的根本原因。

    轨道直径/地球绕太阳公转 编辑

    开普勒的行星运动定律,让17世纪初天文学家眼中的太阳系与其真实面貌达到了空前的一致。太阳位于中心;当时已知的六颗行星——水星、金星、地球、火星、木星还有土星由内到外依次在各自的椭圆轨道上围绕着太阳运动。然而这幅太阳系的“全家福”之中还有一个重大的缺憾,它是没有比例尺的,因为当时的天文学家不知道任何一颗行星到太阳的距离,他们所知道的只是这些行星与太阳之间的距离的比值,其中地球与太阳之间的平均距离被定为一个天文单位,以此类推最内侧的水星与太阳的距离便为0.3871个天文单位,而最外侧的土星则在距离太阳9.5388的轨道上缓慢运行。

    由于“天文单位”是天文学,特别是天文测量学中一个非常重要的一个天文数值,因此准确的测量地球与太阳之间的距离便成为了“最为崇高的天文问题”之一。

    但是这并不是一件容易的事情,太阳高高地挂在空中、遥不可及,显然不能像测量你家房间大小那样直接用皮尺去量,而只能通过间接的方法去测定。天文学家们很快便想到了“视差”,所谓的“视差”是指在两个不同的点上观察同一个目标时所产生的方向差异,这种方向差异可以通过目标在遥远背景上的移动计算出来,如果两点之间的距离是已知的,利用中学所学的几何学知识就能够计算出目标到观测点的距离。我们很容易想到,目标的距离越远,它的视差就越小,当物体的距离非常遥远的时候,它的视差便可以忽略不计了,而被当作观测的背景。日常生活中最为常见的视差,便是当你分别用左右眼看同一个物体时,它在你的眼中相对于其他物体所发生的移动。

    但是要测定太阳的视差却同样也是一件非常困难的事。首先它的距离太远,即使分别在地球的两端来测量,它的视差还是很小,这就需要非常精密的仪器;更为糟糕的是太阳实在是太亮了,它把可以作为背景的星空完全淹没了,因此我们也就没有了标尺,这使得直接测量它的视差几乎成为了一件不可能完成的任务。这幅没有比例尺的太阳系地图也就一直使用到了18世纪初。

    1716年,英国著名的天文学家、哈雷彗星的发现者,埃德蒙多·哈雷提出了一种间接测定太阳视差的方法,这种方法需要利用一种罕见的天文现象——“金星凌日”,也就是金星制造的微小“日食”,当这种现象发生的时候,在地球上可以看到有一个小黑点儿,也就是金星的影子,从太阳表面经过。哈雷的方法就是通过测定不同观测地点,这个小黑点经过太阳表面的时间,然后再经过一系列计算,就可以得到太阳的视差。

    但是很遗憾的是哈雷没有等到下次金星凌日的出现便去世了。德国天文学机恩克利用1761年和1769年的两次金星凌日时的观测结果,于1824年计算出了太阳与地球之间的距离为1.53亿公里。后来的天文学家又利用随后两次发生在1874和1882年的金星凌日现象,把这个数字精确到了1.4934亿±9.6万公里,这已经非常接近现代的数值1.49597870亿公里。

    当然这个数值是太阳与地球之间的平均距离,也就是几何学中椭圆的半长轴。不过地球轨道非常接近正圆,它目前的偏心率只有0.0174,也就是它与太阳之间最远的距离只比这个平均距离远1.74%,大约是260万公里。

    公转周期/地球绕太阳公转 编辑

    365天6小时9分9.5秒

    24小时36分38秒

    366天 闰年

    36分38秒

    整百的年份 要能被400整除才算闰年

    恒星年是太阳在天球上连续两次通过某一恒星所需的时间,长度为365.25636平太阳日。

    回归年是太阳在天球上连续两次通过春分点所需的时间,长度为365.24220平太阳日。

    地球公转轨道和方向 地球在公转过程中,所经过的路线上的每一点,都在同一个平面上,而且构成一个封闭曲线。这种地球在公转过程中所走的封闭曲线,叫做地球轨道。如果我们把地球看成为一个质点的话,那么地球轨道实际上是指地心的公转轨道。 严格地说,地球公转的中位位置不是太阳中心,而是地球和太阳的公共质量中心,不仅地球在绕该公共质量中心在转动,而且太阳也在绕该点在转动。但是,太阳是太阳系的中心天体,地球只不过是太阳系中一颗普通的行星。太阳的质量是地球质量的33万倍,日地的公共质量中心离太阳中心仅450千米。这个距离与约为70万千米的太阳半径相比,实在是微不足道的,与日地1.5亿千米的距离相比,就更小了。所以把地球公转看成是地球绕太阳(中心)的运动,与实际情况是十分接近的。 地球轨道的形状是一个接近正圆的椭圆,太阳位于椭圆的一个焦点上。椭圆有半长轴、半短轴和半焦距等要素,分别用a、b、c表示,其中a又是短轴两端对于焦点(F1、F2)的距离。 半焦距与半长轴和平短轴之间存在着这样的关系: 即 c2=a2-b2 半焦距c与半长轴a的比值c/a,是椭圆的偏心率,用e表示,即e=c/a, 偏心率是椭圆形状的一种定量表示,e的数值大于0而小于1。椭圆越接近于圆形,则e的数值就越小,即接近于0;反之,椭圆越扁,e的数值就越大。经过测定,地球轨道的半长轴a为14960万千米,半短轴b为14958万千米。根据这个数据计算出地球轨道的偏心率为: 可见,地球轨道非常接近于圆形。 由于地球轨道是椭圆形的,随着地球的绕日公转,日地之间的距离就不断变化。地球轨道上距太阳最近的一点,即椭圆轨道的长轴距太阳较近的一端,称为近日点。在近代,地球过近日点的日期大约在每年一月初。此时地球距太阳约为14710万千米,通常称为近日距。地球轨道上距太阳最远的一点,即椭圆轨道的长轴距太阳较远的一端,称为远日点。在近代,地球过远日点的日期大约在每年的7月初。此时地球距太阳约为15210万千米,通常称为远日距。近日距和远日距二者的平均值为14960万千米,这就是日地平均距离,即1个天文单位。 根据椭圆周长的计算公式: L=2πα(1-0.25×e2) 计算出地球轨道的全长是94000万千米。

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