Qual A Posição Da Terra Em Relação Ao Sol

A órbita terrestre e o que ela realmente significa na prática

A Terra orbita o Sol em uma trajetória elíptica, com o Sol ocupando um dos focos da elipse. A distância média é de aproximadamente 149,6 milhões de quilômetros, mas esse número varia ao longo do ano porque a órbita não é circular. O ponto mais próximo, o periélio, ocorre por volta de 3 de janeiro, quando estamos a cerca de 147,1 milhões de km. O afélio acontece em meados de julho, com a Terra a cerca de 152,1 milhões de km do Sol. Essa diferença de 5 milhões de quilômetros não é insignificante, mas também não é tão drama quanto alguns materiais didáticos fazem parecer.

qual a posição da terra em relação ao sol

A posição relativa da Terra em relação ao Sol muda continuamente ao longo dos 365,25 dias que leva para completar uma órbita. O eixo de rotação da Terra está inclinado em aproximadamente 23,4 graus em relação à perpendicular do plano orbital. Isso é o que define as estações do ano, não a proximidade ou afastamento do Sol. Muita gente associa o verão ao periélio, mas o verão no hemisfério sul coincide justamente com o afélio, quando estamos mais longe do Sol. O efeito da inclinação axial domina completamente o efeito da variação de distância. Eu já worked em projetos de observação solar onde essa confusão causal aparecia repetidamente. No final das contas, o que diferencia a temperatura percebida entre as estações não é a radiação solar receber ou não menos intensa por causa da distância, mas sim o ângulo de incidência dos raios solares. No verão do hemisfério norte, os raios incidem mais perpendicularmente sobre a superfície, concentrando energia em uma área menor. No inverno, eles chegam mais inclinados, espalhando a mesma quantidade de energia por uma área maior. Isso pode ser observado diretamente com uma lanterna e uma superfície branca: incline a lanterna e a mancha de luz aumenta enquanto a intensidade percebida diminui.

O movimento de translação ocorre a uma velocidade média de cerca de 107.200 km/h, mas essa velocidade também varia. Pela segunda lei de Kepler, a Terra se move mais rápido no periélio e mais devagar no afélio. A diferença é de aproximadamente 6 km/h entre os dois pontos, o que parece pouco, mas é mensurável com instrumentação adequada. Para medições astronômicas de precisão, como no caso de satélites de navegação, essa variação de velocidade orbital precisa ser compensada nos cálculos de posicionamento. Uma informação que poucos cursos básicos abordam: a excentricidade da órbita terrestre não é constante. Ela oscila entre praticamente circular (excentricidade próxima de 0,003) e levemente elíptica (excentricidade próxima de 0,06) em ciclos de cerca de 100 mil anos. Isso é um dos fatores que compõem os ciclos de Milankovitch, que influenciam padrões climáticos de longo prazo, incluindo períodos glaciais. No momento atual, a excentricidade é de aproximadamente 0,0167, o que significa que a órbita é quase circular, mas ainda assim suficiente para criar uma diferença de 6,9% na irradiância solar recebida entre periélio e afélio.

O plano orbital da Terra é chamado de eclíptica. Qualquer corpo celeste que tenha uma inclinação orbital significativa em relação a esse plano vai aparecer abaixo ou acima da eclíptica em seu trajeto pelo céu. Isso inclui a Lua, que tem uma inclinação de cerca de 5 graus, e os planetas, que ficam todos relativamente próximos da linha da eclíptica porque o sistema solar se formou a partir de um disco protoplanetário achatado. Se você precisa calcular a posição exata da Terra em relação ao Sol para qualquer data, existem efemérides como as do Jet Propulsion Laboratory da NASA que fornecem dados com precisão de quilômetros. Para uso casual, modelos simplificados baseados nas leis de Kepler dão resultados razoavelmente bons, mas para aplicações que exigem precisão subquilométrica, como alinhamento de antenas para comunicação com sondas interestelares, é necessário considerar perturbações gravitacionais de outros corpos, especialmente Júpiter, que é o maior perturbador orbital do sistema.

A posição da Terra também determina quais estrelas são visíveis durante a noite. Conforme a Terra se move ao redor do Sol, o céu noturno muda gradualmente. No inverno austral, podemos ver o centro da Via Láctea, que está na direção do Sol durante o verão austral. Isso é simplesmente consequência da mudança de posição orbital ao longo do ano.