Astronomie

Co by musel být peri a aphelion Země, aby měl díky své oběžné dráze stejná roční období?

Co by musel být peri a aphelion Země, aby měl díky své oběžné dráze stejná roční období?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Představte si, že Země neměla axiální náklon, ale měla roční období díky velmi eliptické oběžné dráze. Jak eliptická by musela být oběžná dráha Země, aby měla přibližně stejná roční období jako nyní (jen s tím rozdílem, že by byly v obou hemisférách stejné)? Merkur má velmi eliptickou dráhu. Pokud bychom změnili oběžnou dráhu Merkuru na poloviční hlavní osu v 1 au, měli bychom stejná roční období? Povrchová teplota rtuti v létě je ~ 430 ° C a v zimě ~ 280 ° C (hodnoty pro den). Myslím, že by se to proměnilo v příliš vysoký rozdíl, kdyby oběžná dráha Země byla stejně eliptická jako Merkurova; pro stejná období jako nyní by to muselo být o něco méně eliptické.

Jak daleko by musela být Země od Slunce v jeho perihéliu, aby měla kolem 30 ° C ve středních zeměpisných šířkách a v jeho aphelionu, aby měla asi 0 ° C?


TL; DR: asi pětinásobek současné výstřednosti pro odchylku o 5 stupňů od průměru ... ale ďábel je v detailech nebeské mechaniky a klimatického modelu.

To by docela nefungovalo, protože délka sezón by byla nerovnoměrná. V současné době severní a jižní polokoule Země získává téměř přesně tolik nebo málo slunečního světla jako druhá. Ale na excentrické Zemi by horké „letní“ období bylo krátké, zatímco chladné „zimní“ období by bylo dlouhé, protože planety tráví více času ve vnější části eliptické dráhy.

Existuje ještě další komplikace: absorbované sluneční světlo v průběhu času ohřívá vzduch, vodu a půdu a způsobuje zpoždění: nejteplejší část léta a nejchladnější část zimy přichází po době nejvyššího přílivu slunce.

K modelačním problémům je třeba dodat, že skutečná teplota planety je silně ovlivněna skleníkovým efektem: zatímco CO2 nebude dělat nic zvláštního, protože celá planeta ochlazuje vodní páru (silný skleníkový plyn) bude klesat, jak déšť a sníh a albedo (kolik světla se odráží od mraků a ledu) se zvýší.

To znamená, že zde je zjednodušující model ignorující setrvačnost atmosféry: Vzdálenost od hvězdy se mění jako $$ r ( theta) = frac {a (1-e ^ 2)} {1 + e cos theta} $$ kde $ a $ je poloviční osa, $ e $ výstřednost a $ theta $ „skutečná anomálie“ (roční vítěz nejhoršího názvu parametru od roku 1609). Chcete-li jej převést na a z času, musíte vyřešit Keplerovu rovnici numericky.

Teplota v atmosférickém modelu s nulovým rozměrem je $$ T = left ( frac {I_0 (1-a)} {4 sigma epsilon} right) ^ {1/4} $$ kde $ I_0 $ je sluneční konstanta na vrcholu atmosféry, $ a = 0,3 $ albedo, $ epsilon = 0,78 $ efektivní emisivita v IR. Pokud to necháme $ I_0 ( theta) = I_0 / r ( theta) ^ 2 $ (měření oběžných drah v AU) dostaneme škálování teplotní závislosti jako $ T ( theta) = T_0 / sqrt {r ( theta)} $.

Takže v perihéliu je teplota $$ T (0) = T_0 sqrt { frac {1 + e} {1-e ^ 2}} $$ a teplota aphelionu $$ T ( pi) = T_0 sqrt { frac {1-e} {1-e ^ 2}}. $$ Takže dané požadované $ T_ {vysoká} $ a $ T_ {low} $ jeden může nyní vyřešit $ e $ dostat $$ e = frac {(T_ {high} / T_ {low}) ^ 2-1} {(T_ {high} / T_ {low}) ^ 2}. $$

Pokud chceme rozdíl 5 stupňů od průměru $ T_0 = 288 $ K to znamená $ e přibližně 0,067 $, asi 5násobek současné výstřednosti. To je pravděpodobně dost malé na to, aby problémy s časovou asymetrií byly dostatečně malé na to, aby je bylo možné ignorovat (na excentrických drahách záleží více).


Měsíc poblíž Perigeu, Země poblíž Aphelionu a Měsíc poblíž Apogee, Země poblíž Perihelionu

Jednou z nejpozoruhodnějších nebeských náhod viditelných ze Země je, že Měsíc a Slunce mají téměř stejnou zdánlivou velikost. V závislosti na poloze na oběžné dráze se Měsíc může zdát větší nebo menší než Slunce, což má za následek zatmění Slunce na Zemi, které se vyskytuje ve dvou variantách: celkový, když je Měsíc dostatečně blízko, aby vypadal větší než Slunce a úplně jej zakryl, a prstencový, kde vzdálenější Měsíc nedokáže úplně zakrýt sluneční fotosféru, což má za následek & oheň ohně & rdquo.

