지구의 궤도 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{다른 뜻|지구 주회 궤도|지구가 태양을 도는 궤도|지구를 도는 궤도}}

[[파일:North season.jpg|섬네일|upright=1.5|계절의 지구의 궤도 상 위치.]]
[[파일:EarthsOrbit en.png|섬네일|원(회색)과 지구의 궤도(노란색)의 비교.]]

[[지구]]는 북반구 기준 시계 반대 방향으로 [[태양]]을 [[긴반지름|평균적]]으로 [[천문단위|1억 4960만 킬로미터]] 거리에서 [[공전]]한다.<ref>{{웹 인용|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Display=Facts&Object=Sun |title=Sun: Facts & Figures |work=Solar System Exploration |publisher=[[National Aeronautics and Space Administration]] |access-date=July 29, 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150703111716/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts |archive-date=July 3, 2015 |url-status=dead |df=mdy-all}}</ref> 궤도 한 바퀴를 도는 데는 365.256일(1 [[항성년]])이 걸리며, 이 기간 동안 지구는 9억 4000만 킬로미터를 움직인다.<ref name="AA">Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' 2nd ed, {{ISBN|0-943396-61-1}} (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. See Ellipse#Circumference. The formula by Ramanujan is accurate enough.</ref> 다른 [[태양계]] 천체를 무시하면, '''지구의 궤도'''는 지구와 태양의 [[질량중심 (천문학)|질량중심]]을 한 [[초점]]으로 한, [[궤도 이심률|이심률]] 0.0167의 [[타원]] 형태이다. 이심률이 거의 0에 가깝기 때문에, 지구의 궤도의 중심은 지구의 궤도의 크기에 비해 태양의 중심에 가까운 편이다.

지구에서 볼 때, 지구의 순행 운동으로 인해 태양이 항성에 대해 [[일주 운동|움직이는 것]]처럼 보이며, 비율은 동쪽으로 1 태양일당 약 1°(또는 12시간당 1 태양 지름)이다.<ref group=참조>지구는 태양 주위를 도는 데 약 365일이 소요되며, 궤도 한 바퀴는 360°이기 때문에, 지구는 매일 대략 1° 가량을 움직이는 것이 된다. 지구의 움직임으로 인해 태양의 상대적 움직임이 발생하므로, 태양이 이 정도의 속도로 항성 사이를 움직이는 것으로 보이게 된다.</ref> 지구의 [[공전 속도]]는 평균적으로 29.78&nbsp;km/s(107,208&nbsp;km/h)로, 지구의 지름을 7분, [[달]]까지의 거리를 4시간 만에 주파할 수 있는 속도이다.<ref name="earth_fact_sheet">{{웹 인용|last=Williams|first=David R.|date=2004-09-01|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html|title=Earth Fact Sheet|publisher=[[NASA]]|access-date=2007-03-17}}</ref>

태양이나 지구의 북극에서 바라볼 때, 지구는 태양을 시계 반대 방향으로 도는 것으로 보인다. 태양과 지구의 자전 방향도 마찬가지로 시계 반대 방향이다.

== 연구 역사 ==
{{본문|태양중심설}}

[[파일:Heliocentric.jpg|섬네일|태양중심설에 근거한 태양계.]]
[[파일:geoz wb en.svg|섬네일|지구중심설(위)과 태양중심설(아래)의 비교.]]

[[태양중심설]](지동설)은 [[태양계]]의 중심에 태양을 두고 주변에 행성을 배치한 최초의 과학 모형이다. 역사적으로 태양중심설은 지구를 중심에 둔 [[지구중심설]](천동설)과 대립하였다. 기원전 3세기에 [[사모스의 아리스타르코스]]가 이미 태양중심설을 제기하였으며, 16세기에 [[니콜라우스 코페르니쿠스]]의 "[[천구의 회전에 관하여]]"를 통해<ref>{{서적 인용|title = De revolutionibus orbium coelestium|publisher = Johannes Petreius|date = 1543}}</ref> 2세기 [[프톨레마이오스]]가 지구중심설을 설명한 것과 유사하게 태양중심설에 대한 논의가 시작되었다. 이 [[코페르니쿠스 혁명]]을 통해, 행성의 [[겉보기 역행 운동|역행 운동]] 문제를 사실 착시에 의한 것뿐이라고 주장함으로서 해결하였다.<ref>Jerry Brotton, ''A History of the World in Twelve Maps'', London: Allen Lane, 2012, {{ISBN|9781846140990}} p. 262.</ref>

