Преглед на кодот на Земјина орбита

[[File:North season mk.jpg|thumb|upright=1.5|Земјата и почетокот на четирите (астрономски) годишни времиња гледани од север (вон размер).]]
[[File:EarthsOrbit mk.png|thumb|Земјината орбита (жолто) споредена со кружница сосредоточена во Сонцето (сиво)]]

'''Земјина орбита''' — патеката која ја опишува [[Земја]]та при нејзиното движење околу [[Сонце]]то на просечно растојание од [[астрономска единица|149,60 милиони км]]<ref>{{нмс |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Display=Facts&Object=Sun |title=Sun: Facts & Figures |work=Solar System Exploration |publisher=National Aeronautics and Space Administration |access-date=29 јули 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150703111716/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts |archive-date=3 јули 2015 |url-status=dead |df=mdy-all}}</ref>. Една обиколка трае точно {{gaps|365,256||}}&nbsp;дена (1 [[ѕвездена година]]), и за тоа време поминува 940&nbsp;милиони км.<ref name="AA">Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' 2nd ed, {{ISBN|0-943396-61-1}} (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. The formula by Ramanujan is accurate enough.</ref> Занемарувајќи го влијанието од други тела во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]], Земјината орбита е [[елипса]] со [[тежиште]] Земја-Сонце како едно [[жариште (геометрија)|жариште]] и тековна [[орбитално занесување|занесеност]] од 0,0167. Бидејќи оваа вредност е блиску до нула, средиштето на орбитата е релативно блиску до средиштето на Сонцето (во однос на големината на орбитата).

Гледајќи од Земјата, орбиталното [[напредно движење]] на планетата ни дава печаток дека Сонцето [[дневни движења|се движи]] во однос на [[неподвижни ѕвезди|други ѕвезди]] за 1° источно секој сончев ден (деноноќие).<ref group=б>На нашата планета ѝ требаат 365 дена за да направи круг околу Сонцето. Една полна орбита има 360°. Поради тоа, Земјата секој ден минува приближно 1° од нејзината орбита. Така, Сонцето изгледа како да се движи преку небото во однос на ѕвездите во иста мера.</ref> Земјината [[орбитална брзина]] изнесува просечно 29,78&nbsp;км/с (107.208&nbsp;км/ч), што е доволно брзо за да го помине пречникот на планетата за 7 минути, а [[месечева единица|растојанието]] до [[Месечина]]та за 4 часа.<ref name="earth_fact_sheet">{{нмс|last=Williams|first=David R.|date=1 септември 2004|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html|title=Earth Fact Sheet|publisher=[[NASA]]|access-date=17 март 2007}}</ref>

Гледајќи од точна над северниот пол на Сонцето или Земјата, Земјата делува како да се врти спроти часовникот околу Сонцето. Од истото гледиште, и Земјата и Сонцето делуваат како да се вртат спроти часовникот околу сопствените оски.

==Историја на изучување==
{{Главна|Хелиоцентризам}}

[[Image:Heliocentric.jpg|thumb|Хелиоцентричен Сончев Систем]]
[[Image:geoz wb mk.svg|thumb|Хелиоцентризмот (долу) во споредба со геоцентризмот (горе), вон размер.]]

[[Хелиоцентризам|Хелиоцентризмот]] е научен модел кој го ставил Сонцето во средиштето на [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]], а планетите како Земјата ги сместил во неговата орбита. Историски овој систем бил спротивставен на [[геоцентризам|геоцентризмот]], кој ја става Земјата во средината. Хелицоентричниот модел е предложен од [[Аристарх од Самос]] уште во III век п.н.е. Во XVI век [[Никола Коперник]] изложил опфатна расправа за хелиоцентричен модел на вселената <ref>{{наведена книга|title = De revolutionibus orbium coelestium|publisher = Johannes Petreius|date = 1543}}</ref> како што [[Птоломеј]] тоа го направил за геоцентричниот модел во II век. Оваа „[[Коперникова револуција]]“ го решила проблемот на повратното движење на планетие, аргументирајќи дека таквото движење е само привидно. Прв кој изработил карта на овој модел бил холандскиот картограф [[Јан Блау]] еден век подоцна.<ref>Jerry Brotton, ''A History of the World in Twelve Maps'', London: Allen Lane, 2012, {{ISBN|9781846140990}} p. 262.</ref>

