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地球は 平均1億4960万km（9296万マイル）、すなわち8317光分の距離を太陽の周りを公転しており[1]、北半球の上空から見て反時計回りに周回している。1周には365.256 日（1恒星年）かかり、その間に地球は9億4000万km（5億8400万マイル）を移動している。[2]他の太陽系の天体の影響を無視すると、地球の軌道（地球公転とも呼ばれる）は、地球・太陽重心を1つの焦点とする楕円であり、現在の離心率は0.0167である。この値はゼロに近いため、軌道の中心は（軌道の大きさに対して）太陽の中心に比較的近い。
地球から見ると、惑星の順行軌道運動により、太陽は他の恒星に対して、 1太陽日あたり約1° （または12時間ごとに太陽または月の直径）の割合で東へ動いているように見えます。 [注 1]地球の軌道速度は平均29.78 km/s（19 mi/s、107,208 km/h、66,616 mph）で、これは惑星の直径を7分でカバーし、月までの距離を4時間でカバーするのに十分な速さです。[3]太陽軌道上の地球が特定の瞬間に向いている点は、「地球の道の頂点」として知られています。[4] [5]
太陽または地球の北極より上方から見ると、地球は太陽の周りを反時計回りに回転しているように見えます。同じ視点から見ると、地球と太陽はどちらも反時計回りに回転しているように見えます。
研究の歴史
地動説は、太陽を太陽系の中心に置き、地球を含む惑星をその軌道上に置いた科学的モデルである。歴史的に、地動説は地球を中心とする地動説と対立している。サモスのアリスタルコスは、紀元前3世紀にすでに地動説を提唱していた。16世紀には、ニコラウス・コペルニクスの『天体回転論』が、2世紀にプトレマイオスが地動説を提唱したのとほぼ同じ方法で、地動説に基づく宇宙モデルを全面的に論じた[6]。この「地動説の転回」は、惑星の逆行運動の問題を、そのような運動は知覚され、見かけ上のみであると主張して解決した。歴史家ジェリー・ブロットンによると、「コペルニクスの画期的な本は... 1世紀以上前に[印刷されていた]が、オランダの地図製作者ジョアン・ブラウが、革命的な地動説を世界地図に取り入れた最初の地図製作者だった」[7] 。
地球への影響
地球の軸の傾き（黄道傾斜角とも呼ばれる）により、（地球表面の観測者から見た）太陽の軌道の傾きは年間を通じて変化する。北緯の観測者にとって、北極が太陽に向かって傾いていると、日が長くなり、太陽は空の高い位置に見える。その結果、地表に届く太陽放射が増えるため、平均気温が暖かくなる。北極が太陽から離れて傾いていると、その逆になり、天候は一般的に涼しくなる。北極圏の北と南極圏の南では、極端な場合、一年のうちの一部の期間に日光がまったくなく、その反対の時期にはずっと日光が当たる。これはそれぞれ極夜と白夜と呼ばれる。この天候の変化（地球の軸の傾きの方向による）により、季節が生まれる。[8]
軌道上の出来事
天文学の慣習により、四季は至点(地球の軌道上で、地球の軸が太陽に向かって、または太陽から離れて最大に傾く 2 点) と春分点(地球の軌道上で、地球の傾いた軸と地球から太陽に向かって引いた仮想線が互いに正確に垂直になる 2 点) によって決定されます。至点と春分点は、1 年をほぼ均等に 4 つの部分に分けます。北半球では、冬至は12 月 21 日頃、夏至は 6 月 21 日頃です。春分は3月20日頃、秋分は9月23日頃です。[9]南半球での地球の軸の傾きの影響は北半球とは逆であり、そのため南半球の至点と春分点の季節は北半球のものと逆になります（例えば、北半球の夏至は南半球の冬至と同じ時期です）。
現代では、地球の近日点は1 月 3 日頃、遠日点は 7 月 4 日頃です。言い換えれば、地球は 1 月には太陽に近づき、7 月には遠ざかります。これは、地球が太陽に最も近いときには寒く、最も遠いときには暖かい北半球に住む人々にとっては直感に反するように思えるかもしれません。地球と太陽の距離が変化すると、遠日点に比べて近日点に地球に到達する太陽エネルギーの総量が約 7% 増加します。[10]南半球は、地球が太陽に最も近づくのとほぼ同時に太陽に向かって傾くため、南半球は年間を通じて北半球よりも太陽からわずかに多くのエネルギーを受け取ります。ただし、この影響は軸の傾きによる総エネルギーの変化よりもはるかに小さく、余分なエネルギーのほとんどは、南半球の水で覆われた表面の割合が高いために吸収されます。[11]
地球のヒル球（重力の影響圏）の半径は約150万キロメートル（0.01 AU）で、月までの平均距離の約4倍です。[12] [注2]これは、地球の重力の影響が、より遠い太陽や惑星よりも強くなる最大距離です。地球を周回する物体はこの半径内になければなりません。そうでないと、太陽の重力摂動によって束縛されなくなる可能性があります。
次の図は、地球の楕円軌道における至点、分点、遠点の位置と関係を示しています。6つの地球画像は、軌道楕円に沿った位置で、順に、1 月 2 日から 1 月 5 日までの近日点 (太陽に最も近い点)、3 月 19 日、20 日、または 21 日の 3 月の春分点、6 月 20 日、21 日、または 22 日の 6 月の夏至点、7 月 3 日から 7 月 5 日までの遠日点 (太陽から最も遠い点)、9 月 22 日、23 日、または 24 日の 9 月の春分点、12 月 21 日、22 日、または 23 日の 12 月の夏至点です。[9]
未来
数学者や天文学者（ラプラス、ラグランジュ、ガウス、ポアンカレ、コルモゴロフ、ウラジミール・アーノルド、ユルゲン・モーザーなど）は惑星運動の安定性の証拠を模索し、この探求は多くの数学的発展と太陽系の安定性のいくつかの連続した「証明」につながった。[16]ほとんどの予測によると、地球の軌道は長期間にわたって比較的安定しているだろう。[17]