Tato náhoda velikosti je zarážející, zejména proto, že tomu tak nebylo vždy, ani tomu tak nebude navždy. Před miliardami let byl Měsíc mnohem blíže Zemi a úplná zatmění byla mnohem častější, přesto méně okázalá, protože sluneční korona a protuberance by nebyly viditelné všude kolem Slunce. Přílivem řízená recese Měsíce ze Země nakonec ukončí úplná zatmění slunce viditelná ze Země a všechna následující zatmění budou prstencová. Někteří skutečně tvrdili, že úzce srovnatelné zjevné velikosti Slunce a Měsíce nějakým způsobem přispěly k vývoji lidské inteligence a poskytly & ldquoanthropic & rdquo vysvětlení, proč jsme náhodou pozorovali takový zázrak na epochu v geologickém čase, když k tomu dojde nastat.

událost Datum a čas (UTC)
Lunární perigeum 2004 1. července 23:01
Úplněk 2004 2. července 11:09
Země Aphelion 2004 5. července 10:54

V prvním červencovém týdnu roku 2004 došlo během dnů po sobě ke třem zcela nesouvisejícím nebeským jevům: úplňku, průchodu Měsíce skrz perigeum (okamžik, kdy se nejvíce blíží Zemi), a průchod Země skrz afélium& mdashits největší roční vzdálenost od Slunce. Úplněk tedy nastal necelých 12 hodin po měsíčním perigeu a jen o tři dny později Země dorazila k aféliu. Shoda těchto událostí umožňovala fotografovat peruánský úplněk a Slunce poblíž aphelionu, všechny pomocí stejné kamery a optiky, aby se za těchto okolností ilustroval rozdíl ve zjevné velikosti Slunce a Měsíce.

Taková blízká náhoda v době úplňku, měsíčního perigeu a aphelionu je relativně vzácná událost. Zkontroloval jsem všechny roky mezi 2000 a 2100, zda jsou splněny měsíce do 24 hodin od výskytu perigeu v prvních deseti červencových dnech (aphelion vždy spadá na 3. až 6. července). Podle této definice se perigeanské měsíce v blízkosti aphelionu vyskytují 5krát v tomto století, v letech 2004, 2031, 2058, 2066 a 2093. Tyto události můžete vyhledat v jiných časových obdobích pomocí naší kalkulačky lunárního perigeu a apogee. Daleko vzácnější čtyřsměrná shoda nového Měsíce, perigeu, afélií a přechodu Měsíce na uzel jeho oběžné dráhy produkuje zatmění Slunce s nejdelší dobou totality, jako například mimořádné zatmění 11. července 1991, jehož 6 minut 53 druhá totalita nebude překročena až do zatmění 13. června 2132, o dvě sekundy více totality. Úžasně tam byly tři zatmění slunce ve 20. století s ještě delší totalitou: zatmění v letech 1937, 1955 a 1973 & mdashall pohodlně během jediného lidského života & mdasheach překročeny sedm minut. Abychom to uvedli do souvislostí, poslední zatmení totality před sedmi minutami před rokem 1937 bylo v roce 1098 (1. července) a další se uskuteční až 25. června 2150, zahajovací akt Velké show 16. července 2186, kdy dojde k zatmění se 7 minutami a 29 sekundami totality! Toto je zatmění Slunce s nejdelší totalitou v celém 8000letém intervalu od 3000 PŘED NAŠÍM LETOPOČTEM. na INZERÁT. 5000. Já, hned se přihlašuji na expedici & mdashthis je určitě vyprodán!

Níže uvedené tabulky uvádějí datum a čas pořízení snímků Slunce a Měsíce a vzdálenost a úhlový rozsah každého těla v té době.

Sun Photo Podrobnosti
Datum a čas 2004 3. července 12:01 UTC
Juliánské rande 2453190.001
Vzdálenost 152 098 800 kilometrů
1,01672 astronomických jednotek
Úhel ustoupil 0,5244 stupňů
Detaily fotografie měsíce
Datum a čas 2004 2. července 22:02 UTC
Juliánské rande 2453189.418
Vzdálenost 364 567 kilometrů
57,2 Poloměry Země
Úhel ustoupil 0,5463 stupňů
Věk měsíce 15 dní, 7 hodin, 20 minut
Fáze 99% osvětleno

Přestože fotografie Slunce byla pořízena dva dny před aféliem, vzhled Slunce na snímku v tomto měřítku je nerozeznatelný od jednoho snímku právě v okamžiku afélium Zemi trvá celý rok, než projde svou oběžnou dráhu, která má výstřednost pouze 1,67%, takže pár dní moc nezmění. Slunce bylo v době této fotografie poměrně nevýrazné a míříme k žlabu v cyklu sluneční aktivity, takže zde nebyly žádné okázalé sluneční skvrny pouhým okem, jen skromná aktivní oblast 0639 poblíž středu disku.

Obě fotografie byly pořízeny digitální jednookou zrcadlovkou Nikon D70 a 500mm objektivem Reflex-Nikkor s pevnou clonou f / 8 katadioptrický & ldquomirror objektiv & rdquo. Vzhledem k tomu, že obrazový snímač v tomto fotoaparátu má 2/3 velikosti rámečku filmu 35 mm, je měřítko obrazu v rámečku ekvivalentní měřítku 750 mm objektivu na filmovém fotoaparátu. Snímek Slunce byl pořízen pomocí skleněného solárního filtru potaženého skleněnou clonou Orion, který je namontován na přední straně objektivu Nikon. Oba snímky byly pořizovány v plně manuálním režimu s různými rychlostmi závěrky. Zde jsem vybral nejlépe exponované snímky. Pro všechny expozice byla použita samospoušť fotoaparátu, aby se minimalizovaly vibrace. (Infračervené dálkové ovládání by bylo ještě lepší, ale zatím jsem žádné nezískal.) Obrázky nahoře jsou plodiny pixel za pixel z původních snímků fotoaparátu. Oříznutí, nastavení jasu a kontrastu a sestavení těchto dvou obrázků do animací bylo provedeno pomocí Jasc Paint Shop Pro 7.02 a Animation Shop 3.10.


Obsah

Heliocentrismus je vědecký model, který nejprve umístil Slunce do středu sluneční soustavy a umístil planety, včetně Země, na svou oběžnou dráhu. Historicky je heliocentrismus proti geocentrismu, který umístil Zemi do středu. Aristarchos ze Samosu již ve třetím století před naším letopočtem navrhl heliocentrický model. V šestnáctém století, Mikuláš Koperník De revoluce představil úplnou diskusi o heliocentrickém modelu vesmíru [4] podobně, jako Ptolemaios představil svůj geocentrický model ve druhém století. Tato „koperníkovská revoluce“ vyřešila problém planetárního retrográdního pohybu tvrzením, že takový pohyb byl pouze vnímán a zjevný. „Přestože byla Koperníkova průkopnická kniha. [Byla vytištěna před více než] lety, [nizozemský tvůrce map] Joan Blaeu byl prvním tvůrcem map, který začlenil svou revoluční heliocentrickou teorii do mapy světa.“ [5]

Kvůli axiálnímu náklonu Země (často známému jako šikmost ekliptiky) se sklon dráhy Slunce na obloze (jak jej vidí pozorovatel na povrchu Země) v průběhu roku mění. U pozorovatele na severní zeměpisné šířce, když je severní pól nakloněn směrem ke Slunci, trvá den déle a Slunce se na obloze jeví výše. To má za následek vyšší průměrné teploty, protože další sluneční záření se dostává na povrch. Když je severní pól nakloněn od Slunce, je to naopak a počasí je obecně chladnější. Na sever od polárního kruhu a na jih od polárního kruhu je dosaženo extrémního případu, kdy po část roku není vůbec žádné denní světlo a v opačném období roku nepřetržité denní světlo. Tomu se říká polární noc, respektive půlnoční slunce. Tato změna počasí (kvůli směru axiálního náklonu Země) má za následek roční období. [6]

Podle astronomické konvence jsou čtyři roční období určována slunovraty (dva body na oběžné dráze Země maximálního sklonu osy Země, směrem ke Slunci nebo od Slunce) a rovnodennosti (dva body na oběžné dráze Země, kde nakloněná osa Země a imaginární čára vedená od Země ke Slunci jsou přesně na sebe kolmé). Slunovraty a rovnodennosti rozdělují rok na čtyři přibližně stejné části. Na severní polokouli dochází k zimnímu slunovratu 21. prosince nebo kolem něj letní slunovrat je blízko 21. června jarní rovnodennost je kolem 20. března a podzimní rovnodennost je 23. září. [7] Účinek axiálního náklonu Země na jižní polokouli je opačný z toho na severní polokouli jsou tedy roční období slunovratů a rovnodenností na jižní polokouli opačná než na severní polokouli (např. severní letní slunovrat je současně s jižním zimním slunovratem).

V moderní době se perihélium Země vyskytuje kolem 3. ledna a afélium kolem 4. července (u jiných období viz cykly precese a Milankoviče). Měnící se vzdálenost Země-Slunce má za následek zvýšení celkové sluneční energie o 6,9% [8] dosahující Zemi v přísluní v poměru k aféliu. Jelikož je jižní polokoule nakloněna směrem ke Slunci přibližně ve stejnou dobu, kdy Země dosahuje nejbližšího přiblížení ke Slunci, přijímá jižní polokoule od Slunce v průběhu roku o něco více energie než severní. Tento efekt je však mnohem méně významný než celková změna energie v důsledku axiálního náklonu a většina přebytečné energie je absorbována vyšším podílem povrchu pokrytého vodou na jižní polokouli. [9]

Hill koule (gravitační sféra vlivu) Země je asi 1 500 000 kilometrů (0,01 AU) v poloměru, což je přibližně čtyřnásobek průměrné vzdálenosti k Měsíci. [10] [pozn. 2] Toto je maximální vzdálenost, ve které je gravitační vliv Země silnější než vzdálenější Slunce a planety. Objekty obíhající kolem Země musí být v tomto poloměru, jinak by se mohly stát nevázanými gravitačními poruchami Slunce.

Orbitální charakteristiky
epocha J2000.0 [poznámka 3]
afélium 152.10 × 10 ^ 6 km (94,51 × 10 ^ 6 mi)
1,0167 AU [pozn. 4]
přísluní 147.10 × 10 ^ 6 km (91,40 × 10 ^ 6 mi)
0,98329 AU [pozn. 4]
poloviční osa 149.60 × 10 ^ 6 km (92,96 × 10 ^ 6 mi)
1.000001018 AU [11]
excentricita 0.0167086 [11]
sklon 7,155 ° k slunečnímu rovníku
1,578690 ° [12] na neměnnou rovinu
zeměpisná délka vzestupného uzlu 174.9° [11]
zeměpisná délka přísluní 102.9° [11]
argument periapsis 288,1 ° [11] [pozn. 5]
doba 365,256 363 004 dní [13]
průměrná orbitální rychlost 29,78 km / s (18,50 mi / s) [3]
107208 km / h (66616 mph)
rychlost při aféliu 29,29 km / s (18,20 mi / s) [3]
rychlost v přísluní 30,29 km / s (18,82 mi / s) [3]

Následující diagram ukazuje vztah mezi přímkou ​​slunovratu a přímkou ​​apsidů eliptické dráhy Země. Orbitální elipsa prochází každým ze šesti snímků Země, které jsou postupně perihéliem (periapsis - nejbližší bod ke Slunci) kdekoli od 2. ledna do 5. ledna, bodem březnové rovnodennosti 19., 20. nebo 21. března bod červnového slunovratu 20., 21. nebo 22. června, aphelion (apoapsis - nejvzdálenější bod od Slunce) kdekoli od 3. července do 5. července, zářijová rovnodennost 22., 23. nebo 24. září a prosincový slunovrat 21., 22. nebo 23. prosince. [7] Diagram ukazuje velmi přehnaný tvar oběžné dráhy Země, skutečná oběžná dráha je prakticky kruhová.

Matematici a astronomové (jako Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold a Jürgen Moser) hledali důkazy o stabilitě planetárních pohybů a toto hledání vedlo k mnoha matematickým vývojům a několika po sobě jdoucích „důkazech“ o stabilita sluneční soustavy. [14] Podle většiny předpovědí bude oběžná dráha Země po dlouhou dobu relativně stabilní. [15]

V roce 1989 práce Jacquesa Laskara naznačila, že oběžná dráha Země (stejně jako oběžné dráhy všech vnitřních planet) může být chaotická a že chyba pouhých 15 metrů při měření počáteční polohy Země dnes znemožňuje předvídat kde by Země byla na své oběžné dráze za něco málo přes 100 milionů let. [16] Modelování sluneční soustavy je předmětem problému n-těles.


Je to vše o náklonu

Pokud se zeptáte většiny lidí, který měsíc roku si myslí, že Země je nejblíže ke Slunci, většina by pravděpodobně řekla během června, července nebo srpna. Ale naše teplé počasí nesouvisí s naší vzdáleností od Slunce. Je to kvůli sklonu 23,5 stupňů osy Země, že Slunce je nad obzorem po různou dobu v různých ročních obdobích. Naklonění určuje, zda na nás sluneční paprsky dopadají v malém úhlu nebo přímo.

I když se většina z nás ve škole naučila, že roční období jsou řízena nakloněním zemské osy, spíše než její vzdáleností od Slunce, mnoho lidí zapomíná. Zažíváme letní nebo zimní podmínky podle toho, zda je naše polovina Země namířena na Slunce nebo od něj. Zatímco na severní polokouli bojujeme s ledem a sněhem, naši sousedé na jihu si užívají léto a naopak.

Na šířce New Yorku přinášejí téměř přímé paprsky u letního slunovratu 21. června asi třikrát více tepla než více šikmých paprsků u zimního slunovratu 21. prosince. Teplo přijaté kterýmkoli regionem závisí na délce denní světlo a úhel Slunce nad obzorem. Proto jsou patrné rozdíly v teplotách, které jsou registrovány v různých částech světa.


Co by musel být peri a aphelion Země, aby měl díky své oběžné dráze stejná roční období? - Astronomie

Orbitální variace
Změny v orbitální excentricitě ovlivňují vzdálenost Země-slunce. V současné době existuje rozdíl pouze 3 procenta (5 milionů kilometrů) mezi nejbližším přiblížením (perihelion), ke kterému dojde 3. ledna nebo přibližně, a nejvzdálenějším odletem (aphelion), ke kterému dojde 4. července nebo přibližně. Tento rozdíl ve vzdálenosti činí asi 6% nárůst příchozího slunečního záření (slunečního záření) od července do ledna. Tvar oběžné dráhy Země a rsquos se mění z eliptického (vysoká excentricita) na téměř kruhový (nízká excentricita) v cyklu, který trvá 90 000 až 100 000 let. Když je oběžná dráha vysoce eliptická, bylo by množství slunečního záření přijímaného v perihelionu řádově o 20 až 30 procent vyšší než v aphelionu, což by vedlo k podstatně odlišnému klimatu, než jaké dnes zažíváme.

Obliquity (změna v axiálním náklonu)
Jak se zvyšuje axiální náklon, zvyšuje se sezónní kontrast, takže zimy jsou chladnější a léta teplejší v obou hemisférách. Dnes je zemská osa nakloněna 23,5 stupňů od roviny své oběžné dráhy kolem Slunce. Ale tento náklon se mění. Během cyklu, který má v průměru asi 40 000 let, se sklon osy pohybuje mezi 22,1 a 24,5 stupni. Protože se tento náklon mění, roční období, jak je známe, mohou být přehnaná. Více náklonu znamená těžší roční období a teplejší léto a chladnější zimy méně náklonu znamená méně náročné roční období a chladnější léta # 151 a mírnější zimy. Jsou to chladná léta, o kterých se předpokládá, že umožňují sněhu a ledu vydržet z roku na rok ve vysokých zeměpisných šířkách a nakonec se hromadit v masivní ledové příkrovy. Pozitivní zpětné vazby existují i ​​v klimatickém systému, protože Země pokrytá větším množstvím sněhu odráží více sluneční energie do vesmíru a způsobuje další chlazení.

Vlevo: Excentricita oběžné dráhy Země se v průběhu času pomalu mění z téměř nuly na 0,07. Jak se oběžná dráha stává excentrickější (oválnější), rozdíl mezi vzdáleností od Slunce k Zemi v perihelionu (nejbližší přiblížení) a aphelionu (nejdále) se zvětšuje a zvětšuje. Všimněte si, že Slunce není ve středu oběžné elipsy Země, ale je v jednom z ohniskových bodů.

Poznámka: Výstřednost oběžné dráhy zobrazená na dolním obrázku je velmi přehnaná 0,5. Dokonce i maximální výstřednost oběžné dráhy Země by nebylo možné ukázat při rozlišení webové stránky. Přesto je Země při současné excentricitě 0,017 v perihéliu o 5 milionů kilometrů blíže ke Slunci než v aféliu. (Obrázky: Robert Simmon, NASA GSFC)

Precese
Změny axiální precese mění data perihelionu a aphelionu, a proto zvyšují sezónní kontrast na jedné hemisféře a snižují sezónní kontrast na druhé hemisféře.

Vlevo: Změna sklonu zemské osy (šikmosti) ovlivňuje velikost sezónních změn. Při vyšším náklonu jsou roční období extrémnější a při nižším náklonu mírnější. Aktuální axiální náklon je 23,5 & # 176. Obrázek Robert Simmon, NASA GSFC)

Vlevo: Precese & # 151změna orientace rotační osy Země [to je jasněji vidět na animaci (malá (290 kB QuickTime) nebo velká (1,2 MB QuickTime))] & # 151 mění orientaci Země vzhledem k perihelion a aphelion. Pokud je polokoule nasměrována ke slunci v perihelionu, bude polokoule směřovat pryč na aphelion a rozdíl v ročních obdobích bude extrémnější. Tento sezónní efekt je obrácen pro opačnou hemisféru. V současné době se severní léto vyskytuje u afélií. (Obrázek Robert Simmon, NASA GSFC)


Revoluce

Pohyb Země kolem Slunce na jeho oběžné dráze se nazývá revoluce. Tento pohyb Země je také ze západu na východ. Období revoluce je jeden rok (365 1/4 dní).

Oběžná dráha Země kolem Slunce je eliptická a není kruhová. Díky tomu se vzdálenost mezi Zemí a sluncem neustále mění.

  • Když je tato vzdálenost minimální, říká se, že Země je v perihelionu (kolem 3. ledna).
  • Když je vzdálenost maximální, říká se, že je v aféliu (kolem 4. července).

Průměr maximální a minimální vzdálenosti se nazývá střední vzdálenost a tato vzdálenost slunce od Země je 150 milionů kilometrů.

Zdánlivá roční stopa slunce skrz pevné hvězdy v nebeské sféře se nazývá ekliptika a imaginární rovině procházející touto rovinou a procházející vně všemi body se říká rovina ekliptiky. Tato rovina je představována jako vodorovná. Osa Země (rotační nebo polární osa) svírá s rovinou ekliptiky úhel 66 1/2.

Osa Země a aposs ukazuje neustále na stejný bod (polární hvězdu) v nebeské sféře. V důsledku toho se zeměpisná šířka na povrchu Země, na kterou sluneční paprsky dopadají vertikálně, stále mění, jak se Země pohybuje po své oběžné dráze kolem Slunce. Díky tomu Země dosáhne čtyř kritických poloh s ohledem na slunce.

  1. Rovnodennosti: 21. března je Země tak umístěna ve vztahu ke slunci, že sluneční a apossské paprsky jsou na rovníku svislé a celý svět zažívá stejné dny a noci.
  2. Podzimní rovnodennost: Podobná situace nastává 23. září.
  3. Letní slunovrat: 21. června jsou sluneční a apossské paprsky svislé nad obratníkem Raka, protože severní pól Země je nakloněn na maximum ke slunci. V této době severní pól prožívá dlouhý nepřetržitý den a jižní pól dlouhou nepřetržitou noc (ergo, co známe jako letní slunovrat). Severní polokoule má v této době letní sezónu a na jižní polokouli nyní zima. Také dny jsou v této době delší než noci na severní polokouli.
  4. Zimní slunovrat: 22. prosince je poloha Země vůči slunci taková, že jižní pól je maximálně nakloněn směrem ke slunci a obratník Raka přijímá svislé paprsky slunce. Tato poloha se nazývá zimní slunovrat, když slunce svítí nepřetržitě v jižní polární oblasti a je to dlouhá nepřetržitá noc u severního pólu. Toto je zimní období na severní polokouli a léto na jižní polokouli. Během zimního slunovratu jsou dny delší než noci na jižní polokouli.
  • Rozdíly v trvání dne a noci a změna ročních období jsou tedy způsobeny revolucí Země a apoštolu a sklonem osy Země. Období jsou také obrácena ze severní na jižní polokouli.

Půlnoční slunce

V době letního slunovratu je u severního pólu nepřetržitý den, kdy kruh osvětlení prochází polárním kruhem za pólem. Výsledkem je, že v místech za polárním kruhem bude slunce viditelné nepřetržitě, i když je noc na stejné zeměpisné délce v nižších zeměpisných šířkách. Tento jev se nazývá půlnoční slunce. Srovnatelná situace nastává v antarktickém kruhu během zimního slunovratu, kdy kruh osvětlení prochází tímto kruhem za jižním pólem.


Vysvětlení rovnodennosti: Proč se v neděli změní roční období Země

Roční období se změní tuto neděli (22. září), přičemž severní polokoule se přesune na podzim a jih ze zimy na jaro.

Nebeská událost, která označuje tento přechod, se nazývá „rovnodennost“ a děje se dvakrát ročně, kolem 21. března a 21. září. Co je to rovnodennost a proč k ní dochází?