== 지구에서의 영향 ==
{{본문|계절}}
지구의 [[자전축 기울기]]([[황도면]]에 대한 경사각)가 있기 때문에, 지구 표면에서 본 태양의 궤적은 한 해에 걸쳐 달라진다. 북반구에 있는 관측자는 북극이 태양 쪽으로 기울어졌을 때 태양이 더 오래 뜨고 태양의 고도가 더 높아지는데, 이로 인해 태양의 복사 에너지 도달량이 많아져 평균 온도가 올라간다. 북극이 태양 반대편을 향하면 반대의 현상이 일어나 평균 온도가 낮아진다. [[북극권]] 북쪽과 [[남극권]] 남쪽에서는 태양이 아에 뜨지 않는 시기나, 태양이 지지 않는 시기가 생겨 극한 기후가 발생한다. 이 현상을 [[극야]]와 [[백야]]로 부른다. 이러한 기후의 변화를 통틀어 보통 [[계절]]이라 칭한다.<ref>{{웹 인용|url = http://spaceplace.nasa.gov/seasons/en/|title = What causes the seasons? (NASA)|access-date = January 22, 2015}}</ref>

== 궤도 상의 사건 ==
{{참고|세차 운동|밀란코비치 주기}}
천문학에서는 관행적으로 4계절을 [[지점]](지구의 자전축이 태양에서 제일 가까이 또는 제일 멀리 떨어지는 위치)과 [[분점]](지구의 자전축이 태양 방향과 완전히 수직이 되는 위치)으로 정의한다. 지점과 분점은 1년을 4등분한다. 북반구 기준 춘분은 3월 20일, 하지는 6월 21일, 추분은 9월 23일, 동지는 12월 21일 경 발생한다.<ref name=":0">{{웹 인용|url = http://wwp.greenwichmeantime.com/longest-day/equinox-solstice-2010-2019.htm|title = Date & Time of Solstices & Equinoxes|date = August 28, 2013 |access-date = January 22, 2015 }}</ref> 남반구에서는 자전축 기울기에 의한 영향이 반대이기 때문에, 분점과 지점의 효과가 반대가 된다.

현대에 지구의 [[근일점]]은 1월 3일 경, [[원일점]]은 7월 4일 경 일어난다. 즉, 지구는 1월에 태양에 가장 가깝고, 7월에 태양에서 가장 멀다. 북반구 기준으로는 태양과 가장 가까울 때 겨울이 되므로 직관과 다르게 보이지만, 태양과 지구 사이의 거리로 인한 에너지 차이는 7% 정도밖에 되지 않는다.<ref>{{웹 인용|url=https://www.itacanet.org/the-sun-as-a-source-of-energy/part-2-solar-energy-reaching-the-earths-surface/|title=Solar Energy Reaching The Earth’s Surface|publisher=ITACA|access-date=2022-01-30}}</ref> 남반구에서는 자전축이 기울어지는 시기와 지구와 태양이 가까워지는 시기가 일치하여, 북반구에 비해 에너지를 약간 더 받지만, 자전축 기울기 때문에 발생하는 에너지 불균형에 비해 이 에너지 불균형은 매우 적고, 남반구에는 물이 더 많기 때문에 초과로 받는 에너지는 물에 거의 전부 흡수된다.<ref>{{웹 인용|last=Williams|first=Jack|date=2005-12-20|url=https://www.usatoday.com/weather/tg/wseason/wseason.htm|title=Earth's tilt creates seasons|publisher=USAToday|access-date=2007-03-17}}</ref>

지구의 [[힐 권]]([[중력]]적 영향권)의 반지름은 약 1,500,000 km(0.01 [[천문단위|AU]])로, 지구와 달 사이의 거리의 약 4배이다.<ref>{{웹 인용|author=Vázquez, M.|author2=Montañés Rodríguez, P.|author3=Palle, E.|date=2006|url= http://www.iac.es/folleto/research/preprints/files/PP06024.pdf|title=The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets|publisher=Instituto de Astrofísica de Canarias|access-date=2007-03-21}}</ref><ref group="참조">지구의 힐 권은 다음과 같이 주어진다.

