地球繞太陽公轉

地球繞太陽公轉指地球繞太陽做周期性轉動。

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公轉速度

平均角速度是每年360度，即每日59分。平均線速度為每年940，000，000公里，即約每秒29.79公里。即時角速度和即時線速度有季節變化，在能量守恆的前提下，離太陽越近，位能越小，動能則越大，即時線速度和即時角速度就越大。在角動量守恆的前提下，即在相等長度的時間內，地球、太陽連線所掃過的面積是恆定的。

地球的自轉軸與其公轉的軌道面成66°34′的傾斜。這個角度同人們拿鉛筆書寫時筆桿與桌面的傾斜相仿。人們有時形象地比喻為地球「斜著身體」繞太陽公轉。

地球的自轉同它公轉之間的這種關係，天文學和地理學上通常用它的餘角（23°26′），即赤道面與軌道面的交角來表示；而在地心天球上，則表現為黃道與天赤道的交角，並被稱為黃赤交角，又稱"黃赤大距"。黃道與天赤道的兩個交點，叫白羊宮（白羊座）第一點和天秤宮（天秤座）第一點，在北半球分別稱為春分點和秋分點，合稱二分點。黃道上距天赤道最遠的兩點，叫巨蟹宮（巨蟹座）第一點和摩羯宮（摩羯座）第一點，即北半球的夏至點和冬至點，合稱二至點。二至點距天赤道23°26′，稱黃赤大距，是黃角交角在地心天球上的表現。

黃赤交角在天球上也表現為南北天極對於南北黃極的偏離。天軸垂直於赤道面，黃軸垂直於黃道面，既然黃赤交角是23°26′，那麼，天極對於黃極的偏離，必然也是23°26′

黃赤交角的存在，具有重要的天文和地理意義。前已述及，黃赤交角是地軸進動的成因之一；它還是視太陽日長度周年變化的主要原因。下節還將要說明，黃赤交角是地球上四季變化和五帶區分的根本原因。

開普勒的行星運動定律，讓17世紀初天文學家眼中的太陽系與其真實面貌達到了空前的一致。太陽位於中心；當時已知的六顆行星——水星、金星、地球、火星、木星還有土星由內到外依次在各自的橢圓軌道上圍繞著太陽運動。然而這幅太陽系的「全家福」之中還有一個重大的缺憾，它是沒有比例尺的，因為當時的天文學家不知道任何一顆行星到太陽的距離，他們所知道的只是這些行星與太陽之間的距離的比值，其中地球與太陽之間的平均距離被定為一個天文單位，以此類推最內側的水星與太陽的距離便為0.3871個天文單位，而最外側的土星則在距離太陽9.5388的軌道上緩慢運行。

由於「天文單位」是天文學，特別是天文測量學中一個非常重要的一個天文數值，因此準確的測量地球與太陽之間的距離便成為了「最為崇高的天文問題」之一。

但是這並不是一件容易的事情，太陽高高地掛在空中、遙不可及，顯然不能像測量你家房間大小那樣直接用皮尺去量，而只能通過間接的方法去測定。天文學家們很快便想到了「視差」，所謂的「視差」是指在兩個不同的點上觀察同一個目標時所產生的方向差異，這種方向差異可以通過目標在遙遠背景上的移動計算出來，如果兩點之間的距離是已知的，利用中學所學的幾何學知識就能夠計算出目標到觀測點的距離。我們很容易想到，目標的距離越遠，它的視差就越小，當物體的距離非常遙遠的時候，它的視差便可以忽略不計了，而被當作觀測的背景。日常生活中最為常見的視差，便是當你分別用左右眼看同一個物體時，它在你的眼中相對於其他物體所發生的移動。

但是要測定太陽的視差卻同樣也是一件非常困難的事。首先它的距離太遠，即使分別在地球的兩端來測量，它的視差還是很小，這就需要非常精密的儀器；更為糟糕的是太陽實在是太亮了，它把可以作為背景的星空完全淹沒了，因此我們也就沒有了標尺，這使得直接測量它的視差幾乎成為了一件不可能完成的任務。這幅沒有比例尺的太陽系地圖也就一直使用到了18世紀初。

1716年，英國著名的天文學家、哈雷彗星的發現者，埃德蒙多·哈雷提出了一種間接測定太陽視差的方法，這種方法需要利用一種罕見的天文現象——「金星凌日」，也就是金星製造的微小「日食」，當這種現象發生的時候，在地球上可以看到有一個小黑點兒，也就是金星的影子，從太陽表面經過。哈雷的方法就是通過測定不同觀測地點，這個小黑點經過太陽表面的時間，然後再經過一系列計算，就可以得到太陽的視差。

但是很遺憾的是哈雷沒有等到下次金星凌日的出現便去世了。德國天文學機恩克利用1761年和1769年的兩次金星凌日時的觀測結果，於1824年計算出了太陽與地球之間的距離為1.53億公里。後來的天文學家又利用隨後兩次發生在1874和1882年的金星凌日現象，把這個數字精確到了1.4934億±9.6萬公里，這已經非常接近現代的數值1.49597870億公里。

當然這個數值是太陽與地球之間的平均距離，也就是幾何學中橢圓的半長軸。不過地球軌道非常接近正園，它目前的偏心率只有0.0174，也就是它與太陽之間最遠的距離只比這個平均距離遠1.74%，大約是260萬公里。

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