Inicio > Ciencia y Tecnologia, Espacio > Orbita terrestre

Orbita terrestre


El dia de equinoccio de primavera, para el hemisferio norte, desde el punto de cruce del plano ecuatorial con el plano de la orbita hace que el sol se proyecte al espacio en una posicion correspondiente a una constelacion especifica. Como el eje inclinado de la tierra precesa, la posicion equinoccial cambia a lo largo de la orbita, a su vez que la proyeccion del sol en las constelaciones, esto es la precesion de los equinoccios.

 El calor del sol que recibe un planeta.depende de 
1.-la excentricidad de su órbita :define cuánto se aparta la órbita de un circulo.  2.-la inclinación de su eje: las estaciones vienen determinadas exclusivamente por la inclinación de su eje de rotación (inclinado unos 23,5 grados con respecto a la perpendicular del plano de la órbita que describe alrededor del Sol (plano de la eclíptica))
de diciembre a marzo), el hemisferio Sur está inclinado hacia el Sol y allí será verano, mientras en el Norte será invierno.

A principios de la era cristiana el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de aries. Actualmente, 2.000 años después, ha girado un ángulo de 50,2511 × 2000 = 27,92° y se proyecta en Picis.

image

La precesión avanza a un ritmo de 1 grado orbital cada 72 años, y como 1 grado se compone de 3.600 segundos de arco, lo hace a 1 segundo de arco de órbita cada 7,3 días, cada año la precesión se desplaza 36.300 km, cada día prácticamente 100 km, y a cada segundo 1,1574 metros.

La nutación de la Tierra fue descubierto en 1728 por el astrónomo inglésJames Bradley, y dado a conocer en el año 1748. Luego 20 años más tarde se supo que la causa de este movimiento extra del eje de la Tierra era la atracción gravitatoria ejercida por la Luna. La nutación hace que cada 18,6 años el eje de rotación de la Tierra oscile hasta unos nueve segundos de arco a cada lado del valor medio de la oblicuidad de la eclíptica y hasta unos 17 segundos a cada lado del valor medio de desplazamiento del punto Aries sobre la eclíptica debido a la precesión de los equinoccios.

image

La órbita de la Tierra, varía de ser casi circular (excentricidad, baja de 0,005) a ser ligeramente elíptica (excentricidad alta de 0,058) y tiene una excentricidad media de 0,028. El componente mayor de estas variaciones ocurre en un período de 413.000 años. También hay ciclos de entre 95.000 y 136.000 años, siendo el ciclo más conocido de unos 100.000 años.

La excentricidad actual es 0,017 y por tanto la diferencia entre el mayor acercamiento al Sol (perihelio) y la mayor distancia (afelio) es sólo 3,4%. Esta diferencia supone un aumento del 6,8% en la radiación solar entrante. El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, mientras el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita es muy elíptica, la cantidad de radiación solar al perihelio sería aproximadamente 23% mayor que en el afelio.
En el perihelio la tierra  la Tierra y el Sol distan 147,1 millones de kilómetros, unos 5 millones menos que en el afelio,  y se desplaza a 30,75 Km/s (110.700 km/h) lo que es 2 Km/s  (7.164 km/h) más rápido que en el afelio.

En el afelio la tierra se desplaza a 30,77 km/s , y dista unos 152.101.400km aproximadamente.
Como media, la Tierra se mueve a 107.280 kilómetros por hora.

la”cercanía” del perihelio al Sol presenta su máximo diámetro aparente visto desde la Tierra mientras la Tierra alcanzará la máxima velocidad en su órbita.

El primero en darse cuenta de este fenómeno fue el matemático y astrónomo alemán Johannes Kepler. Gracias a las notas de uno de sus maestros, el astrónomo danés Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de que la órbita que describe la Tierra alrededor del sol no es circular, sino ligeramente elíptica, llevandolo a definir la primera ley de Kepler: “Los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol, que ocupa uno de los focos de la elipse”. Observado que la velocidad de la tierra al recorrer su órbita varia. Describio la segunda ley de Kepler: “Cada planeta se mueve de tal manera que la recta imaginaria que le une al centro del Sol (denominada radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales”. Un planeta, cuando está más cerca del sol, debe recorrer una distancia mayor y su velocidad aumenta. 
Durante todo el invierno en el hemisferio norte (verano en el sur), cuando la Tierra y el Sol están más próximos, la velocidad a la que viaja nuestro planeta es mayor. Y el máximo se produce durante el perihelio.
La precesion equinoccial situa a solo unos 15 dias de diferencia la posicion orbital del afelio con la del solticio de invierno del hemisferio norte

Aunque Kepler enunció las leyes de los movimientos de los planetas, desconocía qué fuerza los obligaba a cumplirlas. Newton, basándose en las observaciones de Tycho Brahe, Galileo y Kepler, dio con la causala gravedad. Y es su segunda ley la que explica por qué la tierra va a hora más rápido: “La fuerza de atracción entre dos cuerpos de masas separados una distancia r es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia“. Es decir, cuanto menor sea la distancia al Sol, mayor será la fuerza de gravedad y por tanto la velocidad a la que se desplaza un planeta.

  1. Aún no hay comentarios.
  1. No trackbacks yet.

Responder

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Cerrar sesión / Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Cerrar sesión / Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Cerrar sesión / Cambiar )

Google+ photo

Estás comentando usando tu cuenta de Google+. Cerrar sesión / Cambiar )

Conectando a %s

A %d blogueros les gusta esto: