TRANSLATIONALE BEWEGUNG DER ERDE: EIGENSCHAFTEN, KONSEQUENZEN - KÖRPERLICH - 2025

Die Translationsbewegung der Erde ist die Verschiebung, die der Planet um die Sonne macht. Zusammen mit der Rotationsbewegung um seine eigene Achse ist sie eine der beiden Hauptbewegungen, die er im Weltraum ausführt. Es ist periodisch, da die Erde in etwas mehr als einem Jahr eine Umlaufbahn vollendet.

Die Bewegungen der Erde beeinflussen das tägliche Leben aller Lebewesen, die sie bewohnen. Diese Bewegungen waren schon immer Gründe für Diskussionen und Debatten unter Menschen und haben das wissenschaftliche Denken jeder existierenden Zivilisation beeinflusst.

Abbildung 1. Die Bewegung der terrestrischen Translation führt zu saisonalen Veränderungen. Quelle: Public Domain Bilder.

Große Wissenschaftler und Astronomen wie Nicholas Copernicus, Fiolaus von Crotona, Hipparchus von Nicea, James Bradly Johannes Kepler und Isaac Newton interessierten sich für ihre Forschungen zu den Bewegungen der Erde, einschließlich der Übersetzung.

Eigenschaften

Zu den wichtigsten Merkmalen der Translationsbewegung gehören:

- Die von der Erde beschriebene Umlaufbahn ist elliptisch und die Sonne befindet sich in einem der Brennpunkte, wie durch Keplers Gesetze der Planetenbewegung bestimmt. Ein Beobachter am Nordpol würde sagen, dass er es gegen den Uhrzeigersinn tut (Linkshänder).

- Die Gesamtlänge der elliptischen Umlaufbahn beträgt ca. 930 Millionen Kilometer.

- Die Exzentrizität dieser Ellipse ist so gering (sie wurde mit 0,017 berechnet), dass die Erdumlaufbahn als Kreis mit einem ungefähren Radius von etwa 150 x 10 ⁶ km recht gut angenähert werden kann . Wenn die Umlaufbahn genau gezeichnet ist, kann sie visuell nicht von einem Umfang unterschieden werden. Tatsächlich beträgt die semi-minor-Achse der Umlaufbahn ungefähr 99,98% der Länge der semi-major-Achse.

- Die Erde folgt diesem Pfad mit einer Geschwindigkeit von etwa 30 km / s in einer Ebene, die als Ekliptik bezeichnet wird und deren Senkrechte beim Durchgang durch den Erdmittelpunkt die Pole der Ekliptik definiert. Die Rotationsachse der Erde ist in Bezug auf diese Linie um 23,5 ° geneigt, wodurch die nördliche Hemisphäre in den Sommermonaten stärker den Sonnenstrahlen ausgesetzt ist und im Winter umgekehrt.

Ursprung

Die Ursache dafür, dass die Erde eine elliptische Umlaufbahn um den Sternenkönig beschreibt, liegt in der Anziehungskraft, die diese auf ihn ausübt, und in der Art dieser Kraft, die von der Umkehrung des Quadrats der Entfernung 1 / r ² abhängt .

Gegen Ende des 16. Jahrhunderts entdeckte der deutsche Astronom Johannes Kepler (1571–1630), dass die tatsächlichen Flugbahnen der Planeten um die Sonne elliptisch waren. Und diese Tatsache lieferte Isaac Newton später die Grundlage für die Festlegung des universellen Gravitationsgesetzes.

Eine Ellipse ist der Ort von Punkten, an denen die Summe der Abstände zu zwei Punkten, die als Brennpunkte bezeichnet werden, konstant ist. In der Erdumlaufbahn befindet sich die Sonne in einem der Brennpunkte.

Je abgeflachter eine Ellipse ist, desto unterschiedlicher sind die Semi-Major-Achse und die Semi-Minor-Achse. Die Exzentrizität der Ellipse ist der Parameter, der diese Eigenschaft misst. Wenn es 0 ist, was der kleinstmögliche Wert ist, ist es ein Kreis.

Selbst mit einer geringen Exzentrizität durchquert die Erde im Januar einen Punkt, an dem sie der Sonne am nächsten liegt, genannt Perihel, 147,1 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt. Und das Aphel ist am weitesten entfernt, es tritt im Juli auf und misst 152,6 Millionen km.

Die Periode der Translationsbewegung der Erde

Keplers Gesetze für die Planetenbewegung wurden empirisch aus unzähligen Messungen ermittelt. Sie stellen fest, dass:

- Planetenbahnen sind elliptisch

- Die vom Radiusvektor während eines bestimmten Zeitintervalls überstrichene Fläche ist während der gesamten Bewegung gleich.

- Das Quadrat der Periode (T ² ) ist proportional zum Würfel der durchschnittlichen Entfernung zwischen dem Planeten und der Sonne (r ³ ), wobei C die Proportionalitätskonstante ist, die für jeden Planeten gleich ist:

Der Wert von C kann unter Verwendung der bereits bekannten Daten für die Erde berechnet werden, und ihre Einheiten im internationalen System sind s ² / m ³ .

Folgen

Erdbewegungen sind eng mit der Messung von Zeit und saisonalen Klimaveränderungen verbunden, bei denen die Temperatur und die Stunden von Licht und Dunkelheit variieren. Beide Faktoren und ihre Periodizität haben dazu geführt, dass die menschlichen Aktivitäten von den in den Kalendern festgelegten Zeiten bestimmt werden.

Die Translationsbewegung definiert die Länge des Jahres, in der die Jahreszeiten aufeinander folgen und sich die Sterne am Himmel ändern. Während des Sommers machen diejenigen, die nachts sichtbar sind, im Osten "aufsteigen" und im Westen morgens "untergehen", im Winter das Gegenteil.

Ebenso ändert sich das Klima je nach dem Zeitpunkt, zu dem die Erdoberfläche Sonnenstrahlen ausgesetzt wird. Die Stationen sind der kombinierte Effekt der terrestrischen Translationsbewegung und der Neigung der Rotationsachse in Bezug auf die Orbitalebene.

Der Kalender

Die Erde vollendet eine vollständige Umdrehung um die Sonne in 365 Tagen, 5 Stunden, 48 Minuten und 45,6 Sekunden. Dies setzt voraus, dass die Sonne als Referenz genommen wird, die als fest betrachtet wird.

Dies ist die Definition von "Sonnenjahr" oder "tropisches Jahr", der Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden Frühlingsäquinoktien. Die Tagundnachtgleiche sind Zeiten des Jahres, in denen Tag und Nacht überall auf dem Planeten gleich lang sind. Sie treten am 22. März und 22. September auf.

Da diese Zeit 365 Tage überschreitet, es jedoch notwendig ist, Sonnenwende und Tagundnachtgleiche an denselben Tagen des Jahres aufrechtzuerhalten und eine ganze Anzahl von Tagen zu haben, wird das Konzept eines "Schaltjahres" eingeführt.

Jedes Jahr kommen etwa 6 weitere Stunden hinzu, so dass nach 4 Jahren 24 Stunden oder ein ganzer Tag angesammelt wurden: ein Jahr von 366 Tagen oder ein Sprung. Der zusätzliche Tag ist dem Monat Februar zugeordnet.

Andererseits wird das "astronomische Jahr" an der Zeit gemessen, die die Erde benötigt, um zweimal hintereinander denselben Punkt zu durchlaufen. Aber dieses Jahr ist nicht das Jahr, das den Kalender definiert.

Jahreszeiten und Landzoneneinteilungen

Die Translationsbewegung der Erde sowie die Neigung der Rotationsachse in Bezug auf die Pole der Ekliptik (Schrägstellung der Ellipsentrainer) bewirken, dass sich der Planet von der Sonne weg oder näher an sie heranbewegt und die Sonneneinstrahlung variiert, was zu Sonneneinstrahlung führt zu den Jahreszeiten: die Tagundnachtgleiche und Sonnenwende.

Die Intensität und Dauer der saisonalen Veränderungen hängt davon ab, wo auf der Erde. Auf diese Weise werden folgende zonale Unterteilungen definiert:

- Der Equator

- Die Tropen

- Die gemäßigte Zone

- Die Polarkreise.

