b'\n_START_ARTICLE_\nGibanje Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nGibanje Zemlje ima ve\xc4\x8d oblik in vpliva na mno\xc5\xbeico pojavov, ki se zlasti ti\xc4\x8dejo povr\xc5\xa1ja Zemlje; tako je vzrok letnim \xc4\x8dasom, menjavanju dneva in no\xc4\x8di ter njunim dol\xc5\xbeinam, pa tudi razli\xc4\x8dnim podnebnim pasovom, dolo\xc4\x8danju \xc4\x8dasa in ve\xc4\x8d drugim predmetnostim. Osnovni gibanji Zemlje sta njeno vrtenje (rotacija) in kro\xc5\xbeenje (revolucija). Prva pomeni vrtenje planeta okoli njegove osi z obodno hitrostjo na ekvatorju 465,12\xc2\xa0m/s, kar pomeni zasuk za 360\xc2\xb0 v enem dnevu oziroma 23h 56m 4s. Neposredna posledica tega vrtenja je menjavanje dneva in no\xc4\x8di. Kro\xc5\xbeenje Zemlje pa pomeni gibanje po tiru okkoli Sonca s srednjo hitrostjo 30,287\xc2\xa0km/s, kar za celoten obrat traja eno leto oziroma 365,24 zemeljskih dni._NEWLINE_Z gibanjem Zemlje se je ukvarjala znanost ve\xc4\x8dine poznanih civilizacij, kar pomeni, da je bilo predmet mnogih razprav, raziskovanj in nazadnje domi\xc5\xa1ljijskih predstav. Glede na to, da opazovanje neba neposredno napeljuje na misel o nepremi\xc4\x8dni Zemlji in premikanju nebesnih teles okoli nje, so bile sem usmerjene misli mnogih ljudstev.\n_START_SECTION_\nZgodovina pojmovanja\n_START_PARAGRAPH_\nPodatke o raziskovanju gibanja Zemlje in nebesnih teles je mo\xc4\x8d izslediti do Kaldejcev in Egip\xc4\x8danov, ki so verjeli, da je Zemlja nepremi\xc4\x8dno telo; o enakem so bili prepri\xc4\x8dani tudi stari Grki, ki so si vzhajanje, kulminacijo in zahajanje Sonca ter drugih teles razlagali kot kro\xc5\xbeenje slednjih okoli Zemlje. O njihovem poznavanju in pojmovanju je mnogo zapisal Klavdij Ptolemej v svojem delu Velika sintaksa (Megale Syntaxis); tu je mo\xc4\x8d prebrati, da je Zemlja nepremi\xc4\x8dno telo v sredini Vesolja, po kro\xc5\xbenih poteh pa okoli nje kro\xc5\xbeijo Sonce, Mesec in planeti. Slednji naj bi potovali po majhnih krogih, sredi\xc5\xa1\xc4\x8da katerih bi bila ume\xc5\xa1\xc4\x8dena na velike kroge okoli Zemlje. V tistem \xc4\x8dasu je bil Saturn zadnji poznan planet; za njim naj bi se nahajalo nebo, na njem nepremi\xc4\x8dne zvezde, vse skupaj pa bi se vrtelo okoli na\xc5\xa1ega planeta. Ta pogled, ki je obveljal vse do 16. stoletja kljub posameznim poprej\xc5\xa1njim neuveljavljenim zamislim, se imenuje geocentri\xc4\x8dni svetovni sistem._NEWLINE_Prelom v znanje o gibanju Zemlje je prinesel poljski astronom Nikolaj Kopernik, ki je 1543. leta spisal delo O gibanju nebesnih teles. V njem je dokazoval, da se Zemlja vkup z ostalimi planeti vrti okoli Sonca in da je premikanje nebesnih teles okoli Zemlje le navidezno, pa tudi to, da so tiri Zemlje in drugih planetov krogi, napeljani okoli Sonca, za Saturnom pa je najti kroglo zvezd stalnic, ki je nepremi\xc4\x8dna. To je bilo seme za uveljavitev nazora, imenovanega heliocentri\xc4\x8dni svetovni sistem._NEWLINE_Ideje astronoma Kopernika sprva niso naletele na odobravanje, a so njegov pogled vendarle potrdila kasnej\xc5\xa1a raziskovanja. Tu je bilo pomembnih ve\xc4\x8d znanstvenikov, med njimi Galileo Galilei in Johannes Kepler. Ta je dlje \xc4\x8dasa opazoval gibanje Zemlji bli\xc5\xbenjega planeta Marsa in tudi na osnovi poprej\xc5\xa1njih ugotovitev danskega znanstvenika Tycha Braheja postavil hipotezo, da se vsi planeti gibljejo okoli Sonca po elipsah, skupno gori\xc5\xa1\xc4\x8de teh elips pa predstavlja Sonce; da spojnica med sredi\xc5\xa1\xc4\x8dem Sonca in sredi\xc5\xa1\xc4\x8dem dolo\xc4\x8denega planeta v enakem \xc4\x8dasu na katerem koli odseku ori\xc5\xa1e enako plo\xc5\xa1\xc4\x8dino; in da je kvadrat obhodne dobe planeta, deljen s tretjo potenco velike polosi ekliptike, za vse planete enak. Prva izmed teh zakonov je Kepler objavil v Novi astronomiji o gibanju zvezde Mars leta 1609, zadnjega pa v knjigi Skladnost sveta deset let zatem. Ti zakoni so bili podlaga za prikaze tira in hitrosti premikanja planetov okoli Sonca._NEWLINE_Na tem mestu je znanost pri\xc5\xa1la do vpra\xc5\xa1anja, zakaj se tak\xc5\xa1no gibanje sploh dogaja. Tu je svojo vlogo odigral Isaac Newton z zakonom o splo\xc5\xa1ni gravitaciji, ki trdi, da se dve telesi med seboj privla\xc4\x8dita s silo, ki je premo sorazmerna njunima masama ter obratno sorazmerna kvadratu razdalje med njunima sredi\xc5\xa1\xc4\x8dema. Poznavajo\xc4\x8d ta zakon je mo\xc4\x8d sklepati tudi, da se manj\xc5\xa1e telo vrti okoli ve\xc4\x8djega. Po tem, ko je Kopernik pokazal na to gibanje, ko je Kepler prikazal njegov potek ter je Newton izna\xc5\xa1el vzrok, je pri\xc5\xa1lo do modernega pogleda na Zemljina gibanja.