Órbita de la Tierra
Trayectoria de la Tierra alrededor del Sol

La Tierra en puntos estacionales de su órbita (no a escala)
Órbita terrestre (amarilla) comparada con un círculo (gris)

La Tierra orbita alrededor del Sol a una distancia media de 149,60 millones de kilómetros (92,96 millones de millas), o 8,317 minutos luz , [1] en sentido antihorario visto desde arriba del hemisferio norte . Una órbita completa tarda 365,256  días (1 año sideral ), tiempo durante el cual la Tierra ha recorrido 940 millones de kilómetros (584 millones de millas). [2] Ignorando la influencia de otros cuerpos del Sistema Solar , la órbita de la Tierra , también llamada 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 progrado 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). [nb 1] La velocidad orbital de la Tierra es en promedio de 29,78 km/s (19 mi/s; 107.208 km/h; 66.616 mph), que es lo suficientemente rápida para cubrir el diámetro del planeta en 7 minutos y la distancia a la Luna en 4 horas. [3]

Desde un punto de observación situado por encima del polo norte del Sol o de la Tierra, la Tierra parecería girar en sentido antihorario alrededor del Sol. Desde el mismo punto de observación, tanto la Tierra como el Sol parecerían girar también en sentido antihorario sobre sus respectivos ejes.

Historia del estudio

Sistema solar heliocéntrico
Heliocentrismo (panel inferior) en comparación con el modelo geocéntrico (panel superior), no a escala

El heliocentrismo es el modelo científico que situó por primera vez 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, el De revolutionibus de Nicolás Copérnico presentó una discusión completa de un modelo heliocéntrico del universo [4] de forma 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 solo 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". [5]

Influencia en la Tierra

Debido a la inclinación axial de la Tierra (a menudo conocida como la oblicuidad de la eclíptica ), la inclinación de la trayectoria del Sol en el cielo (tal 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, ya que la radiación solar adicional llega a la superficie. Cuando el polo norte está inclinado lejos del Sol, ocurre lo contrario y el clima es generalmente más frío. Al norte del Círculo Polar Ártico y al sur del Círculo Antártico , se llega a un caso extremo en el que no hay luz del día en absoluto durante parte del año, y luz del día 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 axial de la Tierra) da como resultado las estaciones . [6]

Eventos en la órbita

Según la convención astronómica, las cuatro estaciones están determinadas por los solsticios (los dos puntos de la órbita terrestre en los que el eje de la Tierra está más inclinado, hacia el Sol o en dirección opuesta al Sol) y los equinoccios (los dos puntos de la órbita terrestre en los que el eje de la Tierra está inclinado y una línea imaginaria trazada desde la Tierra hasta el 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 es cerca del 21 de junio; El equinoccio de primavera es alrededor del 20 de marzo, y el equinoccio de otoño es alrededor del 23 de septiembre. [7] 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 inversas a las del hemisferio norte (por ejemplo, el solsticio de verano del norte es al mismo tiempo que el solsticio de invierno del sur).

En la actualidad, el perihelio de la Tierra se produce 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 puede parecer contradictorio para quienes residen en el hemisferio norte, donde hace más frío cuando la Tierra está más cerca del Sol y más cálido cuando está más lejos. El cambio de la distancia Tierra-Sol da como resultado un aumento de alrededor del 7% en la energía solar total que llega a la Tierra en el perihelio en relación con el afelio. [8] Dado que el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol aproximadamente al mismo tiempo que la Tierra alcanza el punto de aproximación más cercano al Sol, el hemisferio sur recibe ligeramente más energía del Sol que el norte a lo largo de un año. Sin embargo, este efecto es mucho menos significativo que el cambio de energía total debido a la inclinación axial, y la mayor parte del exceso de energía es absorbida por la mayor proporción de superficie cubierta por agua en el hemisferio sur. [9]

La esfera de Hill ( esfera de influencia gravitatoria ) de la Tierra tiene un radio de aproximadamente 1.500.000 kilómetros (0,01 UA ), o aproximadamente cuatro veces la distancia media a la Luna. [10] [nb 2] Esta es la distancia máxima a la que la influencia gravitatoria 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, pueden quedar liberados por la perturbación gravitatoria del Sol.

Características orbitales
épocaJ2000.0 [número 3]
afelio152,10 × 10 6  km (94,51 × 10 6  mi) 1,0167  AU [nb 4]^^
perihelio147,10 × 10 6  km (91,40 × 10 6  mi) 0,98329 AU [nb 4]^^
semieje mayor149,60 × 10 6  km (92,96 × 10 6  millas) 1.0000010178 AU [11]^^
excentricidad0,0167086 [11]
inclinación7,155° al ecuador del Sol 1,578690° [12] al plano invariable
longitud del nodo ascendente174,9° [11]
longitud del perihelio102,9° [11]
argumento de periapsis288,1° [11] [n.° 5]
período365.256 363 004  días [13]
velocidad orbital media29,78 km/s (18,50 mi/s) [3]
107.208 km/h (66.616 mph)
velocidad en el afelio29,29 km/s (18,20 mi/s) [3]
velocidad en el perihelio30,29 km/s (18,82 mi/s) [3]

El siguiente diagrama ilustra las posiciones y la relación entre las líneas de solsticios, equinoccios y ábsides de la órbita elíptica de la Tierra. Las seis imágenes de la Tierra son posiciones a lo largo de la elipse orbital, que son secuencialmente el perihelio (periapsis, el punto más cercano al Sol) en cualquier momento 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) en cualquier momento 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. [7]

Ilustración exagerada de la órbita elíptica de la Tierra alrededor del Sol, que marca que los puntos extremos orbitales ( apoapsis y periapsis ) no son los mismos que los cuatro puntos extremos estacionales ( equinoccio y solsticio ).
La orientación del movimiento de la Tierra, la Luna y el Sol.