Země se pohybuje dvěma různými způsoby. Nejprve se planeta točí na své polární ose - linii přes severní a jižní pól - jednou za 24 hodin, což způsobuje střídání dne a noci. Zadruhé se pohybuje na své oběžné dráze kolem slunce jednou za 365,25 dne, což způsobuje roční cyklus ročních období. Rovnodennost nastává, když se tyto dva pohyby protínají. [Sezóna k sezóně: ​​Zemské rovnodennosti a amp slunovraty (infografika)]

Protože Země je tak velká, její hmota má nesmírně silný gyroskopický efekt. Z tohoto důvodu jeho póly směřují vždy stejným směrem, i když velké zemětřesení může v této ose způsobit drobné kolísání. A co je nejdůležitější, pohyb Země kolem Slunce nemá absolutně žádný vliv na směr, kterým póly ukazují, což má velmi důležité důsledky pro roční období Země.

Astronomové označují polohy objektů na obloze vzhledem k pólům rotace Země (to jsou červené čáry, které vidíte na obrázku). Nejdůležitější linií je nebeský rovník, který rozděluje oblohu na severní a jižní polokouli.

Zemský pól rotace je nakloněn o 23,4 stupně vzhledem k rovině své oběžné dráhy. Tento náklon je vždy směrem ke stejnému bodu na obloze, který se nazývá nebeský pól, bez ohledu na to, kde se Země na své oběžné dráze kolem Slunce nachází.

Díky tomuto náklonu se pozorovatelům na povrchu Země zdá, že se slunce pohybuje po obloze pod úhlem k nebeskému rovníku. Toto je označeno zelenou čarou na obrázku, která se nazývá „ekliptika“, protože k zatmění dochází podél této linie.

Dvakrát ročně slunce prochází nebeským rovníkem a pohybuje se ze severní polokoule na jižní polokouli nebo naopak. Tyto dva přechody jsou pro obyvatele Země velmi důležité, protože označují změnu ve směru dopadu slunečních paprsků na Zemi.

Konkrétně v neděli se slunce bude pohybovat ze severní polokoule na jižní polokouli. K tomuto datu projde nad hlavou všude podél zemského rovníku a slunce vyjde přesně na východ a zapadne přesně na západ. Den a noc budou také zhruba stejně dlouhé. („Rovnodennost“ je odvozena z latiny pro „stejnou noc“.)

Po neděli bude slunce svítit více na jižní polovinu naší planety a méně na severní polovinu. Léto na severní polokouli skončí a na podzim dorazí. Zima na jihu skončí a jaro začne.

Slunce bude pokračovat v cestě na jih po další tři měsíce a dosáhne svého nejjižnějšího bodu 21. prosince, v den „slunovratu“. Na severní polokouli se dny během tohoto tříměsíčního treku zkracují, noci prodlužují a teploty chladnější, a to vše v důsledku toho, že slunce je jižně od nebeského rovníku.

Vždy je důležité si pamatovat, že toto je součást cyklu a že po 21. prosinci se slunce začne pohybovat znovu na sever a jaro bude na cestě.


Má poloměr Země a # 8217s vliv na sluneční záření?

Země je v průměru 93 milionů mil od Slunce a poloměr Země a # 8217 je téměř 4000 mil. Ovlivňuje tento rozdíl ve vzdálenosti intenzitu slunečního světla dopadajícího na povrch Země & # 8217?

Pojďme se podívat na procentuální rozdíl od nejbližšího bodu na Zemi ke Slunci k osvětlenému bodu, který je nejvzdálenější od Slunce:

Tento nejbližší bod na Zemi ke Slunci by zažil 1,000086krát více záření než nejvzdálenější osvětlený bod. To bude mít zanedbatelný účinek ve srovnání se změnou koncentrace paprsku s šířkou.


Perihelion a aphelion

The přísluní je bod na oběžné dráze planety, menší planety nebo komety, kde je nejblíže ke Slunci. Je to opak afélium, což je bod na oběžné dráze, kde je nebeské těleso nejvzdálenější od Slunce. [1]

Slovo perihelion pochází ze starořeckých slov „peri“, což znamená ua „helios“, což znamená Slunce. Aphelion pochází z předložky apo, význam pryč, pryč, odděleně. (Podobná slova perigeum a apogee odkazují na nejbližší a nejvzdálenější body na oběžné dráze některých objektů kolem Země.)

Podle prvního Keplerova zákona o planetárním pohybu mají všechny planety, komety a asteroidy ve sluneční soustavě přibližně eliptické dráhy. [2] (Každá jednotlivá revoluce tělesa kolem Slunce je pouze přibližně eliptická, protože fenomén známý jako precese perihelionu brání tomu, aby oběžnou dráhu tvořila jednoduchá uzavřená křivka, jako je elipsa.) Všechny tedy mají nejbližší a nejvzdálenější bod od Slunce: perihélium a afélium, kolektivně známé jako apsidy. Orbitální excentricita měří plochost (odklon od dokonalého kruhu) oběžné dráhy.

Země je nejblíže ke Slunci každý rok kolem 3. ledna. Je nejvzdálenější od Slunce každý rok kolem 4. července (Tabulka těchto dat pro různé roky viz Apsis.)

Když je Země nejblíže ke Slunci, je zima na severní polokouli a léto na jižní polokouli. Vzdálenost Země od Slunce tedy významně neovlivňuje to, jaké období nastane. [3] Místo toho zemská období přicházejí a odcházejí, protože Země se neotáčí s osou přesně ve svislé poloze vzhledem k rovině své oběžné dráhy kolem Slunce. Axiální náklon Země je 23,4 stupňů. Tím se Slunce v prosinci a lednu dostává dále na jih, takže na severu je zima a na jihu je léto. Zima tedy dopadá na tu část planety, kde sluneční světlo dopadá nejméně přímo, a léto padá, kde sluneční světlo dopadá nejpříměji, bez ohledu na vzdálenost Země od Slunce.