:<math>R_H = a \left(\frac{m}{3M}\right)^{1/3},</math>

여기서 <math>m</math>은 지구의 질량, <math>a</math>는 천문단위, <math>M</math>은 태양의 질량으로, 천문단위로 계산한 힐 권의 반지름은 다음과 같다.

<math>\left(\frac{1}{3 \cdot 332\,946}\right)^{1/3} \approx 0.01</math></ref> 힐 권은 지구의 중력 영향이 태양 등 다른 천체보다 더 강한 구역이다. 지구를 공전하는 물체는 힐 권 내에 있어야 하며, 이 밖으로 나갈 경우 태양의 중력적 섭동에 영향을 받는다.

{| class="wikitable" style="margin:auto"
|+ 궤도 요소
|-
| [[역기점]]
| [[J2000.0]]<ref group=참조 name=epoch/>
|-
| [[원일점]]
| {{convert|152.10|e6km|abbr=on}}<br /> 1.0167&nbsp;[[천문단위|AU]]<ref group=참조 name=apsis/>
|-
| [[근일점]]
| {{convert|147.10|e6km|abbr=on}}<br /> 0.98329&nbsp;AU<ref group=참조 name=apsis/>
|-
| 궤도 [[긴반지름]]
| {{convert|149.60|e6km|abbr=on}}<br /> 1.000001018&nbsp;AU<ref name=VSOP87/>
|-
| [[궤도 이심률]]
| 0.0167086<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[궤도 경사]]
| [[태양]]의 [[적도]] 기준 7.155°<br />[[불변면]] 기준 1.578690°<ref name=Allen294/>
|-
| [[승교점 경도]]
| 174.9°<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[근일점 경도]]
| 102.9°<ref name="VSOP87"/>
|-
| [[근점 편각]]
| 288.1°<ref name="VSOP87"/><ref group=참조 name=arg_peri/>
|-
| [[공전 주기]]
| {{gaps|365.256|363|004}}일<ref>The figure appears in multiple references, and is derived from the VSOP87 elements from section 5.8.3, p.&nbsp;675 of the following: {{저널 인용
|title = Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=282
|issue=2
|pages=663–683
|date=February 1994
|last1=Simon |first1=J. L.
|last2=Bretagnon |first2=P.
|last3=Chapront |first3=J.
|last4=Chapront-Touzé |first4=M.
|last5=Francou |first5=G.
|last6=Laskar | first6=J.
|bibcode=1994A&A...282..663S
}}</ref>
|-
| 평균 [[공전 속도]]
| {{convert|29.78|km/s|abbr=on}}<ref name="earth_fact_sheet"/><br />{{convert|107208|km/h|abbr=on}}
|-
| 원일점에서의 속도
| {{convert|29.29|km/s|abbr=on}}<ref name="earth_fact_sheet"/>
|-
| 근일점에서의 속도
| {{convert|30.29|km/s|abbr=on}}<ref name="earth_fact_sheet"/>
|}

밑 도표에는 지점, 분점, [[근일점]] 및 [[원일점]]까지 그린 선의 관계가 나타나 있다. 지구는 근일점(1월 2일~5일), 춘분점(3월 19일~21일), 하지점(6월 20일~22일), 원일점(7월 3일~5일), 추분점(9월 22일~24일), 동지점(12월 21일~23일) 순서로 진행한다.<ref name=":0" /> 밑 그림의 지구의 궤도는 타원이 강조되어 있으며, 실제 궤도는 원에 매우 가깝다.