\n_START_SECTION_\nPojavi zaradi vrtenja Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nPojave, ki dokazujejo vrtenje Zemlje okrog svoje osi, je mo\xc4\x8d zaslediti bodisi s poskusi na enem kraju bodisi s primerjavo opazovanj na razli\xc4\x8dnih krajih zemeljskega povr\xc5\xa1ja._NEWLINE_Pri tem je pomemben pojav, ki ga je s teorijo dokazal \xc5\xbee Isaac Newton leta 1679, s prakti\xc4\x8dnim poskusom pa je bil dokazan 1791. leta. Gre za odklon prosto padajo\xc4\x8dega telesa, ki ga spustimo s \xc4\x8dim ve\xc4\x8dje vi\xc5\xa1ine. Pri natan\xc4\x8dni meritvi je namre\xc4\x8d opaziti, da je telo pristalo nekoliko vzhodneje od pri\xc4\x8dakovane to\xc4\x8dke, tj. natanko navpi\xc4\x8dno pod to\xc4\x8dko spusta. Odklon se zgodi zaradi dejstva, da je vrhnja to\xc4\x8dka poti telesa, denimo vrh stolpa, bolj oddaljen od sredi\xc5\xa1\xc4\x8da Zemlje in ima zato ve\xc4\x8djo obodno hitrost. Predmet, odvr\xc5\xbeen z vrha, bo tako po zakonu vztrajnosti obdr\xc5\xbeal svojo hitrost potovanja na vzhod in se bo tjakaj premikal hitreje kot to\xc4\x8dka natanko pod njim, temu primerno pa tudi pristal bolj vzhodno. Tak\xc5\xa1en odklon je majhen, saj se je pri poskusu meta krogle v rudni\xc5\xa1ki ja\xc5\xa1ek, globok 158,5 metra na zemljepisni \xc5\xa1irini 51\xc2\xb0, krogla zna\xc5\xa1la 28,4 milimetra vzhodneje od navpi\xc4\x8dnice. Bolj do izraza pa bi pri\xc5\xa1el ob npr. odmetu z letala 10 tiso\xc4\x8d metrov nad tlemi, ko bi prosto padajo\xc4\x8de telo odvisno od zemljepisne \xc5\xa1irine zaneslo pribli\xc5\xbeno 7 metrov vstran._NEWLINE_Drugi pojav te vrste je navidezno vrtenje ravnine nihala, imenovano tudi Foucaultov poskus z nihalom. \xc4\x8ce bi slednjega postavili nad katerega od zemeljskih te\xc4\x8dajev tako, da bi podalj\xc5\xa1evalo vrtilno os, bi nihalo n\xc3\xadhalo in pri tem spreminjalo smer gibanja tako, da bi projekcija njegovega gibanja v eni uri ustvarila dva kota po 15\xc2\xb0 z istim vrhom, in sicer natanko na polu. Vztrajno nihanje bi v 24 urah zarisalo projekcijo gibanja nihala na ravnino, ki bi obsegala k\xc3\xb3t 360\xc2\xb0. Prakti\xc4\x8dni preizkus tak\xc5\xa1nega pojava, ki ga je mo\xc5\xbeno izvesti kjerkoli izvzem\xc5\xa1i to\xc4\x8dke na ekvatorju, je leta 1851 izvedel francoski fizik L\xc3\xa9on Foucault v kupoli pari\xc5\xa1kega Panteona s 67 metrov dolgo kovinsko vrvjo in 28 kilogramov te\xc5\xbeko kroglo na njenem koncu, na spodnji strani krogle pa z iglo, ki je v posuti pesek risala vzorec. Njen odklon v eni uri je zna\xc5\xa1al 11\xc2\xb0 17\'. Tak\xc5\xa1en pojav se pripisuje dejstvu, da se bo nihalo vedno gibalo v prvotni smeri ne glede na premikanje to\xc4\x8dke, na katero je obe\xc5\xa1eno. Poskus pa bi ne deloval na ekvatorju, saj sta ravnina ekvatorja in ravnina meridiana za razliko od drugih lokacij enaki ves \xc4\x8das vrtenja Zemlje._NEWLINE_Posledica vrtenja Zemlje je tudi njena razli\xc4\x8dna te\xc5\xbenost, ki je odvisna od zemljepisne \xc5\xa1irine. Tako na ekvatorju izmera vrednosti zemeljskega pospe\xc5\xa1ka da vrednost 978,049\xc2\xa0cm/s\xc2\xb2, medtem ko je na obeh polih ta rezultat 983,221\xc2\xa0cm/s\xc2\xb2. Videti je, da je te\xc5\xbenost na polih ve\xc4\x8dja od tiste na ekvatorju. Razliko gre pripisati vplivu centrifugalne sile, ki jo proizvaja ravno vrtenje Zemlje. Ta deluje v nasprotni smeri sile te\xc5\xbee in jo zato zmanj\xc5\xa1uje, in sicer najmo\xc4\x8dneje na ekvatorju, saj je tam obodna hitrost in z njo centrifugalna sila najve\xc4\x8dja._NEWLINE_Ena bolj pomembnih neposrednih posledic vrtenja Zemlje pa je tudi odklon horizontalnih gibanj na povr\xc5\xa1ju Zemlje, imenovan Coriolisova sila po francoskem in\xc5\xbeenirju Gaspardu Gustavu Coriolisu. To je pojav, v katerem se vsa velika gibanja po povr\xc5\xa1ju Zemlje, kakr\xc5\xa1na so morski