Rozdíl ve vzdálenosti mezi nejbližším bodem Země ke Slunci v lednu a nejvzdálenějším bodem od Slunce v červenci je asi 5 milionů kilometrů (3,1 milionu mil). Země je asi 147,1 milionu kilometrů (91,4 milionu mil) od Slunce v perihelionu na začátku ledna, na rozdíl od asi 152,1 milionu kilometrů (94,5 milionů mil) v aphelionu na začátku července. Kvůli zvětšené vzdálenosti v aféliu dopadá na danou čtvercovou plochu země pouze 93,55% slunečního záření ze Slunce než v perihéliu. Protože zima také klesá na jižní polokouli současně s aféliem, tento pokles slunečního záření způsobený aféliem plus kratší období denního světla obecně způsobí, že v zimě zasáhne na jižní polokouli méně tepla než sluneční záření severní polokouli během zimy v perihelionu o šest měsíců později.


LPI | Vzdělání

Co způsobuje naše roční období?
Máme roční období, protože zemská osa - imaginární čára, která prochází Zemí a kolem které se Země točí - je nakloněna. Je nakloněn o 23,5 stupně vzhledem k naší rovině oběžné dráhy (ekliptice) kolem Slunce. As we orbit our Sun, our axis always points to the same fixed location in space. Our northern axis points almost directly toward Polaris, the North Star.

This picture shows Earth from its side as it orbits our Sun. The axis is tilted and points to the North Star no matter where Earth is in its orbit. Because of this, the distribution of the Sun's rays changes. In June, in the northern hemisphere summer, the Sun's rays — and warmth — reach all the way to the north pole. In December, in the northern hemisphere winter, the north pole is tilted away from the incoming sunshine.

The &ldquofixed&rdquo tilt means that, during our orbit around our Sun each year, different parts of Earth receive sunlight for different lengths of time. It also means that the angle at which sunlight strikes different parts of Earth's surface changes through the year. Sunlight striking the surface at an angle is &ldquospread&rdquo across a wider area compared to sunlight striking perpendicular to Earth's surface. Areas that receive more scattered sunlight receive less energy from our Sun. All of these factors combine to give Earth its annual cycle of seasons!

For part of our orbit the northern half of Earth is tilted toward the Sun. This is summer in the northern hemisphere there are longer periods of daylight, the Sun is higher in the sky, and the Sun's rays strike the surface more directly, giving us warmer temperatures. The north pole is in constant daylight!

When the northern half of Earth is tilted toward the Sun, the southern hemisphere is tilted away. People in the southern hemisphere experience the shorter day lengths and colder temperatures of winter.

During winter in the northern hemisphere, our northern axis continues to point to the North Star, but, because we have moved in our orbit around the Sun, our northern hemisphere now points away from our Sun. The north pole is completely dark and other places in the northern hemisphere experience the shorter day lengths and colder temperatures of winter as the Sun traces a lower arc across the southern sky and the Sun's rays strike the surface at a lower angle. When it is winter in the northern half of Earth, the southern hemisphere, tilted toward our Sun, has summer.

During fall and spring, some locations on Earth experience similar, milder, conditions. Earth has moved to a position in its orbit where its axis is more or less perpendicular to the incoming rays of the Sun. The durations of daylight and darkness are more equally distributed across all latitudes of the globe.

What doesn't cause the seasons?
The seasons are not caused by how far Earth is from our Sun. Earth's orbit around our Sun has a slightly elliptical path (very slight!), and the Sun is not exactly in the center of the ellipse. This means that, during the year, Earth is sometimes farther from our Sun, and sometimes closer — but the difference is small (not so for some other planets!). Earth is closest to our Sun in January (perihelion) and the farthest away in July (Earth is 147.5 million kilometers from the Sun when it reaches aphelion). If distance were the most important factor, the entire Earth would have summer in January when we are closest to our Sun and winter in July when we are farthest away!

What are solstices and equinoxes?
Solstices occur when Earth's axis is pointed directly toward our Sun. This happens twice a year during Earth's orbit. Near June 21 the north pole is tilted 23.5 degrees toward our Sun and the northern hemisphere experiences summer solstice, the longest day of the northern hemisphere year. On that same day, the southern hemisphere is tilted 23.5 degrees away from our Sun and the southern regions of Earth experience the shortest day of the year — the winter solstice.

The second solstice occurs on December 21 or 22 when the north pole is tilting 23.5 degrees away from our Sun and the south pole is inclined toward it. This is the shortest day of the year in the northern hemisphere — the northern hemisphere winter solstice.

Twice each year, during the equinoxes (&ldquoequal nights&rdquo), Earth's axis is not pointed toward our Sun, but is perpendicular to the incoming rays. During the equinoxes every location on our Earth (except the extreme poles) experiences 12 hours of daylight and 12 hours of darkness. The vernal or spring equinox occurs in the northern hemisphere on March 21 or 22 (the fall equinox of the southern hemisphere). September 22 or 23 marks the northern hemisphere autumnal or fall equinox.

As Earth orbits our Sun, the position of its axis relative to the Sun changes. This results in a change in the observed height of our Sun above the horizon. For any given location on Earth, our Sun is observed to trace a higher path above the horizon in the summer, and a lower path in the winter. During spring and fall, it traces an intermediate path. This means that our Sun takes a greater amount of time tocross the sky in the summer and a shorter amount of time in the winter. This effect is greater as you move toward the poles people living near the equator experience only small changes in daylight during the year. The change is more extreme toward the poles.

