Ruch obiegowy Ziemi

Ruchem tym nazywa się obieg Ziemi wokół Słońca. Ruch ten odbywa się po drodze zwanej orbitą. Orbita ma kształt elipsy. Okres obiegu Ziemi wokół Słońca trwa 365 dni 6 godzin i 9 minut. Ziemia obiega Słońce w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. 2 stycznia Ziemia znajduje się najbliżej Słońca w punkcie zwanym peryhelium w odległości około 147 mln km. W aphelium, które przypada na 3 lipca, odległość Ziemi od Słońca jest największa i wynosi ok. 152 mln km. W ciągu roku Ziemia przebywa drogę ok. 930 mln km. Średnia prędkość ruchu Ziemi po orbicie to 30 km/s. Obserwowanym efektem ruchu obiegowego jest widoczny ruch Słońca po kole na sferze niebieskim zwanym ekliptyką. Oś ziemska jest nachylona do ekliptyki pod kątem 66°33', tak więc płaszczyzna równika nachylona jest do płaszczyzny orbity ziemskiej pod kątem 23°27'. Bezpośrednim skutkiem takiego nachylenia są zmiany oświetlenia Ziemi w ciągu roku. W trakcie ruchu jej powierzchnia jest oświetlona w różny sposób. Roczny rytm zmian szerokości geograficznej, w której Słońce góruje w zenicie powoduje roczny rytm zmian wysokości górowania Słońca a w konsekwencji występowanie astronomicznych pór roku, którym towarzyszy także zmiana długości trwania dnia i nocy, a co za tym idzie zmiana pory wschodu i zachodu Słońca. Do konsekwencji ruchu obiegowego zliczyć także należy zjawisko występowania dnia i nocy polarnej.

Stwierdzenie faktu, iż Ziemia obiega Słońce nastąpiło stosunkowo późno.
W Starożytności i Średniowieczu przyjmowano że Słońce obiega Ziemię. Dopiero w 1543 roku Mikołaj Kopernik zmienił ten pogląd, uzyskując dzięki temu znaczne uproszczenie dotyczące budowy całego układu planetarnego. Obecne dowody, przemawiające  za ruchem obiegowym Ziemi nie były znane Kopernikowi. Jednym z takich dowodów jest roczna paralaksa gwiazd. Jest to zjawisko pozornej zmiany położenia obiektu na sferze niebieskiej względem dalszych obiektów, wynikające ze zmiany miejsca obserwacji, spowodowanej przemieszczeniem się obserwatora związana z rocznym ruchem Ziemi po orbicie. Ten pozorny ruch wynika z rocznej zmiany położenia Ziemi na orbicie. Ściślej rzecz ujmując roczna paralaksa jest to kąt, pod jakim widać z danej gwiazdy promień orbity Ziemi przechodzący prostopadle do kierunku od gwiazdy do Ziemi. Dana gwiazda zatacza pozornie elipsę dookoła swego położenia  średniego, w taki sposób, że odchyla się  w stronę ekliptyki od punktu, gdzie w danym czasie znajduje się Słońce. Przesunięć tego typu poszukiwali astronomowie po ogłoszeniu teorii Kopernika, nie przypuszczając, że wskutek olbrzymich odległości od gwiazd ruch paralaktyczny jest bardzo niewielki. Dopiero w 1838 roku udało się dokonać pomiarów pierwszej paralaksy. Ruch Ziemi dookoła Słońca powoduje także zjawisko zwane aberracją (odchyleniem). Jak wiemy Ziemia porusza się dookoła Słońca ze średnią prędkością 30 km/s Światło gwiazd dociera do Ziemi z prędkością 300.000 km/s. Aby zobaczyć daną gwiazdę przez lunetę w środku pola widzenia, należy ustawić ją tak, by promień gwiazdy przeszedł kolejno przez środek obiektywu lunety i doszedł do środka okularu.. Jednakże przy ustawieniu lunety w kierunku gwiazdy promień nie dojdzie do okularu, ponieważ w czasie, w którym światło odbywa drogę długości lunety Ziemia wraz z lunetą przesunie się o pewien odcinek.. Należy więc lunetę nachylić w stronę ruchu Ziemi o taki kąt, by obiektyw wyprzedzał okular lunety. Wtedy obserwator dostrzeże gwiazdę w środku pola widzenia. Kąt nachylenia lunety powinien być stale skierowany w stronę ruchu Ziemi. Gwiazdy więc odbywają pozorny  ruch dookoła ich położenia średniego. Na skutek aberracji gwiazda na sferze niebieskiej ulega odchyleniu w tę stronę, w którą Słońce było widoczne przez ¼ roku. Porównując ten ruch gwiazd z ruchem wywołanym przez paralaksę, można stwierdzić iż na skutek aberracji gwiazdy odchylają się od położenia średniego w kierunku prostopadłym od odchyleń paralaktycznych. Zjawisko aberracji zostało odkryte wcześniej niż rocznej paralaksy gwiazd, bo w roku 1725. Dowodem na istnienie ruchu obiegowego mogą być także zmiany obserwacji meteorytów. Są to drobne ciała niebieskie poruszające się w przestrzeni. Stają się one widoczne dopiero przy wejściu w atmosferę ziemską, gdzie wskutek szybkiego ruchu ogrzewają się wywołując świecenie i w większości przypadków nie dolatują do powierzchni Ziemi. Jeżeli przyjąć, że ciała te rozmieszczone są równomiernie w przestrzeni, to najwięcej meteorytów powinien dostrzegać obserwator znajdujący się na tej części kuli ziemskiej, która jest zwrócona zgodnie z kierunkiem obiegu. Z badań statystycznych wynika, że nad ranem w, przed wschodem Słońca obserwuje się najwięcej meteorytów.