- Die Pole

Am Äquator haben die Sonnenstrahlen maximale Vertikalität und die Tage und Nächte haben das ganze Jahr über die gleiche Dauer. An diesen Punkten hängen die Klimaschwankungen von der Höhe über dem Meeresspiegel ab.

Während es sich in Richtung der Pole bewegt, wird der Einfall der Sonnenstrahlen immer schräger, was zu Temperaturänderungen sowie zur Ungleichheit zwischen der Länge von Tagen und Nächten führt.

Sonnenwende

Die Sonnenwende ist zwei Mal im Jahr, wenn die Sonne ihre höchste oder niedrigste scheinbare Höhe am Himmel erreicht und die Länge des Tages oder der Nacht das Maximum des Jahres ist (Sommer- bzw. Wintersonnenwende).

Auf der Nordhalbkugel finden sie vom 20. bis 23. Juni im Sommer und vom 21. bis 22. Dezember im Winter statt. Im ersten Fall befindet sich die Sonne mittags auf der imaginären Linie, die als Tropic of Cancer (längster Tag des Jahres) bekannt ist, auf ihrer maximalen Höhe, und im zweiten Fall ist ihre Höhe minimal.

Abbildung 2. Schema der Erde während der Sommersonnenwende. Die Sonnenstrahlen beleuchten den Nordpol, während der Südpol dunkel bleibt. Quelle: Wikimedia Commons.

Die Daten haben einige kleine Abweichungen aufgrund einer anderen Erdbewegung: der Präzession.

Zu diesem Zeitpunkt treffen die Sonnenstrahlen auf der Nordhalbkugel (Sommer) und umgekehrt auf der Südhalbkugel (Winter) stärker auf. Die Sonne ist ihrerseits immer am Nordpol sichtbar, während der Südpol nicht beleuchtet ist, wie in der Abbildung dargestellt.

Für die südliche Hemisphäre ist die Situation umgekehrt: Vom 20. bis 21. Dezember steht die Sonne mittags über dem Tropic of Capricorn am höchsten Punkt und ist die Sommersonnenwende, um der heißen Jahreszeit Platz zu machen. Und für den 20. bis 21. Juni ist es das Minimum und es ist die Wintersonnenwende (längste Nacht des Jahres).

Während der Wintersonnenwende bleibt der Nordpol dunkel, während es am Südpol Sommer ist und das Tageslicht permanent ist.

Abbildung 3. Während der Wintersonnenwende auf der Nordhalbkugel beleuchten die Sonnenstrahlen die Antarktis. Quelle: Wikimedia Commons.

Äquinoktien

Während der Äquinoktien erreicht die Sonne ihren Zenit oder höchsten Punkt senkrecht zum Äquator, daher fällt die Sonnenstrahlung in beiden Hemisphären mit der gleichen Neigung ab.

Die Zeiten, in denen dies geschieht, sind der 21. bis 22. März: Frühlingsäquinoktium für die nördliche Hemisphäre und der Herbst für die südliche Hemisphäre und der 22. bis 23. September umgekehrt: Herbst für den Norden und Frühling für den Süden.

Abbildung 4. Während des Äquinoktiums haben die Tage und Nächte die gleiche Dauer. Quelle: Wikimedia Commons.

Während der Tagundnachtgleiche geht die Sonne im Osten auf und geht im Westen unter. In der Figur ist zu beobachten, dass die Beleuchtung in beiden Hemisphären gleichmäßig verteilt ist.

Die Dauer der vier Jahreszeiten ist in Tagen ungefähr gleich, im Durchschnitt etwa 90 Tage mit geringfügigen Abweichungen.

Verweise

1. Aguilar, A. 2004. Allgemeine Geographie. 2 .. Auflage. Prentice Hall. 35-38.
2. Wie schnell bewegt sich die Erde? Wiederhergestellt von: Scientificamerican.com
3. Oster, L. (1984). Moderne Astronomie. Editorial Reverte. 37-52.
4. Tipler, P. Physik für Wissenschaft und Technik. Band 1. 5 .. Auflage. 314-316.
5. Toussaint, D. Die drei Bewegungen der Erde. Wiederhergestellt von: eso.org.