in zra\xc4\x8dni tok, izstreljena topovska krogla, potujo\xc4\x8da raketa, vlak na \xc5\xbeelezni\xc5\xa1kih tirih in reka, odklanjajo od prvotne smeri, in sicer je ta odklon tem bolj izrazit, \xc4\x8dim bolj vzporedno s poldnevnikom se gibanje vr\xc5\xa1i, tj. od severa proti jugu ali obratno. Tako je opaziti odklon v desno, ko preu\xc4\x8dujemo tak\xc5\xa1no gibanje na severni polobli Zemlje ter odklon v levo, ko gre za gibanje na njeni ju\xc5\xbeni polovici; reke, ki te\xc4\x8dejo po severni poluti od severa proti jugu, imajo bolj erodirane svoje vzhodne (torej leve) bregove, v nasprotnem primeru pa so razjedeni zahodni bregovi. Smer je obratna na ju\xc5\xbeni polobli. Isto velja tudi za \xc5\xbeelezni\xc5\xa1ke tire. Efekt je, kot omenjeno, \xc5\xa1e ena izmed posledic vrtenja Zemlje okrog vrtilne osi: \xc4\x8de se telo giblje na druga\xc4\x8dni zemljepisni \xc5\xa1irini od tiste, proti kateri potuje (kar se najizraziteje zgodi ob gibanju od severa proti jugu ali obratno), ima tudi druga\xc4\x8dno obodno hitrost od okolice, proti kateri se premika. Tu zopet nastopi zakon inercije (vztrajnosti), ki povzro\xc4\x8di, da telo, gibajo\xc4\x8de se proti ekvatorju, sku\xc5\xa1a zadr\xc5\xbeati svojo hitrost gibanja proti vzhodu, ta pa je manj\xc5\xa1a od hitrosti tal nekoliko bolj proti ekvatorju. Posledi\xc4\x8dno to telo\xc2\xa0\xc2\xbbodriva\xc2\xab\xc2\xa0tla pod seboj na zahod, kar je vidno v npr. bolj erodirani zahodni strani re\xc4\x8dnega brega, katerega tok potuje proti ekvatorju. Coriolisova sila je zraven tega tudi pomemben dejavnik pri pihanju pasatov, katerih pot se za\xc4\x8dne na pribli\xc5\xbeno 30\xc2\xb0 severne in ju\xc5\xbene geografske \xc5\xa1irine ter je usmerjena proti ekvatorju. Ti vetrovi se po\xc4\x8dasi odklanjajo proti zahodu, tako da na severni polobli pridobijo novo smer severovzhod-jugozahod, medtem ko na ju\xc5\xbeni strani ekvatorja za\xc4\x8dno potovati od jugovzhoda proti severozahodu; ko preidejo ekvatorsko \xc4\x8drto, gre njihov odklon v drugo smer._NEWLINE_Pojav premikanja poti umetnih satelitov je znanost zasledila \xc5\xa1ele v obdobju potovanj v vesolje. Podlaga pojavu so umetni sateliti oziroma njihove orbite. Ti sateliti v dolo\xc4\x8denem \xc4\x8dasu obkro\xc5\xbeijo Zemljo, pri tem pa presekajo ekvator vsaki\xc4\x8d v drugi to\xc4\x8dki, in sicer nekoliko zahodneje od to\xc4\x8dke, skozi katero so nad ekvatorjem potovali v prej\xc5\xa1njem krogu poti. Do tega pojava bi ne pri\xc5\xa1lo v primeru nerotirajo\xc4\x8de Zemlje.\n_START_SECTION_\nPosledice vrtenja Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nNajbolj opazna posledica Zemljinega vrtenja okrog vrtilne osi osi je menjavanje dneva in no\xc4\x8di. V vsakem trenutku je tako osvetljena natanko polovica Zemlje, medtem ko je njena druga polovica obrnjena stran od Sonca, zaradi \xc4\x8desar je na tem delu povr\xc5\xa1ja \xc4\x8das no\xc4\x8di. Tak\xc5\xa1no menjavanje dneva in no\xc4\x8di ima cel kup posledic zlasti na zemeljsko povr\xc5\xa1je in posledi\xc4\x8dno tudi na \xc5\xbeivljenje \xc4\x8dloveka._NEWLINE_Tudi splo\xc5\xa1\xc4\x8denost Zemlje gre pripisati njenemu vrtenju. Vsako telo, ki se vrti, se namre\xc4\x8d splo\xc5\xa1\xc4\x8di na spodnjem in zgornjem delu, njegova sredina pa se izbo\xc4\x8di. Pri tem sta vpleteni centrifugalna in centripetalna sila, ki ju povzro\xc4\x8da Zemljino dnevno vrtenje._NEWLINE_To vrtenje pa poleg mno\xc5\xbeice drugih posledic povzro\xc4\x8da skupaj z vplivom Meseca tudi plimovanje morja.\n_START_SECTION_\nKro\xc5\xbeenje Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nVrtenje Zemlje je potovanje tega planeta po tiru okoli Sonca. Za to pot pri svoji srednji hitrosti 30\xc2\xa0km/s potrebuje 365,24 zemeljskih dni. Zakone, po katerih se to gibanje vr\xc5\xa1i, je utemeljil nem\xc5\xa1ki astronom Johannes Kepler._NEWLINE_Tir Zemlje okoli Sonca ima obliko elipse ter je name\xc5\xa1\xc4\x8den na ravnini ekliptike. Njegov obseg je 939.200.000 kilometrov, dol\xc5\xbeina velike osi elipse, ki se imenuje apsidnica, zna\xc5\xa1a 299 milijonov kilometrov, medtem ko je kraj\xc5\xa1a os za samo 42.000 kilometrov kraj\xc5\xa1a (zaradi majhne izsrednosti, tirnica je skoraj kro\xc5\xbenica). Apsidnica