During the northern hemisphere summer solstice, Earth is tilted such that the Sun's rays strike perpendicular to the surface at the Tropic of Cancer (23.5 degrees north latitude, corresponding to the tilt of Earth's axis). At (solar) noon, our Sun is directly overhead in this location (and at a decreasing height above the horizon north and south of the Tropic of Cancer). At locations north, our Sun will be at its highest position above the horizon and will take the greatest amount of time to cross the sky. All northern locations have more than 12 hours of daylight. All locations south experience less than 12 hours of daylight. Locations above the Arctic Circle (north of 66.5 degrees latitude 90 degrees minus the tilt of Earth's axis) receive 24 hours of sunlight. Locations below the Antarctic Circle (66.5 degrees south latitude) experience 24 hours of darkness.

http://www.geog.ouc.bc.ca/physgeog/contents/6h.html
During the northern hemisphere summer solstice, the area &ldquoabove&rdquo the Arctic Circle — above 66.5 degrees north) — receives 24 hours of daylight, while the south polar region is in total darkness.

During the northern hemisphere winter solstice, the Sun's incoming rays are perpendicular to the Tropic of Capricorn at 23.5 degrees south latitude. The Sun's path is the lowest above the horizon in locations north of the equator, and these regions experience the shortest day of the year. Between the winter and summer solstices, daylight increases as Earth continues its orbit around our Sun.

During the equinoxes, sunlight strikes perpendicular to the surface at Earth's equator. All locations on Earth, regardless of latitude, experience 12 hours of daylight and 12 hours of darkness. The spring equinox marks the change from 24 hours of darkness to 24 hours of daylight at Earth's poles . In these extreme locations, our Sun moves above the horizon at the spring equinox and does not go below the horizon until the fall equinox.

Do other planets have seasons?
Ano! Other planets in our solar system experience seasons for the same reason Earth does their axis of rotation is tilted. However, some planets — like Mars and Pluto — have elliptical orbits that result in more extreme variations in distance from the Sun as they revolve around it. This, combined with the axial tilt, causes greater seasonal variation.

Uranus has an extreme tilt of 82 degrees. It takes Uranus almost 84 Earth years to complete its nearly circular path around the Sun. The tilt means that the pole of each hemisphere is exposed almost directly to the Sun's rays during the summer solstice, and the opposite hemisphere is in constant darkness. Given Uranus' long period of orbit, this translates into a 20-year winter or summer!

Spring Equinox* Summer Solstice* Fall Equinox* Winter Solstice
Length of year (days) Spin axis tilt (degrees) Spring begins Summer begins Autumn begins Winter begins
Rtuť 88 <1 n/a n/a n/a n/a
Venuše 224.7 2.6 or 1.77 n/a n/a n/a n/a
Země 365.25 23.4 Mar 20, 2018 Jun 21, 2018 Sept 22, 2018 Dec 21, 2018
Mars 687 25.2 Mar 23, 2019 Oct 8, 2019 Apr 8, 2020 Sep 2, 2020
Jupiter 4331 3.1 n/a n/a n/a n/a
Saturn 10,747 26.7 2009 2017 2025 2032
Uran 30,589 97.8 2050 2072 2007 2030
Neptune 59,800 28.3 2046 2087 2128 2005

*Summer solstice refers to the time the north pole of a planet is tilted toward the Sun.
Based on data from 1990.


Now for the intermediate situation. The subsolar point is at the Tropic of Cancer in June, and at the Tropic of Capricorn in December. Midway between the solstices are two dates when the Sun shines directly on the equator, and we have a situation like our hypothetical one, where the Earth&rsquos axis is perpendicular to the ecliptic. (The axis is still tilted, still pointing at the North Star, but it is tilted sideways with respect to the Sun, rather than toward or away from the Sun).The circle of illumination passes through the Poles, the Sun&rsquos rays strike the equator at an angle of 90 degrees, and every part of the Earth has 12 hours of daylight and 12 hours of night. This happens twice in the year. These two days are called the equinoxes. (Equinox means &ldquoequal night&rdquo, since day and night are equal at 12 hours each.)

March 20 or 21 is the vernal (or spring) equinox for the Northern Hemisphere, and the subsolar point is heading north, on its way to the Tropic of Cancer. September 22 or 23 is the autumnal (or fall) equinox for the Northern Hemisphere, and the subsolar point is heading south.

Throughout the year, day length is 12 hours at equator. At the Poles, day length varies from none (at the winter solstice for that Hemisphere) to 24 hours (at the summer solstice for that Hemisphere). At points in between, day length will be somewhere in between. The closer a location is to the equator, the more even the day length is, not varying much from 12 hours all year. At high latitudes, the day length is very long in the summer and very short in the winter.

One more point about the Earth&rsquos orbit: By now you know that the reason we have seasons is the tilt of the Earth&rsquos axis. But sometimes people wonder if seasons have anything to do with the distance of the Earth from the Sun. We know that can&rsquot be the case, because the seasons are opposite in the Northern and Southern Hemispheres. However, if we look at the Earth&rsquos orbit closely, we find that it is not exactly circular. Rather, it is an ellipse, which is an oval shape, or a very slightly flattened circle. The Sun is at one focus of the ellipse. This means that the Earth&rsquos distance from the Sun does vary. The point at which the Earth is closest to the Sun is called perihelion (from the Greek peri, close or near, and helios, meaning Sun). Perihelion takes place on January 3, which, of course, is during winter for the Northern Hemisphere and during summer for the Southern Hemisphere. The point at which the Earth is farthest away from the Sun is called aphelion (Greek ap, away from, and helios, Sun).


Podívejte se na video: Píseň podzimu (Říjen 2022).