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 varias "pruebas" sucesivas de estabilidad del Sistema Solar. [14] Según la mayoría de las predicciones, la órbita de la Tierra será relativamente estable durante largos períodos. [15]

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 en poco más de 100 millones de años. [16] El modelado del Sistema Solar es un tema cubierto por el problema de los n cuerpos .

Véase también

Notas

  1. ^ Nuestro planeta tarda unos 365 días en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Una órbita completa tiene 360°. Este hecho demuestra que cada día la Tierra recorre aproximadamente 1° en su órbita. Por lo tanto, el Sol parecerá moverse en el cielo en relación con las estrellas en esa misma distancia.
  2. ^ Para la Tierra, el radio de Hill es
    R yo = a ( metro 3 METRO ) 1 / 3 , {\displaystyle R_{H}=a\left({\frac {m}{3M}}\right)^{1/3},}
    donde m es la masa de la Tierra, a es una unidad astronómica y M es la masa del Sol. Por lo tanto, el radio en UA es de aproximadamente . [ cita requerida ] ( 1 3 ⋅ 332 946 ) 1 / 3 ≈ 0,01 {\displaystyle \left({\frac {1}{3\cdot 332\,946}}\right)^{1/3}\aproximadamente 0,01}
  3. ^ Todas las magnitudes astronómicas varían, tanto secularmente como periódicamente . Las magnitudes dadas son los valores en el instante J2000.0 de la variación secular, ignorando todas las variaciones periódicas.
  4. ^ ab afelio = a × (1 + e ); perihelio = a × (1 – e ), donde a es el semieje mayor y e es la excentricidad.
  5. ^ La referencia indica la longitud del perihelio , que es la suma de la longitud del nodo ascendente y el argumento del perihelio. Si se resta de eso (102,937°), la longitud del nodo de 174,873° da −71,936°. Si se suman 360°, se obtiene 288,064°. Esa suma no cambia el ángulo, sino que lo expresa en el rango habitual de 0 a 360° para las longitudes.

Referencias

  1. ^ "Sol: datos y cifras". Exploración del sistema solar . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio . Archivado desde el original el 3 de julio de 2015 . Consultado el 29 de julio de 2015 .
  2. ^ Jean Meeus , Algoritmos astronómicos, 2.ª ed., ISBN 0-943396-61-1 (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. Véase Elipse#Circunferencia . La fórmula de Ramanujan es bastante precisa. [ cita necesaria ] 
  3. ^ abcd Williams, David R. (1 de septiembre de 2004). «Hoja informativa sobre la Tierra». NASA . Consultado el 17 de marzo de 2007 .
  4. ^ De Revolutionibus Orbium Coelestium . Johannes Petreius. 1543.
  5. ^ Jerry Brotton , Una historia del mundo en doce mapas , Londres: Allen Lane, 2012, ISBN 9781846140990 pág. 262. 
  6. ^ "¿Qué causa las estaciones? (NASA)" . Consultado el 22 de enero de 2015 .
  7. ^ ab "Fecha y hora de los solsticios y equinoccios". 28 de agosto de 2013. Consultado el 22 de enero de 2015 .
  8. ^ "La energía solar llega a la superficie terrestre". ITACA. Archivado desde el original el 30 de enero de 2022. Consultado el 30 de enero de 2022 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: estado de URL original desconocido ( enlace )
  9. ^ Williams, Jack (20 de diciembre de 2005). «La inclinación de la Tierra crea las estaciones». USAToday . Consultado el 17 de marzo de 2007 .
  10. ^ Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palé, E. (2006). «La Tierra como objeto de interés astrofísico en la búsqueda de planetas extrasolares» (PDF) . Instituto de Astrofísica de Canarias . Consultado el 21 de marzo de 2007 .
  11. ^ abcde Simon, JL; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (febrero de 1994). "Expresiones numéricas para fórmulas de precesión y elementos medios para la Luna y los planetas". Astronomía y astrofísica . 282 (2): 663–683. Código Bibliográfico :1994A&A...282..663S.
  12. ^ Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). Magnitudes astrofísicas de Allen. Springer. pág. 294. ISBN 0-387-98746-0.
  13. ^ La figura aparece en múltiples referencias y se deriva de los elementos VSOP87 de la sección 5.8.3, p. 675 de los siguientes: Simon, JL; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (febrero de 1994). "Expresiones numéricas para fórmulas de precesión y elementos medios para la Luna y los planetas". Astronomía y Astrofísica . 282 (2): 663–683. Código Bibliográfico :1994A&A...282..663S.
  14. ^ Laskar, J. (2001). "Sistema solar: estabilidad". En Murdin, Paul (ed.). Enciclopedia de astronomía y astrofísica . Bristol: Institute of Physics Publishing . Artículo 2198.
  15. ^ Gribbin, John (2004). La profunda simplicidad: poner orden en el caos y la complejidad (1.ª edición estadounidense). Nueva York: Random House . ISBN 978-1-4000-6256-0.
  16. ^ "Posible colisión Tierra-Venus". 11 de junio de 2009. Archivado desde el original el 23 de enero de 2015 . Consultado el 22 de enero de 2015 .
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  • Tierra – Velocidad a través del espacio – alrededor de 1 millón de millas por hora – NASA y ( discusión de WP )
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