je povezovalna \xc4\x8drta med perihelijem, ki je Soncu najbli\xc5\xbeja to\xc4\x8dka na Zemljini poti, ter med afelijem, ki le\xc5\xbei najdlje od Sonca glede na Zemljino pot; Sonce se namre\xc4\x8d sicer nahaja na apsidnici, a ne na njeni sredini. Linearna ekscentri\xc4\x8dnost, ki je oddaljenost Sonca od sredi\xc5\xa1\xc4\x8da apsidnice, nosi vrednost 2.504.000 kilometrov. Elipsa Zemljinega tira je precej podobna krogu, saj je njena ekscentri\xc4\x8dnost z vrednostjo 0,0167491 majhna._NEWLINE_Eklipti\xc4\x8dna ravnina z nebesnim ekvatorjem oklepa k\xc3\xb3t 23\xc2\xb0 26\' 42", iz \xc4\x8desar sledi, da je Zemlja glede na ekliptiko nagnjena za tolik\xc5\xa1en k\xc3\xb3t, velikost kota med ekliptiko in Zemljino osjo vrtenja pa zna\xc5\xa1a 66\xc2\xb0 33\' 18". Posledica te nagnjenosti so letni \xc4\x8dasi, pa tudi podnebni pasovi, dol\xc5\xbeina dneva idr._NEWLINE_Na Zemljinem tiru se pojavlja ve\xc4\x8d zna\xc4\x8dilnih to\xc4\x8dk. Dve \xc5\xbee omenjeni to\xc4\x8dki sta perihelij, ko je Zemlja Soncu najbli\xc5\xbeje, tj. 147 milijonov kilometrov stran, ter afelij, ko se Zemlja nahaja 152 milijonov kilometrov stran od Sonca oziroma je najdlje. Preostaneta \xc5\xa1e dve pomembni to\xc4\x8dki, katerih oddaljenost od Sonca je enaka, tj. 149.500.000 kilometrov oziroma natanko 1 astronomska enota. Druga pomembna skupina to\xc4\x8dk na apsidnici so \xc5\xa1tiri kardinalne to\xc4\x8dke, ki ozna\xc4\x8dujejo trenutek po dveh Son\xc4\x8devih obratov in enakono\xc4\x8dij. Slednji, spomladansko in jesensko enakono\xc4\x8dje \xe2\x80\x93 torej trenutek, ko se Sonce nahaja v nadglavi\xc5\xa1\xc4\x8du (zenitu) nad ekvatorjem in ko je na vseh to\xc4\x8dkah Zemlje dol\xc5\xbeina dneva enaka dol\xc5\xbeini no\xc4\x8di \xe2\x80\x93 povezuje ekvinokcijska \xc4\x8drta, ki poteka skozi Sonce. Preostali dve to\xc4\x8dki, poletni in zimski solsticij oziroma Son\xc4\x8dev obrat \xe2\x80\x93 trenutek, ko se Sonce nahaja v zenitu nad severnim ali ju\xc5\xbenim povratnikom in je torej najbolj odklonjeno od ekvatorja \xe2\x80\x93 pa povezuje solsticijska \xc4\x8drta, ki ravno tako prebada Sonce in je na ekvinokcijsko \xc4\x8drto pravokotna. K\xc3\xb3t med apsidnico in solsticijsko \xc4\x8drto v dana\xc5\xa1njem \xc4\x8dasu zna\xc5\xa1a 11\xc2\xb0, ta nagnjenost pa povzro\xc4\x8da, da se Zemlja v zimskem Son\xc4\x8devem obratu znajde prej kot v periheliju in v poletnem obratu prej kot v afeliju._NEWLINE_Hitrost Zemljinega kro\xc5\xbeenja se skozi leto spreminja zaradi razli\xc4\x8dne oddaljenosti od vira privla\xc4\x8dnosti, tj. Sonca. Ko je Zemlja Soncu najbli\xc5\xbeje, je njena hitrost potovanja skozi vesolje najve\xc4\x8dja in zna\xc5\xa1a 30,287\xc2\xa0km/s, v trenutku najve\xc4\x8dje oddaljenosti pa se hitrost spusti na najmanj\xc5\xa1o, 29,291\xc2\xa0km/s. Zemljina srednja hitrost je 29,87\xc2\xa0km/s, iz tega pa je mo\xc4\x8d izpeljati, da Zemlja v enem dnevu napravi povpre\xc4\x8dno 2.580.820 kilometra.\n_START_SECTION_\nPojavi zaradi kro\xc5\xbeenja Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nPojave oziroma dokaze za gibanje Zemlje okrog Sonca je za razliko od dokazov za vrtilno gibanje namesto na zemeljskem povr\xc5\xa1ju potrebno iskati v Vesolju, in sicer ve\xc4\x8dinoma zunaj Oson\xc4\x8dja._NEWLINE_Eden izmed bolj znanih pojavov, ki jih povzro\xc4\x8da Zemljino kro\xc5\xbeenje, je letna paralaksa zvezde ali spreminjanje lege zvezd na nebu, kar pomeni, da se posamezno ozvezdje ob istem \xc4\x8dasu no\xc4\x8di v razli\xc4\x8dnih delih leta ne bo pojavljalo na isti to\xc4\x8dki. \xc5\xbde Kopernik je dokazal, kako je vrtenje zvezd okoli Zemlje nemogo\xc4\x8de dejstvo, kar je potrdilo, da se vrti Zemlja sama. To paralakso pa je bilo v praksi mo\xc4\x8d natan\xc4\x8dno opazovati in meriti \xc5\xa1ele z dovr\xc5\xa1enimi instrumenti 19. stoletja. Paralakti\xc4\x8dno gibanje so Bessel, von Struve in Henderson leta 1839 potrdili za zvezde 61 Laboda, Vego v Liri in Proksimo Kentavra. S tem so podali prvi stvaren dokaz za kro\xc5\xbeilno gibanje Zemlje. Zaradi velike oddaljenosti zvezd imajo paralakti\xc4\x8dni koti izredno majhne vrednosti; najve\xc4\x8djo izmed teh ima zaradi svoje najve\xc4\x8dje bli\xc5\xbeine z Zemljo izvzem\xc5\xa1i