Ruch obiegowy Ziemi

Ziemia, jak pozostałe planety, krąży wokół Słońca po orbicie, czyli wykonuje ruch obiegowy. Orbita Ziemi jest elipsą zbliżoną do koła. Okres obiegu Ziemi wokół Słońca trwa 365 dni 6 godzin i 9 minut. 2 stycznia. Odległość Ziemi od Słońca jest zmienna. Ziemia znajduje się najbliżej Słońca w punkcie zwanym peryhelium w odległości około 147 mln km. W aphelium, które przypada na 3 lipca, odległość Ziemi od Słońca jest największa i wynosi ok. 152 mln km.

W ciągu roku Ziemia przebywa drogę ok. 930 mln km. Ruch Ziemi dokoła Słońca znajduje swe odbicie w obserwowanym ruchu rocznym Słońca na niebie z zachodu na wschód po wielkim kole sfery niebieskiej zwanym ekliptyką. Ruch obiegowy, podobnie jak obrotowy, odbywa się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, gdy patrzymy na Ziemię od strony biegun północnego, czyli jest ruchem prawoskrętnym.

Ruch obiegowy Ziemi - Dowody ruchu obiegowego

 Udowodnienie ruchu obiegowego Ziemi nastąpiło stosunkowo późno. Mikołaj Kopernik w swoim dziele nie przedstawił fizycznych dowodów. Dopiero w 1725 r. J. Bradley w Anglii przez odkrycie zjawiska aberracji światła dał pierwszy dowód istnienia ruchu Ziemi dokoła Słońca. Światło gwiazd dociera do Ziemi z prędkością 300.000 km/s. Odkryte przez Bradleya zjawisko polegało na tym, że wi­dome położenia gwiazd na niebie ulegają regularnym zmia­nom w ciągu roku, a mianowicie każda gwiazda opisuje na niebie elipsę, której połowa wielkiej osi jest równoległa do ekliptyki.

Aby zobaczyć daną gwiazdę przez lunetę w środku pola widzenia, należy ustawić ją tak, by promień gwiazdy przeszedł kolejno przez środek obiektywu lunety i doszedł do środka okularu. Jednakże przy ustawieniu lunety w kierunku gwiazdy promień nie dojdzie do okularu, ponieważ w czasie, w którym światło odbywa drogę długości lunety Ziemia wraz z lunetą przesunie się o pewien odcinek. Należy więc lunetę nachylić w stronę ruchu Ziemi o taki kąt, by obiektyw wyprzedzał okular lunety. Wtedy obserwator dostrzeże gwiazdę w środku pola widzenia. Kąt nachylenia lunety powinien być stale skierowany w stronę ruchu Ziemi.

Aberracja sprawia, że obserwator nieco nachyla lunetę w kierunku ruchu Ziemi, aby obraz gwiazdy mógł znaleźć się dokładnie w środku pola widzenia, podobnie jak człowiek idący pod parasolem podczas deszczu nachyla parasol w kierunku swego ruchu, aby krople deszczu padały na parasol równolegle do jego rączki. Kąt nachylenia parasola jest tym większy, im szybciej porusza się człowiek w stosunku do deszczu padającego pionowo, podobnie kąt nachylenia lunety względem kierunku padania światła zależy od stosunku prędkości Ziemi do prędkości światła. Gwiazdy więc odbywają pozorny  ruch dookoła ich położenia średniego. Na skutek aberracji gwiazda na sferze niebieskiej ulega odchyleniu w tę stronę, w którą Słońce było widoczne przez ¼ roku.

Znając wartość kąta aberracji, można obliczyć stosunek prędkości Ziemi na orbicie dokoła Słońca do prędkości światła, a znając prędkość światłaz po­miarów laboratoryjnych, obliczamy ze znanego stosunku  prędkość.Z rachunków tego rodzaju wynika, że Ziemia porusza się dokoła Słońca właśnie ze średnią prędkością 29,8 km/s.

