Orbita Della Terra: Movimento della Terra intorno al Sole

La distanza media tra la Terra e il Sole prende il nome di unità astronomica che corrisponde a 149597870 km. Un'orbita completa è compiuta in circa 365,256 giorni (anno siderale), durante i quali la Terra percorre circa 946080000 km. L'orbita della Terra ha un'eccentricità moderata, pari a circa 0,0167. Il moto orbitale della Terra determina un movimento apparente del Sole verso est rispetto alle altre stelle (visto dalla Terra), a una velocità di circa 1° al giorno (il che corrisponde a coprire il diametro apparente del Sole o della Luna ogni 12 ore). La velocità orbitale media della Terra è di circa 30 km/s (108000 km/h), velocità sufficiente a coprire il diametro del nostro pianeta in sette minuti e la distanza dalla Luna in quattro ore.

Osservata da un punto di vista al di sopra del polo nord (o da quello del Sole), la Terra appare ruotare in senso antiorario attorno al Sole. Dallo stesso punto di vista, sia la Terra sia il Sole appaiono ruotare in senso antiorario attorno ai rispettivi assi.

  Lo stesso argomento in dettaglio: Sistema eliocentrico.

 

 

L'eliocentrismo è il modello scientifico che per primo ha posto il Sole al centro del Sistema solare, e messo i pianeti, compresa la Terra, nella sua orbita. Storicamente, l'eliocentrismo è opposto al Sistema geocentrico, che metteva la Terra al centro. Aristarco di Samo aveva già proposto un modello eliocentrico nel III secolo a.C. Nel XVI secolo, il libro De revolutionibus orbium coelestium di Niccolò Copernico, pubblicato nel 1543, l'anno della morte dell'autore, presentò una discussione completa del modello eliocentrico dell'universo, in un modo simile a come Tolomeo aveva presentato il suo modello geocentrico nel II secolo. La rivoluzione copernicana aveva risolto il problema del moto retrogrado dei pianeti, sostenendo che tale moto non era un moto reale, ma era solo una questione di percezione. Sebbene l'innovativo libro di Copernico fosse stato pubblicato più di un secolo prima, l'olandese Joan Blaeu fu il primo cartografo a introdurre la sua rivoluzionaria teoria eliocentrica in una mappa del mondo.

  Lo stesso argomento in dettaglio: Stagione.

A causa dell'inclinazione assiale della Terra rispetto al piano orbitale, la traiettoria del Sole nel cielo osservata dalla superficie terrestre varia nel corso dell'anno. Per un osservatore a una latitudine nord, quando il polo nord è inclinato verso il Sole, il giorno dura più a lungo e il Sole descrive nel cielo una traiettoria più alta. Ciò si traduce in temperature medie più alte, in quanto una più intensa radiazione solare raggiunge la superficie terrestre. Quando il polo nord è inclinato dalla parte opposta del Sole, è vero il contrario e le temperature sono generalmente più basse. A nord del circolo polare, per una parte dell'anno si verifica il caso estremo in cui il Sole non sorge: il fenomeno prende il nome di notte polare. Queste variazioni di temperatura, causate dalla direzione verso cui è rivolto l'asse terrestre, determinano le stagioni.

Per convenzione astronomica, le quattro stagioni sono determinate dai solstizi, i due punti dell'orbita terrestre dove l'asse terrestre ha l'inclinazione massima, o verso il Sole o dalla parte opposta del Sole, e dagli equinozi, i due punti dell'orbita terrestre dove l'asse terrestre inclinato è perpendicolare alla linea immaginaria che congiunge i centri della Terra e del Sole. I solstizi e gli equinozi dividono l'anno in quattro parti più o meno di uguale durata. Nell'emisfero settentrionale, il solstizio d'inverno si verifica intorno al 21 dicembre, il solstizio d'estate intorno al 21 giugno, l'equinozio di primavera intorno al 20 marzo, l'equinozio d'autunno intorno al 23 settembre. L'effetto dell'inclinazione dell'asse terrestre nel sud del mondo è l'opposto di quello nell'emisfero settentrionale, quindi le stagioni nel sud del mondo sono il contrario di quelle nel nord del mondo (es. il solstizio d'estate boreale è allo stesso tempo il solstizio d'inverno australe).