Sonce Proxima v Kentavru, in sicer 0,765". Podatki o paralakti\xc4\x8dnem kotu omogo\xc4\x8dajo merjenje oddaljenosti zvezde od Zemlje, tako je Proksima od slednje oddaljena 4,3 svetlobnega leta._NEWLINE_Pri drugem posledi\xc4\x8dnem pojavu gre za aberacijo svetlobe, katere primerjavo gre iskati v npr. streljanju glinenih golobov; pri tem je potrebno streljati nekoliko naprej na tir leta glinenega goloba, \xc4\x8de naj krogla zadane cilj. To se pojavlja zaradi navideznega odklona oziroma aberacije krogle. Podobno pa je tudi z Zemljo, na katero pada svetloba zelo oddaljenega nebesnega telesa, na primer zvezde. Tu je bil pionir Angle\xc5\xbe Bradley, ki je 1725. leta skozi daljnogled opazoval zvezde in dognal, kako nekatere izmed njih lahko vidi le za trenutek, nakar izginejo s slike daljnogleda. \xc4\x8ce je daljnogled nekoliko odklonil, se je zvezda pokazala. Tak\xc5\xa1nega odklona svetlobnega \xc5\xbearka ne bi bilo, \xc4\x8de se Zemlja ne bi premikala pravokotno na padanje svetlobe ali vsaj postrani glede na to smer. V primeru vzdol\xc5\xbenega gibanja tak\xc5\xa1ne aberacije namre\xc4\x8d ni._NEWLINE_Odkritje naslednjega pojava je prispevalo preu\xc4\x8devanje Jupitra in mrkov njegovih naravnih satelitov Io, Evrope, Ganimeda in Kalista, odkritih v 17. stoletju. Slednji mnogokrat zaidejo v obse\xc5\xbeno senco svojega mati\xc4\x8dnega planeta in zgodi se njihov mrk. Te mrke je opazoval danski astronom in matematik R\xc3\xb8mer in zaznal, da se v dolo\xc4\x8denih primerih pojavlja razlika med izra\xc4\x8dunanim \xc4\x8dasom in dejanskim \xc4\x8dasom mrka, in sicer do te razlike pride na pribli\xc5\xbeno 6 mesecev. Razlaga je v tem, da se Jupiter tako kot Zemlja vrti okrog Sonca, a en Zemljin obrat terja mnogo manj \xc4\x8dasa od Jupitrovega. Tako je Zemlja v danem trenutku poravnana na \xc4\x8drti med Soncem in Jupitrom ter je od slednjega oddaljena 4,2 astronomske enote. \xc4\x8cez \xc4\x8das, tj. \xc4\x8dez pribli\xc5\xbeno6 mesecev, pa bo po svojem tiru pripotovala na drugo stran Sonca, tako da bo tokrat med obema planetoma prav Sonce. V tem primeru razdalja med Jupitrom in Zemljo zna\xc5\xa1a 6,2 astronomski enoti, saj je potrebno pri\xc5\xa1teti \xc5\xa1e dve astronomski enoti, torej dve oddaljenosti Sonca od Zemlje. Tu pa pride do znatne razlike v \xc4\x8dasu potovanja svetlobe od Jupitrovih satelitov do Zemlje; tako v prvem primeru svetloba za pot terja 34 minut 54 sekund, v drugem pa 51 minut 31 sekund. Odtod razlika v izra\xc4\x8dunanem in dejanskem \xc4\x8dasu mrka v R\xc3\xb8merjevem raziskovanju._NEWLINE_Tako imenovano navidezno vzvratno gibanje planetov je ravno tako posledica kro\xc5\xbeenja Zemlje. Planeti, vkup z Zemljo, kro\xc5\xbeijo okrog Sonca, pri tem pa so razli\xc4\x8dno hitri in tisti bolj oddaljeni potrebujejo za obhod okrog Sonca ve\xc4\x8d \xc4\x8dasa. Tako Zemlja v ta namen potrebuje 365,24 dneva, Mars pa 687 zemeljskih dni. Temu sledi pojav, ko opazovalec z Zemlje vidi gibanje po\xc4\x8dasnej\xc5\xa1ih planetov, kakr\xc5\xa1en je Mars, v\xc4\x8dasih naprej, \xc4\x8dez \xc4\x8das pa nazaj in nato zopet naprej. Tak\xc5\xa1na podoba se porodi iz dejstva, da oba planeta potujeta v isto smer, a je Zemlja pri tem hitrej\xc5\xa1a. Dokler sta planeta v dolo\xc4\x8deni legi, se na projekciji Marsa na nebo vidi, kako tudi ta potuje v dolo\xc4\x8deno smer. Ker pa je Zemlja hitrej\xc5\xa1a, bo v danem trenutku pre\xc5\xa1la \xc4\x8drto, ki povezuje Sonce in Mars, zaradi \xc4\x8desar bo v trenutkih zatem pri projekciji na nebo pri\xc5\xa1lo do izgleda, da se slednji premika nazaj po nebu. Ko bo Zemlja spremenila kot smeri svoje poti glede na Mars (bo\xc2\xa0\xc2\xbbzavila za Sonce\xc2\xab), se bo ta glede na Zemljo premikal nekoliko hitreje ter zopet dajal izgled, da potuje v prvotni smeri._NEWLINE_O kro\xc5\xbeenju Zemlje pa pri\xc4\x8da tudi razli\xc4\x8dna gostota meteorjev v Zemljinem ozra\xc4\x8dju ob razli\xc4\x8dnih \xc4\x8dasih. To so trdna nebesna telesa, ki jih Zemlja zaradi svoje sile privla\xc4\x8dnosti pritegne v ozra\xc4\x8dje; tu se zaradi trenja segrejejo in uplinijo na vi\xc5\xa1ini okoli 80 kilometrov nad povr\xc5\xa1jem Zemlje. Obstaja tudi ve\xc4\x8d meteornih de\xc5\xbeevij, ko se ta telesa