Astronomiya

Günəşin orbital parametrləri

Günəşin orbital parametrləri

Günəş sisteminin kütlə mərkəzinin ətrafında olan orbitdəki orbit sürəti və s. Günəşin orbital parametrləri hansılardır? Günəşi bənzərsiz hesab edin və ya alternativ olaraq Günəşin hərəkəti barədə danışarkən onun kütlə mərkəzi olduğunu düşünürəm.

Mənə Günəşin hərəkətsiz olduğunu söyləməyin, çünki planetlərin kütlələri laqeyd edilə bilər. Mən belə həddən artıq sadələşdirmələr istəmirəm.


Günəş sistemi çox bədənli bir sistem olduğundan (ilə $ N> 2 $ əhəmiyyətli kütlə cisimləri), tərkib hissələrinin orbitləri dəqiq Keplerian orbitləri deyil.

Ən aşağı sıraya qədər, hər bir planet Keplerian orbitində Günəşin ətrafında (daha doğrusu bütün daxili planetlərin kütləsinin mərkəzində) fırlanır, lakin planetlərlə qarşılıqlı təsirlər və daxili kütlənin mərkəzinin sabit olmamasına gətirib çıxarır. həqiqi orbitin bu sadələşdirmədən sapmaları. Bu sapmalar ədədi və ya narahatlıq nəzəriyyəsi ilə müalicə edilə bilər, lakin zamanın əhəmiyyətsiz funksiyalarıdır.

Günəş üçün də eyni şey mövcuddur: ən aşağı sıraya qədər bütün planetləri laqeyd etmək olar, ancaq Günəş təxminən 0.005AU yarı böyük oxu olan bir eliptik orbiti izlədikdə (bütün qalan planetlərin birləşməsindən iki qat daha çoxdur) Yupiter ( kütlə nisbətinə görə Yupiterdən daha kiçikdir). Bu, Günəş radiusu ilə eyni sıradadır, yəni Günəş sisteminin baryentri Günəşdən çətinliklə ayrılır. Bununla birlikdə, yuxarıdakı kimi, bütün digər planetlərin çəkməsi bu sadə modeldən kənarlaşmağa səbəb olur. Yenə də bu sapmalar əhəmiyyətsizdir.


Atmosferin rolunu görməməzlikdən gəlsək, Yerin səthindəki müəyyən bir zamanda və yerdəki inzolyasiya Günəş-Yer məsafəsinin və Günəş zenit məsafəsinin kosinusunun bir işidir (Dəyər 2.20). Bu iki dəyişən günün vaxtından, enindən və Yerin orbitinin xüsusiyyətlərindən hesablana bilər. İqlimşünaslıqda Yerin orbiti üç orbital parametrlə təyin olunur (şəkil 5.16 və 5.17): səma ekvatoru ilə müqayisədə ekliptikin meylini ölçən obliklik (& # x03B5 obl), eksantriklik (ecc) Yerin günəş ətrafında orbitinin və yay gündönümündə Yer-Günəş məsafəsi ilə əlaqəli olan iqlim prekessiyasının (ecc sin & # x2061 & # x03C9 & # x02DC). İqlim prekessiyasının bu tərifində & # x2061 & # x03C9 & # x02DC, periyelionun hərəkətli vernal bərabərlikdən ölçülən həqiqi uzunluğudur (& # x2061 & # x03C9 & # x02DC = & # x03C0 + PERH Şəkil 2.8).

Şəkil 5.16: Eksantriklik ecc-də və Yerin orbitindəki oblikliyin & # x03B5 o b l dəyişikliklərinin şematik təsviri. Mənbə: Latsis fondu (2001)

Günəşin, Günəş sistemindəki digər planetlərin və Ayın təsiri səbəbindən orbital parametrlər zamana görə dəyişir. Xüsusilə, planetimiz mükəmməl bir kürə olmadığına görə Günəş və Ay tərəfindən Yerə tətbiq olunan fırlanma anı (səthdən Yerin mərkəzinə qədər olan məsafə Ekvatorda qütblərə nisbətən daha böyükdür) obliklik və & # x2061 & # x03C9 & # x02DC-dəki dəyişikliklərdə mühüm rol oynayır. Eksantriklik xüsusilə Günəş sisteminin ən böyük planetlərindən (Yupiter və Saturn) təsirlənir; bunlar & # x2061 & # x03C9 & # x02DC-yə də təsir göstərir.