==Влијание врз Земјата==
{{Главна|Годишно време}}

Бидејќи Земјиниот [[осен наклон]] (накосеност на [[еклиптика]]та), наваленоста на Сончевата траекторија на небото (гледајќи од Земјата) се разликува зависно од времето во годината. За оние во северните краишта, кога северниот пол е навален кон Сонцето денот трае подолго и Сонцето е повисоко на небото. Од ова произлегуваат потопли просечни температури бидејќи површината е поозрачена од Сонцето. Кога северниот пол е навален на другата страна, времето е постудено. Северно од [[Северен Поларник|Северниот Поларник]] и јужно од [[Јужен Поларник|Јужниот Поларник]] имаме краен случај каде еден дел од годината е мрачен, а другиот дел е постојано сончев. Ова се нарекува [[поларна ноќ]] и [[полноќно сонце]]. Разликите во временските услови (заради насоченоста на осниот наклон) водат до [[годишни времиња]].<ref>{{нмс|url = http://spaceplace.nasa.gov/seasons/en/|title = What causes the seasons? (NASA)|access-date = 22 јануари 2015}}</ref>

==Настани во орбитата==
{{Поврзано|Прецесија|Миланковиќеви циклуси}}
По астрономски обичај, четирите годишни времиња се определени од [[сонцестој|сонцестоите]] (двете точки на Земјината орбита со најголема наваленост на Земјината оска, кон или обратно од Сонцето) и [[рамноденица|рамнодениците]] (двете точки на Земјината орбита каде навалената Земјина оска и замислената права од Земјата до Сонцето се точно нормални една на друга). Сонцестоите и рамнодениците ја делат годината на четири приближно еднакви делови. На северната полутопка [[краткодневница]] се јавува околу 21 декември; летниот сонцестој е околу 21 јуни; пролетнат арамноденица е околу 20 март, а есенскта рамноденица е на 23 септември.<ref name=":0">{{нмс|url = http://wwp.greenwichmeantime.com/longest-day/equinox-solstice-2010-2019.htm|title = Date & Time of Solstices & Equinoxes|date = 28 август 2013 |access-date = 22 јануари 2015 }}</ref> Ефектот на Земјиниот осен наклон на јужната полутопка е обратен на оној на северната, и затоа годишните времиња, сонцестоите и рамнодениците се обратни (на пр. северниот летен сонцестој се случува истовремено со јужниот зимски сонцесто).

Земјиниот [[апсида|перихел]] се јавува околу 3 јануари, а [[апсида|афелот]] околу 4 јули. Со други зборови, Земјата е поблиску до Сонцето во јануари, а подалеку во јули, што делува нездраворазумски за жителите на северната полутопка (бидејќи таму јануари е зимски месец, а јули е летен). Промената во растојанието Земја-Сонце води до 7&nbsp;% зголемување на вкупната сончева енергија која стасува до Земјата во перихел до однос на афелот.<ref>{{нмс|url=https://www.itacanet.org/the-sun-as-a-source-of-energy/part-2-solar-energy-reaching-the-earths-surface/|title=Solar Energy Reaching The Earth’s Surface|publisher=ITACA|access-date=30 јануари 2022}}</ref> Бидејќи јужната полутопка е навалена кон Сонцето во времето кога Земјата е најблиску до Сонцето, оваа полутопка прима малку повеќе сончева енергија од северната. Меѓутоа, овој ефект е многу помалку значаен од вкупната енергетска промена што се должи на осниот наклон, и највеќето вишок енергија се впива во водната површина, која е многу попространа на јужната полутопка.<ref>{{нмс|last=Williams|first=Jack|date=20 декември 2005|url=https://www.usatoday.com/weather/tg/wseason/wseason.htm|title=Earth's tilt creates seasons|publisher=USAToday|access-date=17 март 2007}}</ref>