v Zemljinem ozra\xc4\x8dju pojavijo naenkrat v ve\xc4\x8djem \xc5\xa1tevilu. Ker se Zemlja, ki potuje okrog Sonca, premika v dolo\xc4\x8deno smer, pobere na svoji sprednji strani glede na smer poti ve\xc4\x8d meteorjev. Tako velja naslednje: podnevi, okvirno med 6. in 18. uro, ni mo\xc4\x8d videti meteorjev, saj je svetloba pri v\xc5\xbeigu \xc5\xa1ibka in je vidna le na no\xc4\x8dnem nebu; vidimo jih torej med 18. in 6. uro. Po \xc5\xa0midovem opazovanju velja, da se med 18. in 24. uro v ozra\xc4\x8dju pojavi na neki to\xc4\x8dki Zemlje 56 meteorjev, medtem ko po polno\xc4\x8di in do 6. ure zjutraj v ozra\xc4\x8dje zaide 116 teh teles. No\xc4\x8d do 24. ure je namre\xc4\x8d \xc4\x8das, ko je ta del Zemlje na zadnji strani glede na smer poti, medtem ko povr\xc5\xa1je s krajevnim \xc4\x8dasom med 00.00 in 06.00 potuje na sprednji strani Zemlje.\n_START_SECTION_\nPosledice kro\xc5\xbeenja Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nNeposredni posledici Zemljine poti okoli Sonca sta menjavanje dol\xc5\xbeine dneva in no\xc4\x8di ter letni \xc4\x8dasi.\n_START_SECTION_\nDol\xc5\xbeina dneva in no\xc4\x8di\n_START_PARAGRAPH_\nKro\xc5\xbeenje Zemlje povzro\xc4\x8da izgled, da se Sonce premika po nebu. Tu je potrebno lo\xc4\x8devati dvoje gibanj, izmed katerih je prvo dnevno in letno gibanje glede na horizont ter drugo letno gibanje glede na lego ozvezdij. \xc4\x8ce bi bila Zemljina vrtilna os pravokotna na ekliptiko, letnih \xc4\x8dasov ne bi bilo, dan in no\xc4\x8d pa bi bila dolga vedno enako. Tak\xc5\xa1ne in podobne razmere bi korenito spremenile podobo Zemlje in \xc5\xbeivljenja na njej._NEWLINE_V 24 urah Sonce napravi navidezni krog okoli planeta. Del tega \xc4\x8dasa se nahaja pod horizontom, drugi del pa nad njim. Tak\xc5\xa1na pot pa se vsak dan v letu spreminja (Sonce vzhaja, kulminira in zahaja na razli\xc4\x8dnih mestih) zaradi razli\xc4\x8dne lege Zemlje na svoji tirnici. Za severno poloblo tako velja, da Sonce ob enakono\xc4\x8dju (pribli\xc5\xbeno 21. marca in 23. septembra) vzide na 0\xc2\xb0, natanko na vzhodu, ter se premika preko to\xc4\x8dke svoje kulminacije do to\xc4\x8dke zahoda, ki se tega dne ravno tako pokriva s to\xc4\x8dko zahoda po azimutu. Zemlja se na ta datum namre\xc4\x8d znajde na prese\xc4\x8di\xc5\xa1\xc4\x8du ekliptike in nebesnega ekvatorja in to pomeni tudi, da bo dan enako dolg kot no\xc4\x8d, tj. 12 ur (v praksi je tega dne dan nekoliko dalj\xc5\xa1i zaradi polovice Sonca, ki ob \xc4\x8dasu vzhoda in zahoda \xc5\xa1e vedno gleda na dan). Po tem datumu se Sonce za\xc4\x8dne premikati proti severu, tako da je deklinacija to\xc4\x8dke njegovega vzhoda vedno ve\xc4\x8dja od to\xc4\x8dke azimutnega vzhoda, dokler ne dose\xc5\xbee maksimuma 23\xc2\xb0 26\' 42" na dan 21. junija; Sonce se znajde v zenitu nad severnim povratnikom. Zatem pa se njegov vzhod in zahod vsak dan spu\xc5\xa1\xc4\x8data bolj proti 0\xc2\xb0 oziroma 270\xc2\xb0 azimuta in ga prekora\xc4\x8dita okoli 23. septembra, na dan, ko je Sonce zopet v zenitu nad ekvatorjem. Ta deklinacija nato ponovno raste, ko Son\xc4\x8dev zenit potuje proti njegovi najju\xc5\xbenej\xc5\xa1i to\xc4\x8dki v celotnem letu, tj. ju\xc5\xbenem povratniku; dose\xc5\xbee ga 21. decembra. V tem \xc4\x8dasu Sonce preide to\xc4\x8dki zimskega in poletnega Son\xc4\x8devega obrata, ki postavljata naravno dolo\xc4\x8dena vzporednika kot povratnika (Rakov povratnik na 23\xc2\xb0 26\' 42" s.g.\xc5\xa1. in Kozorogov povratnik na 23\xc2\xb0 26\' 42" j.g.\xc5\xa1.), ter to\xc4\x8dki pomladanskega in jesenskega enakono\xc4\x8dja, ko son\xc4\x8dni \xc5\xbearki na ekvator padajo pravokotno. Za ju\xc5\xbeno poloblo pa seveda velja, da je Sonce v zimskem obratu 21. junija, ko se tamkaj pri\xc4\x8dne zima, medtem ko se poletni obrat za ju\xc5\xbeno poluto zgodi 21. decembra ob tamkaj\xc5\xa1njem za\xc4\x8detku poletja._NEWLINE_Po tem na\xc4\x8dinu navideznega premikanja Sonca po nebu sta dolo\xc4\x8dena tudi vzporednika, ki veljata za severni in ju\xc5\xbeni te\xc4\x8dajnik, tj. to\xc4\x8dki, na kateri Sonce ob bolj oddaljenem solsticiju ne posije ve\xc4\x8d in je no\xc4\x8d dolga 24 ur, obratno pa velja za bli\xc5\xbenji solsticij, ko Sonce ne zaide, pa\xc4\x8d pa