Aarde (planeet) | astronomische eigenschappen

Astronomische eigenschappen

De Aarde behoort tot het Zonnestelsel, het planetaire stelsel rond de ster die de Zon wordt genoemd. Het Zonnestelsel bevat nog zeven andere planeten en een groot aantal kleinere hemellichamen. De Zon is ongeveer 109 keer zo groot in diameter als de Aarde en heeft een 300 000 maal zo grote massa. Onder de planeten is de Aarde van gemiddelde grootte. De grotere planeten, met name Jupiter, hebben de Aarde gedurende haar bestaan beschermd tegen inslagen door met hun (grotere) gravitatieveld planetoïden en kometen in te vangen of af te stoten. Ook de Maan vangt meteorieten op die anders op Aarde zouden storten.

De Zon is een van de miljarden sterren die samen het sterrenstelsel Melkweg vormen. Binnen de Melkweg is de Zon een relatief onopvallende ster. De Melkweg zelf is weer onderdeel van de Lokale Groep, een groep van meer dan 40 sterrenstelsels, waarvan de Melkweg een van de grotere is. Deze Lokale groep is onderdeel van de Lokale Supercluster, een van vele superclusters van tienduizenden sterrenstelsels die samen het heelal vormen.

Baan en rotatie

1rightarrow blue.svg Zie Dagduur en Ecliptisch vlak voor de hoofdartikelen over dit onderwerp.
Baankarakteristieken
Inclinatie 23,439281°
Afstand tot Zon 1,496×108 km
Aphelium 1,5210×108 km
Perihelium 1,4709×108 km
Rotatie van de Aarde om haar as.

Ten opzichte van achtergrondsterren heeft de Aarde 23 uur, 56 minuten en 4,091 seconden (een siderische dag) nodig om eenmaal om haar as te draaien. Doordat de Aarde van boven de noordpool af gezien tegen de klok in draait, lijkt het voor de toeschouwer vanaf het aardoppervlak alsof andere hemellichamen (sterren, planeten, de Zon en de Maan) in het oosten opkomen om onder te gaan in het westen.

De Aarde draait in een licht excentrische baan rond de Zon. Eén rondgang (een siderisch jaar) duurt ongeveer 365,25636 dagen. Daardoor lijkt de Zon vanaf de Aarde gezien ten opzichte van de sterren met ongeveer 1° per dag naar het oosten te bewegen. Dankzij deze beweging komt de Zon elke dag ongeveer 4 minuten later op ten opzichte van de sterren. De tijdsduur die de Aarde nodig heeft om weer in dezelfde positie te raken ten opzichte van de Zon, is daardoor ongeveer 4 minuten langer dan een siderische dag en wordt een synodische dag genoemd.

De afstand tot de Zon bedraagt gemiddeld bijna 150 miljoen km en de snelheid waarmee de Aarde om de Zon beweegt is 29,783 km/s. De Aarde bereikt het perihelium in haar baan (de plek waar ze het dichtst bij de Zon staat) op 3 januari en het aphelium (het verste punt van de Zon af) rond 4 juli. Het verschil in afstand tot de Zon zorgt ervoor dat de warmte-energie die de Aarde in het perihelium ontvangt, 106,9% is van de warmte-energie die ze ontvangt tijdens het aphelium. Het zuidelijk halfrond ontvangt in de loop van een jaar daardoor iets meer energie dan het noordelijk halfrond. Dit effect wordt echter grotendeels opgeheven door absorptie van het energieverschil door de oceanen (het zuidelijk halfrond heeft een veel groter wateroppervlak dan het noordelijk halfrond) en het effect van seizoenen als gevolg van de helling van de aardas is veel groter.

De hoek van de aardas met de ecliptica (en inkomend zonlicht) veroorzaakt seizoenen op Aarde. Als de Aarde op het punt in haar baan is wanneer de noordpool naar de Zon toe gericht is, is het op het noordelijk halfrond zomer en op het zuidelijk halfrond winter.

Doordat de rotatieas van de Aarde niet loodrecht op de aardbaan om de zon staat, maar daar 23,4° van afwijkt (inclinatie), verandert de hoek waarmee de Zon de Aarde beschijnt, in de loop van een jaar. Samen met de beweging om de Zon zorgt dit ervoor dat er op Aarde seizoenen voorkomen. Voor een waarnemer op het noordelijk halfrond zal de Zon hoger aan de hemel staan wanneer de noordpool naar de Zon toe gekanteld is. Daardoor is de temperatuur in die perioden hoger, terwijl de temperatuur lager is als de noordpool van de Zon af gekanteld is. Binnen de poolcirkels is de Zon zelfs gedurende een gedeelte van het jaar helemaal niet te zien (de zogenaamde poolnacht). In de astronomie zijn de seizoenen vastgelegd afhankelijk van de stand van de aardas ten opzichte van de Zon. De twee punten in de aardbaan waar een van de twee polen naar de Zon gericht is, worden zonnewendes genoemd en de twee punten waarop de Zon precies boven de evenaar staat, de equinoxen. Die vier punten verdelen een jaar in zomer, herfst, winter en lente.

Voor het noordelijk halfrond geldt dat de afstand tot de zon in het zomerseizoen iets groter is dan in het winterseizoen; de zomer duurt hier dan ook een paar dagen langer dan de winter. Op het zuidelijk halfrond is dat juist andersom. Hierdoor zijn de seizoensverschillen op het zuidelijk halfrond iets groter. Op Mars is dat effect veel sterker, doordat de baan van deze planeet meer van de cirkelvorm afwijkt.