[[Хилова сфера|Хиловата сфера]] ([[гравитација|гравитациска]] сфера на влијание) на Земјата има полупречник од 1.500.000&nbsp;[[километар|км]] (0,01 [[астрономска единица|ае]]) или приближно четири пати повеќе од просечното растојание до Месечината.<ref>{{нмс|author=Vázquez, M.|author2=Montañés Rodríguez, P.|author3=Palle, E.|date=2006|url= http://www.iac.es/folleto/research/preprints/files/PP06024.pdf|title=The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets|publisher=Instituto de Astrofísica de Canarias|access-date=21 март 2007}}</ref><ref group="б">За Земјата, Хиловиот полупречник изнесува

:<math>R_H = a \left(\frac{m}{3M}\right)^{1/3},</math>

каде ''m'' е масата на Земјата, ''a'' е астрономска единица, а ''M'' е масата на Сонцето. Така, полупречникот во ае изнсува околу

<math>\left(\frac{1}{3 \cdot 332\,946}\right)^{1/3} \approx 0,01</math>.</ref> Ова е максималното растојание на кое Земјиното гравитациско влијание е посилно од Сонцето и планетите кои се подалеку. Телата кои кружат околу Земјата мора да се наоѓаат во овој полупречник; во спротивно, Сонцето би ги одвоило од орбитата со предизвиканото гравитациско растројување.

{| class="wikitable" style="margin:auto"
|+ Орбитални особености
|-
| [[Епоха (астрономија)|епоха]]
| [[J2000,0]]
|-
| [[Апсида|афел]]
| 152,10×10<sup>6</sup> км<br /> 1,0167&nbsp;[[астрономска единица|ае]]<ref group=б name=apsis/>
|-
| [[Апсида|перихел]]
| 147,10×10<sup>6</sup> км<br /> 0,98329&nbsp;ае<ref group=б name=apsis/>
|-
| [[голема полуоска]]
| 	149,60×10<sup>6</sup> км <br /> 1,0000010178&nbsp;ае<ref name=VSOP87/>
|-
| [[занесување (орбита)|занесеност]]
| 0,0167086<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[наклон (орбита)|наклон]]
| 7,155° кон [[Сонце|Сончевиот]] [[екватор]]<br />1,578690°<ref name=Allen294/> кон рамнината
|-
| [[должина на искачувачкиот јазол]]
| 174,9°<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[должина на периапсидата|должина на перихелот]]
| 102,9°<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[аргумент на периапсидата]]
| 288,1°<ref name="VSOP87"/><ref group=б name=arg_peri/>
|-
| [[орбитален период|период]]
| {{gaps|365,256|363|004}}&nbsp;дена<ref>Овој број стои во разни извори, и изведен е од елементите на VSOP87 од оддел 5.8.3, стр.&nbsp;675 на следното: {{наведено списание
|title = Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=282
|issue=2
|pages=663–683
|date=февруари 1994
|last1=Simon |first1=J. L.
|last2=Bretagnon |first2=P.
|last3=Chapront |first3=J.
|last4=Chapront-Touzé |first4=M.
|last5=Francou |first5=G.
|last6=Laskar | first6=J.
|bibcode=1994A&A...282..663S
}}</ref>
|-
| просечна [[орбитална брзина]]
| 29,78 км/с<ref name="earth_fact_sheet"/><br />107.208 км/ч
|-
| брзина во афел
| 29,29 км/с<ref name="earth_fact_sheet"/>
|-
| брзина во перихел
| 30,29 км/с<ref name="earth_fact_sheet"/>
|}

[[Image:Seasons mk.svg|thumb|upright=2.3|Пренагласена илустрација на Земјината елиптична орбита околу Сонцето на која е покажано дека крајните орбитални точки ([[апоапсида]]та и [[периапсида]]та) не се исти со четирите сезонски крајни точки ([[рамноденица]] и [[сонцестој]]).]]