Przeszło 100 lat po odkryciu przez Bradleya zjawiska aberracji światła uzyskano drugi dowód na istnienie ruchu Ziemi dokoła Słońca. Zdołano bowiem wykryć u niektórych najbliższych gwiazd drobne przesunięcia kątowe w okresie rocznym w stosunku do gwiazd dalej położonych. Z zaobserwowanych tych przesunięć obliczono kąty zwane paralaksami gwiazd, pod którymi z danej gwiazdy widoczny jest promień orbity Ziemi. Roczna paralaksa gwiazd to zjawisko pozornej zmiany położenia obiektu na sferze niebieskiej względem dalszych obiektów, wynikające ze zmiany miejsca obserwacji, spowodowanej przemieszczeniem się obserwatora związana z rocznym ruchem Ziemi po orbicie. Ściślej rzecz ujmując roczna paralaksa jest to kąt, pod jakim widać z danej gwiazdy promień orbity Ziemi przechodzący prostopadle do kierunku od gwiazdy do Ziemi. Dana gwiazda zatacza pozornie elipsę dookoła swego położenia  średniego, w taki sposób, że odchyla się  w stronę ekliptyki od punktu, gdzie w danym czasie znajduje się Słońce. Ten pozorny ruch wynika z rocznej zmiany położenia Ziemi na orbicie. Przesunięć tego typu poszukiwali astronomowie po ogłoszeniu teorii Kopernika, nie przypuszczając, że wskutek olbrzymich odległości od gwiazd ruch paralaktyczny jest bardzo niewielki.

Dowodem na istnienie ruchu obiegowego mogą być także zmiany obserwacji meteorytów. Są to drobne ciała niebieskie poruszające się w przestrzeni. Stają się one widoczne dopiero przy wejściu w atmosferę ziemską, gdzie wskutek szybkiego ruchu ogrzewają się wywołując świecenie i w większości przypadków nie dolatują do powierzchni Ziemi. Jeżeli przyjąć, że ciała te rozmieszczone są równomiernie w przestrzeni, to najwięcej meteorytów powinien dostrzegać obserwator znajdujący się na tej części kuli ziemskiej, która jest zwrócona zgodnie z kierunkiem obiegu. Z badań statystycznych wynika, że nad ranem  przed wschodem Słońca obserwuje się najwięcej meteorytów.

Ruch obiegowy Ziemi - Następstwa ruchu obiegowego

 Oś ziemska jest nachylona do ekliptyki pod kątem 66°33', tak więc płaszczyzna równika nachylona jest do płaszczyzny orbity ziemskiej pod kątem 23°27'. Bezpośrednim następstwem takiego nachylenia są opisane szczegółowo w kolejnym temacia zmiany oświetlenia Ziemi w ciągu roku. W trakcie ruchu jej powierzchnia jest oświetlona w różny sposób. Roczny rytm zmian szerokości geograficznej, w której Słońce góruje w zenicie powoduje roczny rytm zmian wysokości górowania Słońca a w konsekwencji występowanie astronomicznych pór roku, którym towarzyszy także zmiana długości trwania dnia i nocy, a co za tym idzie zmiana pory wschodu i zachodu Słońca. Zgodnie z II prawem Keplera prędkość poruszania się Ziemi po orbicie jest niejednakowa. Powoduje to, że czas trwania poszczególnych astronomicznych pór roku nie jest jednakowy.

Do konsekwencji ruchu obiegowego zliczyć także należy zjawisko występowania dnia i nocy polarnej. Na półkuli północnej astronomiczne pory roku pokrywają się z kalendarzowymi. Natomiast na półkuli południowej kalendarzowe przesunięte są o 6 miesięcy w stosunku do astronomicznych. Znaczy to że astronomicznej zimie na półkuli północnej odpowiada kalendarzowe lato na półkuli południowej. Kalendarzowe pory roku zaznaczają się najwyraźniej w umiarkowanych szerokościach geograficznych.

Dzień polarny jest to zjawisko występujące w strefach polarnych tj. na obszarach ograniczonych kołami podbiegunowymi. Jest to okres, w którym Słońce znajduje się nad horyzontem dłużej niż 24 godziny. Długość dnia polarnego jest różna. Dzień polarny trwa najkrócej 24 godziny na terenach położonych na szerokościach geograficznych wyznaczających koła podbiegunowe. Zjawisko to obserwowane jest najdłużej na biegunach- 6 miesięcy.

Noc polarna natomiast to okres, w którym Słońce pozostaje ukryte pod horyzontem przez okres dłuższy, niż 24 godziny. Wiosną latem w strefach podbiegunowych, oraz częściach stref umiarkowanych położonych w pobliżu kół podbiegunowych występuje zjawisko białych nocy. Tarcza słoneczna nie chowa się wtedy głęboko pod horyzontem, przez co zmierzch przechodzi bezpośrednio w świt. Pomimo tego, że Słońce znajduje się  pod horyzontem nie zapada typowa noc, gdyż dochodzi do rozproszenia promieni słonecznych.