[[파일:Seasons1.svg|center|frameless|upright=2.8]]

== 미래 ==
{{본문|태양계의 안정성}}
[[피에르시몽 드 라플라스 후작|라플라스]], [[조제프루이 라그랑주|라그랑주]], [[카를 프리드리히 가우스|가우스]], [[앙리 푸앵카레|푸앵카레]], [[안드레이 콜모고로프]], [[블라디미르 아르놀트]], [[위르겐 모저]] 등 여러 천문학자와 수학자는 행성 운동의 안정성의 증거를 찾기 위해 노력했으며, 이 과정에서 여러 수학 이론이 개발되었고, 태양계의 안정성에 대한 여러 "증거"를 찾아냈다.<ref>{{백과사전 인용|encyclopedia=Encyclopedia of Astronomy and Astropvhysics|editor-last=Murdin|editor-first=Paul|id=article 2198|last=Laskar|first=J.|title=Solar System: Stability|date=2001|publisher=Institute of Physics Publishing|location=Bristol}}</ref> 지구의 궤도는 오랜 시간 동안 안정적으로 유지될 것으로 예측하고 있다.<ref>{{서적 인용|last=Gribbin|first=John|title=Deep simplicity : bringing order to chaos and complexity|date=2004|publisher=Random House|location=New York|isbn=978-1-4000-6256-0|edition=1st U.S.|url-access=registration|url=https://archive.org/details/deepsimplicitybr00grib}}</ref>

1989년 자크 라스카의 연구 결과에서는 지구의 궤도가 혼란스럽게 변할 수 있으며, 지구의 위치를 15미터만 다르게 입력해도 1억 년 후 지구의 궤도를 추정하는 것이 불가능해진다는 것이 밝혀졌다.<ref>{{뉴스 인용|url = http://www.news.com.au/national/earth-venus-smash-up-possible/story-e6frfkp9-1225732704812|title = Earth-Venus smash-up possible|date = June 11, 2009|access-date = Jan 22, 2015|archive-date = 23 January 2015|archive-url = https://web.archive.org/web/20150123024437/http://www.news.com.au/national/earth-venus-smash-up-possible/story-e6frfkp9-1225732704812|url-status = dead}}</ref> 태양계 모형을 만드는 것은 [[다체 문제]]에 해당한다.

== 같이 보기 ==
* [[지구의 자전]]
* [[지구 저궤도]]

== 각주 ==
; 내용주
{{각주|group=참조|refs=
<ref name=apsis>원일점 = ''a'' × (1 + ''e''), 근일점 = ''a'' × (1&nbsp;– ''e'')이며, 여기서 ''a''는 긴반지름, ''e''는 궤도 이심률이다.</ref>

<ref name=epoch>모든 천문 상수는 [[영년 변화|영년적]] 및 [[진동수|주기적]]으로 변화한다. 주어진 상수는 모든 주기적 변화를 무시하고, [[J2000.0]]에서 영년적인 수치이다.</ref>

<ref name=arg_peri>근일점 경도는 근점 편각과 승교점 경도의 합이다. 근일점 경도 102.937°에서 승교점 경도 174.873°를 빼면 −71.936°가 나오며, 360° 범위로 만들기 위해 360°를 더해주면 288.064°가 된다.</ref>
}}

; 출처주
{{각주|refs=
<ref name=Allen294>{{서적 인용| title=Allen's Astrophysical Quantities | author=Allen, Clabon Walter | author2=Cox, Arthur N. | publisher=Springer | date=2000 | isbn=0-387-98746-0 | url=https://books.google.com/books?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294 | page=294}}</ref>

<ref name=VSOP87>{{저널 인용
|title = Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=282
|issue=2
|pages=663–683
|date=February 1994
|last1=Simon |first1=J.L.
|last2=Bretagnon |first2=P.
|last3=Chapront |first3=J.
|last4=Chapront-Touzé |first4=M.
|last5=Francou |first5=G.
|last6=Laskar | first6=J.
|bibcode=1994A&A...282..663S
 }}</ref>
}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류|Orbit of Earth}}
* [https://nightsky.jpl.nasa.gov/docs/HowFast.pdf Earth&nbsp;– Speed through space&nbsp;– <!---between 0.8 - 1.9 M mph--->about 1 million miles an hour]&nbsp;– [[NASA]] & ([[:en:Wikipedia:Reference desk/Archives/Science/2019 July 20#How fast are we moving through space?|WP discussion]])

{{지구}}
{{궤도}}

[[분류:지구]]
[[분류:태양계동역학]]