==Иднина==

Математичарите и астрономите (како [[Пјер Симон Лаплас|Лаплас]], [[Жозеф Луј Лагранж|Лагранж]], [[Карл Фридрих Гаус|Гаус]], [[Анри Поанкаре|Поакнаре]], [[Андреј Колмогоров|Колмогоров]], [[Владимир Арнолд|Арнол]] и [[Кирген Мозер|Мозер]]) изнашле математички постапки и низа докази за стабилноста на Сончевиот Систем.<ref>{{наведена енциклопедија|encyclopedia=Encyclopedia of Astronomy and Astropvhysics|editor-last=Murdin|editor-first=Paul|id=article 2198|last=Laskar|first=J.|title=Solar System: Stability|date=2001|publisher=Institute of Physics Publishing|location=Bristol}}</ref> By most predictions, Земјината орбита ќе биде релативно стабилна долго време во иднината.<ref>{{наведена книга|last=Gribbin|first=John|title=Deep simplicity : bringing order to chaos and complexity|date=2004|publisher=Random House|location=New York|isbn=978-1-4000-6256-0|edition=1 U.S.|url-access=registration|url=https://archive.org/details/deepsimplicitybr00grib}}</ref>

Во 1989 г. Жак Ласкар изложил тврдење дека Земјината орбита (како и орбитите на сите внатрешни планети) може да стане хаотична, и дека ако денес почетната положба на Земјата ја згрешиме за само 15 метри, нејзината орбита ќе биде невозможна да се предвиди за нешто над 100 милиони години.<ref>{{наведени вести|url = http://www.news.com.au/national/earth-venus-smash-up-possible/story-e6frfkp9-1225732704812|title = Earth-Venus smash-up possible|date = 11 јуни 2009|access-date = 22 јануари 2015|archive-date = 23 јануари 2015|archive-url = https://web.archive.org/web/20150123024437/http://www.news.com.au/national/earth-venus-smash-up-possible/story-e6frfkp9-1225732704812|url-status = dead}}</ref> Моделирањето на Сончевиот Систем е предмет на проблемот на повеќе тела.

== Поврзано ==
* [[Земјино вртење]]

==Белешки==
{{белешки|group=б|refs=
<ref name=apsis>афел = ''a'' × (1 + ''e''); перихел = ''a'' × (1&nbsp;– ''e''), каде ''a'' е големата полуоска, а ''e'' е занесеноста.</ref>

<ref name=arg_peri>Изворот ја дава [[должина на периапсидата|должина на перихелот]], која е збир од должината на искачувачкиот јазол и архументот на перихелот. Со одземање на јазолот на должината 174,873° од должината на перихелот (102,937°) добиваме −71,936°. Ако додадеме 360° добиваме 288,064°. Ова собирање не го менува аголот, туку го изразува во вообичаениот опсег на должини од 0 до 360°.</ref>
}}

== Наводи ==
{{наводи|refs=
<ref name=VSOP87>{{наведено списание
|title = Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=282
|issue=2
|pages=663–683
|date=февруари 1994
|last1=Simon |first1=J.L.
|last2=Bretagnon |first2=P.
|last3=Chapront |first3=J.
|last4=Chapront-Touzé |first4=M.
|last5=Francou |first5=G.
|last6=Laskar | first6=J.
|bibcode=1994A&A...282..663S
 }}</ref>

<ref name=Allen294>{{наведена книга | title=Allen's Astrophysical Quantities | author=Allen, Clabon Walter | author2=Cox, Arthur N. | publisher=Springer | date=2000 | isbn=0-387-98746-0 | url=https://books.google.com/books?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294 | page=294}}</ref>
}}

== Надворешни врски ==
{{рв|Orbit of Earth}}
* [https://nightsky.jpl.nasa.gov/docs/HowFast.pdf Брзината на Земјата низ просторот] — НАСА {{en}}

{{Орбити}}

[[Категорија:Земја|Орбита]]
[[Категорија:Динамика на Сончевиот Систем]]