1989年、ジャック・ラスカールの研究は、地球の軌道（およびすべての内惑星の軌道）が混沌とすること、そして今日の地球の初期位置を測定する際にわずか15メートルの誤差が生じると、1億年後に地球が軌道のどこに位置するかを予測することが不可能になることを示しました。[18]太陽系のモデル化はn体問題で扱われる主題です。
参照
注記
- ^ 地球は太陽の周りを一周するのに約 365 日かかります。一周すると 360° になります。この事実は、地球が毎日軌道上で約 1° 移動していることを示しています。したがって、太陽は星に対して同じ量だけ空を移動しているように見えます。
- ^ 地球の場合、ヒル半径は
- ^ すべての天文学的量は、永年的および周期的に変化します。与えられた量は、すべての周期的変化を無視した永年変化の瞬間J2000.0における値です。
- ^ ab 遠日点 = a × (1 + e )、近日点 = a × (1 – e )、ここでaは半長径、e は離心率です。
- ^ 参考文献には近日点の経度が記載されており、これは昇交点の経度と近日点引数の合計です。その値 (102.937°) から交点の経度 174.873° を引くと、-71.936° になります。360° を加えると 288.064° になります。この加算によって角度は変わりませんが、経度の通常の 0～360° の範囲で表されます。
参考文献
- ^ 「太陽：事実と数字」。太陽系探査。アメリカ航空宇宙局。2015年7月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年7月29日閲覧。
- ^ Jean Meeus、Astronomical Algorithms 2nd ed、ISBN 0-943396-61-1 (Richmond, VA: Willmann-Bell、1998) 238. Ellipse#Circumference を参照。ラマヌジャンの公式は十分に正確です。[要出典]
- ^ abcd Williams, David R. (2004年9月1日). 「地球ファクトシート」. NASA . 2007年3月17日閲覧。
- ^ 「1893PA......1..373S ページ 373」。articles.adsabs.harvard.edu。
- ^ 「Apex」. Tidjma.tn .
- ^ De Revolutionibus Orbium coelestium。ヨハネス・ペトレイウス。 1543年。
- ^ ジェリー・ブロットン、『12の地図で見る世界の歴史』ロンドン：アレンレーン、2012年、ISBN 9781846140990、p. 262。
- ^ 「季節の原因は何か？（NASA）」。2015年1月22日閲覧。
- ^ ab 「夏至と冬至・春分点の日付と時刻」 2013年8月28日。 2015年1月22日閲覧。
- ^ “Solar Energy Reaching The Earth's Surface”. ITACA. 2022年1月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年1月30日閲覧。
{{cite web}}: CS1 maint: bot: 元の URL ステータス不明 (リンク) - ^ ウィリアムズ、ジャック (2005 年 12 月 20 日)。「地球の傾きが季節を生み出す」。USAToday。2007年3 月 17 日閲覧。
- ^ バスケス、M.;モンタニェス・ロドリゲス、P. Palle、E. (2006)。 「太陽系外惑星の探索における天体物理学的関心の対象としての地球」(PDF)。カナリアス天文学研究所。2007 年3 月 21 日に取得。
- ^ abcde Simon, JL; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (1994年2月). 「月と惑星の歳差運動の公式と平均要素の数値表現」.天文学と天体物理学. 282 (2): 663–683. Bibcode :1994A&A...282..663S.
- ^ アレン、クラボン・ウォルター; コックス、アーサー・N. (2000)。アレンの天体物理学的量。シュプリンガー。p. 294。ISBN 0-387-98746-0。
- ^ この図は複数の参考文献に登場しており、以下の文献のセクション 5.8.3、p. 675 の VSOP87 要素から派生したものです: Simon, JL; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M .; Francou, G.; Laskar, J. (1994年2 月)。「月と惑星の歳差運動の公式と平均要素の数値表現」。天文学と天体物理学。282 (2): 663–683。Bibcode :1994A&A...282..663S。
- ^ Laskar, J. (2001). 「太陽系: 安定性」。Murdin, Paul (編) 著。天文学と天体物理学百科事典。ブリストル:物理学研究所出版。記事 2198。
- ^ グリビン、ジョン（2004）。『Deep simply：混沌と複雑さに秩序をもたらす』（米国初版）。ニューヨーク：ランダムハウス。ISBN 978-1-4000-6256-0。
- ^ “地球と金星の衝突はあり得る”. 2009年6月11日. 2015年1月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年1月22日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、地球の軌道に関連するメディアがあります。
- 地球 – 宇宙での速度 – 時速約 100 万マイル – NASA & ( WP ディスカッション)
