Atranslação da Terra é o movimento que aTerra realiza ao redor doSol a uma distância aproximada de 1unidade astronômica, ou 149 597 870 700metros.[1] Uma translação completa ao redor do Sol leva 1ano sideral ou 365,256363dias solares[2][3] a uma velocidade orbital média de 29,78 km/s.[4] Durante o periélio, a Terra fica a cerca de 147 milhões de quilômetros, e durante o afélio, a cerca de 152,1 milhões de quilômetros do Sol.[4] A trajetória realizada pela Terra durante a translação descreve umaórbita elíptica[5] deexcentricidade 0,0167 esemieixo maior com 149,6 milhões dequilômetros.[4]
Este movimento é o referencial para a divisão do tempo e, é através das diferentes posições que a Terra ocupa em relação ao Sol que resultam as estações do ano.[6][7]
Ver artigo principal:HeliocentrismoA primeira teoria com prestígio universal a propor o Sol como centro dosistema solar é o heliocentrismo, proposto porNicolau Copérnico[8] na sua publicaçãoDe revolutionibus orbium coelestium de1543.[9] A teoria heliocêntrica tomou o lugar domodelo geocêntrico proposto por volta do ano150 porPtolomeu; que por mais de milênio vigorou soberano no intuito de explicar omovimento retrógrado dosplanetas observados da Terra, entre outros por ter sido incorporado aos dogmas e defendido pela Igreja Católica. O modelo heliocêntrico, que passou a vigorar já na geração seguinte à Galileu e seu julgamento, resolve esta questão de forma mais simples efisicamente mais realista - sem considerar osepiciclos edeferentes do modelo ultrapassado - argumentando que o movimento complexo dos demais planetas quando observados da Terra é apenas aparente aos observadores e não resultante das órbitas dos planetas em si.[10]
Ver artigo principal:Estação do ano
O movimento de translação associado a inclinação do eixo derotação da Terra leva a ocorrência das estações do ano. Um observador sobre asuperfície da Terra nota que ao longo do ano a trajetória do Sol no céu varia, proporcionando dias mais longos com clima mais quente noverão ou dias mais curtos com clima mais ameno noinverno.
As regiões próximas aoequador possuem dias de duração mais uniforme ao longo do ano com doze horas de dia e doze horas de noite. Naregião tropical delimitada peloTrópico de Capricórnio e peloTrópico de Câncer o Sol passa pelozênite duas vezes ao ano, exceto sobre os próprios trópicos em que há apenas uma passagem.
O fenômeno das estações torna-se mais acentuado na medida em que nos aproximamos das regiões polares. Nasregiões temperadas mais ao norte do trópico de Câncer e mais ao sul do trópico de Capricórnio o Sol nunca atinge o zênite em qualquer época do ano. Nas regiões mais ao norte doCírculo Polar Ártico e mais ao sul doCírculo Polar Antártico o Sol está sempre acima do horizonte durante o verão e sempre abaixo do horizonte noinverno.[11]
A duração do ano para ocalendário gregoriano não é baseada no tempo de translação mas sim noano trópico, medido desolstício a solstício.[12] Devido aprecessão dos equinócios o ano trópico é um pouco mais curto que o ano sideral.[3]
Como a órbita que a Terra descreve em seu movimento de translação tem formato deelipse há momentos de maior aproximação e maior afastamento do Sol. Apesar de a distância em relação ao Sol variar, os efeitos físicos sobre nossos corpos acabam passando despercebidos, por não provocarem mudanças neles, ao contrário do que acontece quando das estações[12] do ano. Os momentos de maior aproximação e maior afastamento variam de acordo com a posição dobaricentro do sistema Terra -Lua.[13] A tabela a seguir descreve a data dos próximosperiélios eafélios.[14]
| Ano | Periélio | Afélio |
|---|---|---|
| 2012 | 5 de janeiro | 5 de julho |
| 2013 | 2 de janeiro | 5 de julho |
| 2014 | 4 de janeiro | 4 de julho |
| 2015 | 4 de janeiro | 6 de julho |
| 2016 | 2 de janeiro | 4 de julho |
| 2017 | 4 de janeiro | 3 de julho |
| 2018 | 3 de janeiro | 6 de julho |
Ver artigo principal:Estabilidade do sistema solarMatemáticos e astrônomos (comoLaplace,Lagrange,Gauss,Poincaré,Kolmogorov,Vladimir Arnold, eJürgen Moser) procuraram evidências da estabilidade dos movimentos planetários, e essa busca levou a muitos desenvolvimentos matemáticos e várias "provas" sucessivas de estabilidade para o Sistema Solar. Pela maioria das previsões, a órbita da Terra será relativamente estável por longos períodos.[15][16] Em 1989, o trabalho de Jacques Laskar indicou que aórbita da Terra (assim como as órbitas de todos os planetas internos) pode se tornar caótica e que um erro tão pequeno quanto 15 metros na medição da posição inicial da Terra hoje tornaria impossível prever onde a Terra estaria em sua órbita em pouco mais de 100 milhões de anos. Modelar oSistema Solar é um assunto abordado pelo problema dos n-corpos.[17]