Bu parametrlərin zamanla inkişaf yolu, digər səma cisimlərinin olması və Yerin mükəmməl bir kürə olmaması səbəbiylə Yer-Günəş sisteminin narahatlıqlarını ifadə edən tənliklərdən hesablanmışdır. Daha sonra həll müxtəlif terminlərin cəmi kimi ifadə edilə bilər:

ecc = ecc 0 + & # x2211 i E i cos & # x2061 & # x03BB it + & # x03C6 i & # x03B5 obl = & # x03B5 obl, 0 + & # x2211 i A i cos & # x2061 & # x03B3 it + & # x03BE i ecc sin & # x2061 & # x03C9 & # x02DC = & # x2211 i P i cos & # x2061 & # x03B1 it + & # x03B7 i ( 5 . 6 )

Müstəqil parametrlərin dəyərləri ecc0, & # x03B5 obl,0, genliklərin Emən, Amən, Pmən, frekansların & # x03BB t, & # x03B3 mən, & # x03B1 mən, və fazların & # x03C6 mən, & # x03BE mən, & # x03B7 mən Berger (1978), Berger ve Loutre (1991) güncəllənmiş olaraq verilmişdir. Tənliklər (5.6) aydın şəkildə göstərir ki, orbital parametrlər xarakterik dövrlərə görə dəyişir (şəkil 5.18). Eksantriklik üçün dominant olanlar 413, 95, 123 və 100 ka-dır. İqlim prekessiyası üçün dominant dövrlər 24, 22 ve 19 ka, obliklik üçün 41 və 54 ka təşkil edir. Yerin orbitini tamamilə müəyyənləşdirmək üçün ellipsin böyük oxunun uzunluğunu da göstərmək lazımdır. Ancaq bunu sabit olaraq qəbul etmək ən azı son 250 milyon ildə çox yaxşı bir təxmindir.

Şəkil 5.17: İqlim prekursiyasına görə, Yer 11 gün əvvəl boreal yayda Günəşə, indiki boreal qışda Günəşə ən yaxın idi. Mənbə: Latsis fondu (2001)

Yerin orbitinin eksantrikliyi (şəkil 5.16) son bir milyon il ərzində təxminən dairəvi orbitə uyğun olaraq sıfıra qədər dəyişdi (şəkil 5.18). Eq. 2.26, Yerin aldığı illik orta enerjinin 1 - e c c 2 ilə tərs mütənasib olduğu göstərilə bilər. Gözlənildiyi kimi, bu dəyər bütün enliklər üzərindəki inteqrasiya səbəbi ilə obliklikdən asılıdır və bir il ərzində inteqrasiya olunduğu üçün & # x2061 & # x03C9 & # x02DC-dən asılı deyil. Beləliklə, Yerin aldığı illik orta enerji, Yerin orbitinin dairəvi olduğu və ekssentrikliyin artması ilə ən kiçik olur. Bununla birlikdə, eksantriklikdəki dəyişikliklər nisbətən kiçik olduğundan (şəkil 5.18), Yerin aldığı illik orta radiasiyalarda yalnız kiçik fərqlər var. Maksimum nisbi dəyişmə təxminən 0,15 W m -2 (0,5 = 1,5 10 -3 x 342 W m -2) -ə uyğun olaraq 0,15% -ə (1,510 -3 = 1 - 1/1 - 0,05 4 2) bərabərdir.

Şəkil 5.18: Son milyon il və sonrakı 100 min il üçün eksantriklik, iqlim prekessiyası və obliklik (dərəcə ilə) uzunmüddətli dəyişikliklər (sıfır AD 1950-ə uyğundur). İqlim presessiyasının minimum dəyəri perihelionda boreal qış (dekabr) gündüzünə uyğundur. Berger (1978) tərəfindən hesablanmışdır.