se le\xc2\xa0\xc2\xbbdotakne\xc2\xab\xc2\xa0obzorja. Ob potovanju od te\xc4\x8dajnika proti polu je \xc5\xa1tevilo dni s stalnim Soncem (poleti) oziroma stalno no\xc4\x8djo (pozimi) vedno ve\xc4\x8dje._NEWLINE_Vsemu temu sledi, da je dan celo leto enako dolg edino na obmo\xc4\x8djih ekvatorja, medtem ko ob premikanju proti polu vedno bolj variira dol\xc5\xbeina dneva in no\xc4\x8di \xc4\x8dez leto. Tako je ekvatorski dan dolg 12 ur ob vseh dneh leta, na polu pa je ta dolg 24 ur (v\xc5\xa1tev\xc5\xa1i razli\xc4\x8dno dolg vsakodnevni mrak) od enega enakono\xc4\x8dja do drugega (torej 6 mesecev), nato pa nastopi 6 mesecev dolga no\xc4\x8d. Potemtakem se dan in no\xc4\x8d \xc4\x8dez celo menjavata le do te\xc4\x8dajnikov. Preko teh se za\xc4\x8dne obmo\xc4\x8dje, kjer je najti tem bolj stalen (ve\xc4\x8d dni trajajo\xc4\x8d) dan, bolj ko se opazovalec premika proti polu.\n_START_SECTION_\nGibanje Sonca glede na lego zvezd\n_START_PARAGRAPH_\nSonce pa se \xc4\x8dez leto navidezno giblje tudi glede na nebesni obok, torej glede na lege posameznih ozvezdij. Te premike je te\xc5\xbeje zaznati, saj niso vidni neposredno, ker so zvezde vidne le pono\xc4\x8di, nasprotno pa velja za zvezdo Sonce. Tu je zato potrebno projicirati lego Sonca na nebesni obok, tako da se izmeri njegova vi\xc5\xa1ina (kot od obzorja) v kulminaciji, ter nato opazovati, katera zvezda se bo na tej vi\xc5\xa1ini pojavila ob Son\xc4\x8devi spodnji kulminaciji, tj. opolno\xc4\x8di._NEWLINE_Skozi razli\xc4\x8dne mesece se na tej lokaciji pojavijo razli\xc4\x8dna ozvezdja. Ekliptika in nebesni ekvator se sekata v dveh to\xc4\x8dkah, to je v to\xc4\x8dkah enakono\xc4\x8dij. V prvo, ki se imenuje pomladi\xc5\xa1\xc4\x8de in nosi oznako ozvezdja Ovna, Sonce zaide 21. marca. Danes se v tem \xc4\x8dasu nahaja na obmo\xc4\x8dju ozvezdja Rib, a oznaka izhaja iz \xc4\x8dasa anti\xc4\x8dne Gr\xc4\x8dije. V drugi izmed obeh to\xc4\x8dk, jeseni\xc5\xa1\xc4\x8du, z oznako ozvezdja Tehtnice, se Sonce znajde 23. septembra, ko\xc2\xa0\xc2\xbbpotuje\xc2\xab\xc2\xa0skozi ozvezdje Device; druga\xc4\x8dna oznaka enakono\xc4\x8dja pa takisto izvira iz gr\xc5\xa1kih \xc4\x8dasov. Sonce tako v \xc4\x8dasu enega leta prepotuje 12 ozvezdij, ki imajo ve\xc4\x8dinoma \xc5\xbeivalska imena, zato so stvaritelji teh imen anti\xc4\x8dni Grki ta krog povezali v tako imenovani zodiak.\n_START_SECTION_\nDol\xc5\xbeina mraka\n_START_PARAGRAPH_\nSvetloba Sonca zaradi razpr\xc5\xa1evanja svetlobe po atmosferi prodira do dolo\xc4\x8dene to\xc4\x8dke zemeljskega povr\xc5\xa1ja tudi po zahodu njenega vira za obzorje. Tako prihaja do pojava mraka, ki podalj\xc5\xa1uje dan. Deljen je na me\xc5\xa1\xc4\x8danski mrak, ki traja od zahoda Sonca do trenutka, ko se Sonce nahaja 6\xc2\xb0 pod obzorjem, navti\xc4\x8dni mrak, ko ta kot zna\xc5\xa1a med 6\xc2\xb0 in 12\xc2\xb0, ter astronomski mrak, ki traja od navti\xc4\x8dnega mraka pa do popolne stemnitve, tj., ko je Sonce od obzorja odklonjeno med 12\xc2\xb0 in 18\xc2\xb0._NEWLINE_Dol\xc5\xbeina mraka pa je odvisna od tega, kako globoko pod obzorjem je Sonce v svoji spodnji kulminaciji; globlje je, tem hitreje se bo zmra\xc4\x8dilo, saj mora Sonce v tem primeru preiti veliko koli\xc4\x8dino zemeljske povr\xc5\xa1ine na drugih straneh planeta, da zopet vzide v istem \xc4\x8dasu kot na obmo\xc4\x8dju, kjer ne potuje tako globoko pod obzorje. Tako na ekvatorju, kjer se Sonce pono\xc4\x8di izgubi za ve\xc4\x8d kot 66\xc2\xb0 (vse do 90\xc2\xb0) pod obzorje, jutranji in ve\xc4\x8derni mrak skupaj nikoli ne trajata ve\xc4\x8d kot uro. Na drugi strani pa je mrak tem dalj\xc5\xa1i, bolj se opazovalec seli stran od ekvatorja. \xc5\xbde na 50\xc2\xb0 zemljepisne \xc5\xa1irine je v \xc4\x8dasu solsticija mrak dolg 8 ur, celoten \xc4\x8das od Son\xc4\x8devega zahoda do vzhoda (torej no\xc4\x8d) pa zna\xc5\xa1a 7 ur in 51 minut. To pomeni, da se na tej lokaciji ve\xc4\x8derni in jutranji mrak spojita ter izni\xc4\x8dita pojav no\xc4\x8di, kar se imenuje bela no\xc4\x8d. Ta se natanko en dan v letu pojavi na 48\xc2\xb0 33\' 24"; vedno dalje na sever je vedno ve\xc4\x8d belih no\xc4\x8di v letu, dokler pojav na te\xc4\x8dajniku ne pride do izraza v tej meri, da Sonce en dan v letu (ob