Maan

1rightarrow blue.svg Zie Maan voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

De Aarde bezit een natuurlijke satelliet, de Maan. De diameter van de Maan bedraagt ongeveer een kwart van die van de Aarde. Er bestaat in het Zonnestelsel geen andere planeet met een naar verhouding zo grote satelliet. De Maan is net als de Aarde een terrestrisch lichaam dat voornamelijk uit silicaten bestaat. In tegenstelling tot de Aarde bezit de Maan echter geen atmosfeer.

De Aarde gezien vanaf de Maan

Hoewel de diameter van de Zon ongeveer 400 keer zo groot is als die van de Maan, hebben Zon en Maan vanaf de Aarde gezien toch ongeveer dezelfde schijnbare diameter aan de hemel. Dit komt doordat de Zon zich ook ongeveer 400 keer zo ver bevindt van de Aarde als de Maan. Er kunnen daarom op Aarde zowel gedeeltelijke zonsverduisteringen voorkomen als totale, die net dekkend zijn.

De Aarde en de Maan draaien om een gemeenschappelijk zwaartepunt in 27,32 siderische dagen. Vanuit de Zon gezien, duurt die omloop van de Maan nog iets langer: de periode tussen twee volle manen (een synodische maand) bedraagt 29,53 dagen. Het vlak van de Maanbaan helt onder een hoek van 5° met de ecliptica. Zonder deze hoek zou er elke twee weken een zons- of maansverduistering te zien zijn.

De aantrekkingskracht van de Maan zorgt voor getijden op Aarde. De aantrekkingskracht van de Aarde op de Maan heeft ervoor gezorgd dat de Maan een gebonden rotatie vertoont: de omlooptijd en rotatieduur van de Maan zijn even lang. Als gevolg daarvan is vanaf Aarde altijd dezelfde kant van de Maan te zien. Tijdens haar omloop rond de Aarde vertoont de Maan schijngestalten, doordat ze zich telkens in een andere positie ten opzichte van de Zon bevindt.

De getijdenversnelling zorgt ervoor dat de Maan versneld raakt in haar omloopbaan en langzaam in een steeds ruimere baan om de Aarde terechtkomt. Als gevolg daarvan beweegt ze zich met een snelheid van 38 millimeter per jaar van de Aarde af. Tegelijkertijd wordt ook de rotatie van de Aarde om haar eigen as afgeremd, waardoor een siderische dag op Aarde elk jaar 23 µs langer duurt.[5] In het Devoon (410 miljoen jaar geleden) stond de Maan nog dichterbij en duurde een siderische dag op Aarde slechts 21 uur, waardoor er ongeveer 400 dagen in een jaar vielen.[6]

De getijdenwerking van de Maan stabiliseert de stand van de aardas.[7] Sommige geleerden denken dat de aardas zonder deze stabiliserende werking van de Maan bloot zou staan aan chaotische veranderingen, die het aardse klimaat veel veranderlijker en extremer zouden maken. Als de aardas zich in het baanvlak van de Aarde bevond, zoals tegenwoordig het geval is bij de planeet Uranus, dan zou complex leven waarschijnlijk onmogelijk zijn vanwege de extreme verschillen tussen de seizoenen.[8]

Behalve een natuurlijke satelliet bezit de Aarde enkele kleine quasisatellieten. De grootste daarvan, de 3,3 km grote planetoïde 3753 Cruithne, werd in 1986 ontdekt. Aan het begin van de 21e eeuw zijn nog meer objecten met soortgelijke banen ontdekt. Die zijn niet groter dan honderd meter in doorsnede.

Schematische weergave van de rotatie van de Aarde (R), de precessie (P) en de nutatie (N).

Cyclische veranderingen

1rightarrow blue.svg Zie ook het artikel over de Milanković-parameters.

De aardas ondergaat een langzame, cyclische beweging ten opzichte van de Zon, die precessie wordt genoemd, en zich elke 25.800 jaar herhaalt. De precessie zorgt voor het verschil tussen een tropisch jaar en een siderisch jaar. Daarnaast varieert de stand van de aardas ook een klein beetje, met een periode van 18,6 jaar, een beweging die de nutatie genoemd wordt. Ook de positie van de polen op het aardoppervlak verandert, met maximaal een paar meter per jaar. Deze poolbeweging heeft verschillende cyclische componenten, die samen de quasiperiodische beweging worden genoemd. Zelfs de rotatiesnelheid van de Aarde varieert licht, waardoor niet alle dagen precies even lang zijn.

De helling van de aardas varieert met een periode van 41 000 jaar. Ook de excentriciteit van de aardbaan verandert in de loop der tijd. Er zijn grofweg twee belangrijke cyclische perioden waarmee deze veranderingen plaatsvinden; de langste periode duurt 413 000 jaar, de kortere ongeveer 100 000 jaar.

Cyclische veranderingen van de baan en rotatie van de Aarde en de stand van de aardas worden voornamelijk veroorzaakt door variaties in de aantrekkingskracht van de Zon en Maan en worden wel Milanković-cycli genoemd. Deze cycli zorgen op het aardoppervlak voor langzame veranderingen in de hoeveelheid en distributie van inkomende zonne-energie. Algemeen wordt daarom verondersteld dat ze de oorzaak van (vaak zich cyclisch herhalende) klimaatveranderingen zijn geweest in het verleden, zoals de zogenaamde glacialen (ijstijden) van de afgelopen 2,5 miljoen jaar, koude perioden waarin het landijs aangroeide.