Nei tempi moderni, la Terra si trova al perielio (minima distanza dal Sole) intorno al 3 gennaio, e all'afelio (massima distanza dal Sole) intorno al 4 luglio; per altre epoche, occorre considerare la precessione degli equinozi e i cicli di Milanković.
La variabilità della distanza Terra-Sole, dovuta all'eccentricità dell'orbita, determina un aumento di circa il 6,9% di energia solare totale che raggiunge la Terra al perielio rispetto all'afelio. Poiché l'emisfero sud è inclinato verso il Sole all'incirca nello stesso periodo in cui la Terra raggiunge il massimo avvicinamento al Sole, esso riceve un po' più di energia dal Sole di quanta ne riceva l'emisfero nord. Questo surplus energetico viene tuttavia assorbito in buona parte dalla maggiore presenza di oceani nell'emisfero australe.

La sfera di Hill (sfera di influenza gravitazionale) della Terra ha un raggio di circa 1 500 000 chilometri (0,01 AU), pari a circa 4 volte la distanza media dalla Luna. Questa è la distanza massima alla quale l'influenza gravitazionale della Terra è più intensa di quella del Sole e dei pianeti. Gli oggetti in orbita attorno alla Terra devono trovarsi all'interno di questo raggio, al di là del quale verrebbero perturbati dalla gravità solare.

Lo schema seguente mostra la relazione tra la linea dei solstizi, la linea degli equinozi e la linea degli apsidi dell'orbita terrestre. Sono evidenziati i seguenti eventi: il perielio (il punto più vicino al Sole), dal 2 al 5 gennaio, l'afelio (il punto più lontano dal Sole), dal 3 al 5 luglio, i solstizi, il 20 o 21 giugno e il 21 o 22 dicembre, gli equinozi, dal 19 al 21 marzo e il 22 o 23 settembre.

 

A causa dell'inclinazione dell'asse della Terra nella sua orbita, l'intensità massima dei raggi solari colpisce la Terra 23,4 gradi a nord dell'equatore al solstizio di giugno (al Tropico del Cancro), e 23,4 gradi a sud dell'equatore al solstizio di dicembre (al Tropico del Capricorno). La distanza tra la Terra e il Sole nell'inverno per l'emisfero boreale è minima, tuttavia l'asse di rotazione terrestre è inclinato, quindi i raggi solari arrivano più inclinati rispetto alla normale alla superficie terrestre nell'emisfero boreale, il che comporta un flusso di energia incidente minimo; allo stesso modo, nell'estate dell'emisfero boreale, nonostante la distanza Terra-Sole sia massima, i raggi risultano meno inclinati rispetto alla normale, perciò il flusso di energia è massimo.

  Lo stesso argomento in dettaglio: Stabilità del sistema solare.

Matematici e astronomi (come Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold, e Jürgen Moser) hanno cercato le prove della stabilità dei moti planetari del Sistema solare. Secondo la maggior parte delle previsioni, l'orbita della Terra sarà relativamente stabile per lunghi periodi.

Nel 1989, un lavoro di Jacques Laskar indicava che l'orbita terrestre (così come le orbite di tutti i pianeti interni) potrebbe diventare caotica e che un errore di 15 metri nella misurazione dell'attuale posizione della Terra renderebbe impossibile prevedere la sua posizione nell'orbita nel giro di 100 milioni di anni.
La variabilità delle orbite planetarie, dovuta alle interazioni gravitazionali tra i corpi del Sistema solare nel lungo periodo, viene studiata nell'ambito del problema degli n-corpi.

Annotazioni

Fonti

• Orbita eliocentrica
• Unità astronomica
• Inclinazione assiale
• Orbita geocentrica
• Satellite artificiale
• Stazione spaziale

•   Wiki Commons contiene immagini o altri file su orbita della Terra

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