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基本信息
| 中文名 | 地球绕太阳公转 |
| 类型 | 天文现象 |
| 平均线速度 | 每年940，000，000 公里 |
| 角速度 | 每年360度 |
简介
首先：正圆轨道也是椭圆轨道的一种，只不过是特殊的椭圆轨道。
公转速度
平均角速度是每年360度，即每日59分。平均线速度为每年940，000，000公里，即每秒29.78公里。即时角速度和即时线速度有季节变化，在能量守恒的前提下，离太阳越近，位能越小，动能则越大，即时线速度和即时角速度就越大。在角动量守恒的前提下，即在相等长度的时间内，地球、太阳连线所扫过的面积是恒定的。
公转夹角
地球的自转轴与其公转的轨道面成66°34′的倾斜。这个角度同人们拿铅笔书写时笔杆与桌面的倾斜相仿。人们有时形象地比喻为地球“斜着身体”绕太阳公转。
轨道直径
开普勒的行星运动定律，让17世纪初天文学家眼中的太阳系与其真实面貌达到了空前的一致。太阳位于中心；当时已知的六颗行星——水星、金星、地球、火星、木星还有土星由内到外依次在各自的椭圆轨道上围绕着太阳运动。然而这幅太阳系的“全家福”之中还有一个重大的缺憾，它是没有比例尺的，因为当时的天文学家不知道任何一颗行星到太阳的距离，他们所知道的只是这些行星与太阳之间的距离的比值，其中地球与太阳之间的平均距离被定为一个天文单位，以此类推最内侧的水星与太阳的距离便为0.3871个天文单位，而最外侧的土星则在距离太阳9.5388的轨道上缓慢运行。
由于“天文单位”是天文学，特别是天文测量学中一个非常重要的一个天文数值，因此准确的测量地球与太阳之间的距离便成为了“最为崇高的天文问题”之一。
但是这并不是一件容易的事情，太阳高高地挂在空中、遥不可及，显然不能像测量你家房间大小那样直接用皮尺去量，而只能通过间接的方法去测定。天文学家们很快便想到了“视差”，所谓的“视差”是指在两个不同的点上观察同一个目标时所产生的方向差异，这种方向差异可以通过目标在遥远背景上的移动计算出来，如果两点之间的距离是已知的，利用中学所学的几何学知识就能够计算出目标到观测点的距离。我们很容易想到，目标的距离越远，它的视差就越小，当物体的距离非常遥远的时候，它的视差便可以忽略不计了，而被当作观测的背景。日常生活中最为常见的视差，便是当你分别用左右眼看同一个物体时，它在你的眼中相对于其他物体所发生的移动。
但是要测定太阳的视差却同样也是一件非常困难的事。首先它的距离太远，即使分别在地球的两端来测量，它的视差还是很小，这就需要非常精密的仪器；更为糟糕的是太阳实在是太亮了，它把可以作为背景的星空完全淹没了，因此我们也就没有了标尺，这使得直接测量它的视差几乎成为了一件不可能完成的任务。这幅没有比例尺的太阳系地图也就一直使用到了18世纪初。
1716年，英国著名的天文学家、哈雷彗星的发现者，埃德蒙多·哈雷提出了一种间接测定太阳视差的方法，这种方法需要利用一种罕见的天文现象——“金星凌日”，也就是金星制造的微小“日食”，当这种现象发生的时候，在地球上可以看到有一个小黑点儿，也就是金星的影子，从太阳表面经过。哈雷的方法就是通过测定不同观测地点，这个小黑点经过太阳表面的时间，然后再经过一系列计算，就可以得到太阳的视差。
但是很遗憾的是哈雷没有等到下次金星凌日的出现便去世了。德国天文学机恩克利用1761年和1769年的两次金星凌日时的观测结果，于1824年计算出了太阳与地球之间的距离为1.53亿公里。后来的天文学家又利用随后两次发生在1874和1882年的金星凌日现象，把这个数字精确到了1.4934亿±9.6万公里，这已经非常接近现代的数值1.49597870亿公里。
当然这个数值是太阳与地球之间的平均距离，也就是几何学中椭圆的半长轴。不过地球轨道非常接近正圆，它目前的偏心率只有0.0174，也就是它与太阳之间最远的距离只比这个平均距离远1.74%，大约是260万公里。
公转周期
365天6小时9分9.5秒
24小时36分38秒
366天 闰年
36分38秒
恒星年是太阳在天球上连续两次通过某一恒星所需的时间，长度为365.25636平太阳日。
回归年是太阳在天球上连续两次通过春分点所需的时间，长度为365.24220平太阳日。
地球公转轨道和方向 地球在公转过程中，所经过的路线上的每一点，都在同一个平面上，而且构成一个封闭曲线。这种地球在公转过程中所走的封闭曲线，叫做地球轨道。如果我们把地球看成为一个质点的话，那么地球轨道实际上是指地心的公转轨道。严格地说，地球公转的中位位置不是太阳中心，而是地球和太阳的公共质量中心，不仅地球在绕该公共质量中心在转动，而且太阳也在绕该点在转动。但是，太阳是太阳系的中心天体，地球只不过是太阳系中一颗普通的行星。太阳的质量是地球质量的33万倍，日地的公共质量中心离太阳中心仅450千米。这个距离与约为70万千米的太阳半径相比，实在是微不足道的，与日地1.5亿千米的距离相比，就更小了。所以把地球公转看成是地球绕太阳（中心）的运动，与实际情况是十分接近的。地球轨道的形状是一个接近正圆的椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。椭圆有半长轴、半短轴和半焦距等要素，分别用a、b、c表示，其中a又是短轴两端对于焦点（F1、F2）的距离。半焦距与半长轴和平短轴之间存在着这样的关系：即 c2=a2-b2 半焦距c与半长轴a的比值c/a，是椭圆的偏心率，用e表示，即e=c/a，偏心率是椭圆形状的一种定量表示，e的数值大于0而小于1。椭圆越接近于圆形，则e的数值就越小，即接近于0；反之，椭圆越扁，e的数值就越大。经过测定，地球轨道的半长轴a为14960万千米，半短轴b为14958万千米。根据这个数据计算出地球轨道的偏心率为：可见，地球轨道非常接近于圆形。由于地球轨道是椭圆形的，随着地球的绕日公转，日地之间的距离就不断变化。地球轨道上距太阳最近的一点，即椭圆轨道的长轴距太阳较近的一端，称为近日点。在近代，地球过近日点的日期大约在每年一月初。此时地球距太阳约为14710万千米，通常称为近日距。地球轨道上距太阳最远的一点，即椭圆轨道的长轴距太阳较远的一端，称为远日点。在近代，地球过远日点的日期大约在每年的7月初。此时地球距太阳约为15210万千米，通常称为远日距。近日距和远日距二者的平均值为14960万千米，这就是日地平均距离，即1个天文单位。根据椭圆周长的计算公式： L=2πα（1-0.25×e2）计算出地球轨道的全长是94000万千米。
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