solsticiju) sploh ne zaide._NEWLINE_Tako se med ekvatorjem in 48\xc2\xb0 33\' 24" geografske \xc5\xa1irine stalno menjavata dan in no\xc4\x8d, bele no\xc4\x8di ni. Med omenjeno \xc5\xa1irino in 66\xc2\xb0 33\' se \xc5\xa1e vedno menjavata dan in no\xc4\x8d, a se okoli solsticija pojavljajo bele no\xc4\x8di, ki jih je vedno ve\xc4\x8d ob potovanju proti zgornji meji tega pasu zemljepisne \xc5\xa1irine. Med 66\xc2\xb0 33\' in 84\xc2\xb0 33\' zemljepisne \xc5\xa1irine se dan in no\xc4\x8d del leta menjavata, a sta globoko prekinjena z mrakom, to nemenjavanje pa traja ve\xc4\x8d dni v zgornjih \xc5\xa1irinah tega pasu. Nad to mejo pa sta polarni no\xc4\x8d in dan, ki ju mrak ne prekinja ve\xc4\x8d, temve\xc4\x8d slednji traja ve\xc4\x8d dni skupaj pred nastopom neprekinjenega dne ali no\xc4\x8di.\n_START_SECTION_\nLetni \xc4\x8dasi\n_START_PARAGRAPH_\nMenjavanje letnih \xc4\x8dasov je posledica kro\xc5\xbeenja Zemlje. En astronomski letni \xc4\x8das je obdobje med dvema kardinalnima to\xc4\x8dkama, torej med enakono\xc4\x8djem in solsticijem ter obratno._NEWLINE_Pomlad oziroma jesen se za\xc4\x8dne, ko je Sonce v enakono\xc4\x8dju. To je \xc4\x8das, ko je Son\xc4\x8deva toplota enakomerno razporejena med obe polobli in pri\xc4\x8denja postopoma eno poloblo ogrevati bolj od druge. Ko za\xc4\x8dne Sonce od ekvatorja potovati navzgor, je to na severni poluti pomlad, ki traja vse do solsticija. Ko se pri\xc4\x8dne od dneva enakono\xc4\x8dja spu\xc5\xa1\xc4\x8dati dalje navzdol, se pri\xc4\x8dne jesen, ravno tako trajajo\xc4\x8da vse do zimskega solsticija. Poletje oziroma zima se za\xc4\x8dneta, ko je Sonce v to\xc4\x8dki solsticija. V tem \xc4\x8dasovnem obdobju je Sonce najbolj oziroma najmanj nagnjeno k posamezni poluti ter jo zato bodisi segreva bodisi se ta ohlaja. Temperature bodo zato v nadaljnjih mesecih nara\xc5\xa1\xc4\x8dale oziroma se spu\xc5\xa1\xc4\x8dale._NEWLINE_Astronomski letni \xc4\x8dasi niso enako dolgi zaradi neenakomernega gibanja Zemlje. Standardni za\xc4\x8detki se zgodijo na 21. marec, 21. junij, 23. september in 21. december, ti datumi pa se lahko menjajo. Ker se zimski solsticij nahaja v bli\xc5\xbeini perihelija, je takratna hitrost Zemlje velika in zima je zato kraj\xc5\xa1a od poletja, saj se Zemlja v \xc4\x8dasu poletja giblje okoli afelija in zato po\xc4\x8dasneje. K\xc3\xb3t 11\xc2\xb0 med apsidnico in solsticijsko \xc4\x8drto se ve\xc4\x8da, saj se zaradi premikov Zemljine vrtilne osi vsak Son\xc4\x8dev obrat zgodi nekoliko prej kot prej\xc5\xa1nji, kar pomeni, da se to\xc4\x8dka tega obrata na tiru premika v nasprotno smer kot Zemlja.\n_START_SECTION_\nToplotni pasovi Zemlje\n_START_PARAGRAPH_\nZa ogrevanost posameznih delov povr\xc5\xa1ja Zemlje je pomemben vpadni kot son\xc4\x8dnih \xc5\xbearkov. \xc4\x8ce je vpadni kot ve\xc4\x8dji, mora namre\xc4\x8d enaka koli\xc4\x8dina \xc5\xbearkov segreti ve\xc4\x8djo povr\xc5\xa1ino, ker padajo ti bolj postrani, to pa seveda pomeni manj energije za vsak kvadratni meter. To je vzrok nastanku toplotnih pasov Zemlje. To so tropski pas, ki je med obema povratnikoma, zmerno topla pasova, ki sta med povratnikoma in te\xc4\x8dajnikoma, ter hladna pasova od te\xc4\x8dajnikov dalje proti poloma._NEWLINE_Tropski pas je obmo\xc4\x8dje stalno visokega Sonca, ki mo\xc4\x8dno segreva Zemljo. Temperature so posledi\xc4\x8dno visoke, dan in no\xc4\x8d trajata pribli\xc5\xbeno enak del obrata okoli osi, de\xc5\xbeevna doba je izrazita in se za\xc4\x8dne po prehodu Sonca skozi zenit. V zmerno toplem pasu Sonce ne pride v zenit ter je segrevanje zaradi tega nekoliko \xc5\xa1ibkej\xc5\xa1e. Pojavljajo se \xc5\xa1tirje letni \xc4\x8dasi, pa tudi razlike v trajanju dneva in no\xc4\x8di. Hladni toplotni pas pa zaznamuje zelo nizko Sonce, ki v dolo\xc4\x8denem delu dneva sploh ne pogleda izza obzorja; segrevanje je zato slabo. Rednega menjavanja dneva in no\xc4\x8di ni, dolo\xc4\x8den del leta tako zavzameta le polarni dan ali polarna no\xc4\x8d. Obstajata dva letna \xc4\x8dasa, in sicer izjemno mrzla zima ter nekoliko toplej\xc5\xa1e, a kljub temu hladno poletje. Vse na\xc5\xa1tete razlike imajo velik vpliv na fizi\xc4\x8dno- in dru\xc5\xbebenogeografske zna\xc4\x8dilnosti okolja.'