Obliklik yer üzündə fəsillərin mövcudluğundan məsuldur. & # X03B5 o b l sıfıra bərabər olsaydı gecə və gündüz hər yerdə 12 saat uzun olardı (Dəyər 2.22 və 2.25) və əgər ecc eyni zamanda sıfıra bərabər idi, Yerdəki hər bir yer il ərzində eyni gündəlik orta inzolyasiyaya sahib olardı (Dəyər 2.22 və 2.26). Böyük bir əyilmə ilə, inolasiya yayda qütb bölgələrində daha yüksəkdir, qütb gecəsində qışda sıfırdır. Son milyon il ərzində obliklik 22 ilə dəyişdi o 24.5-ə o (Şəkil 5.18). Bu, 50 W m -2-ə qədər olan qütblərdə gündəlik orta yalıtımdakı maksimum dəyişikliklərə cavab verir (şəkil 5.19). Obliklik, eyni zamanda, orta enzolasiyaya təsir edir, yüksək enliklərdə bir neçə W m -2 artıraraq Ekvatorda azaldır (lakin daha az dərəcədə).


Planetlərin Günəş ətrafındakı hərəkəti Kepler & # 8217; s planet hərəkətinin üç qanunu ilə təsvir edilə bilər:

  • Birinci qanun: Bütün planetlər eliptik orbitlər boyunca Günəşlə bir fokusda hərəkət edirlər.
  • İkinci qanun: Bir planetlə Günəşi birləşdirən bir xətt bərabər əraziləri bərabər zaman aralığında süpürür.
  • Üçüncü qanun: Bir planetin Günəş ətrafında orbital dövrü kvadratı yarı böyük oxunun kubu ilə mütənasibdir.

Bununla birlikdə, bu qanunlar bir planetin bir orbitdə yerləşdiyini və ya orbitin necə yönəldiyini dəqiq təsvir etmək üçün kifayət deyil. Bunun əvəzinə, orbital elementlərin dəyərlərini təyin etməliyik. Qeyd edək ki, bu elementlərdən bir neçəsi artıqdır, çünki digər orbital elementlər əldə etmək üçün istifadə edilə bilər.

Orbital parametr növü Ad Rəmz
Bu orbital elementlər bizə bir orbitin forması haqqında məlumat verir: Yarı böyük ox a
Orbital eksantriklik e
Perihelion məsafəsi səh
Bu orbital elementlər bizə bir orbitin istiqamətini izah edir: Orbital meyl mən
Artan düyün Ω
Perigelion mübahisəsi ω
Bu orbital elementlər bizə bir planetin öz orbitindəki vəziyyətini və sürətini izah edir: Orbital sürət v
Anormallıq deməkdir M
Orta gündəlik hərəkət d

Nəhayət, dövrü müəyyənləşdirməliyik (t0) və ya koordinat sisteminin istinad tarixi. Bu ümumiyyətlə planetin Günəşə ən yaxın yaxınlaşdığı vaxt olaraq verilir.

Swinburne Universitetində Astronomiya Onlayn öyrən
Bütün materiallar göstərildiyi yerlər xaricində © Swinburne Texnologiya Universitetidir.


Xülasə

La découverte des périodes glaciaires au xix e siècle suscite les premières sorğuları elmi lüvolution du klimat au cours du temps və marque ainsi la naissance de la paléoclimatologie. Xüsusi elmlər, elmi dəyişikliklər və dəyişikliklər iqlim şəraiti, fiziki əsaslar və uyğunlaşma əsasları. Ainsi, depuis cette époque, deux théories se sont affrontées pour tenter d’expliquer les alternances glaciaire-interglaciaire: les variations des paramètres orbitaux de la Terre, and des des changements de la atmosfer atmosfer and dioxide de carbone. Si la théorie astronomique bir pu être genişləndirilməsi təsdiq bir trentaine d'années, la modélisation physique des changements klimatiques mis en œuvre reste encore balbutiante. Par ailleurs, les résultats les plus récents de la paléoclimatologie nous démontrent will’’s main mainant de plus en plus nécessaire de construire une synthèse de ces deux hypothèses historyiques ”.


Günəşin orbital parametrləri - Astronomiya

2. Jacobson, R.A. (2003) "Voyager Saturn'un ICRF Sistemindəki Orbitlərlə qarşılaşması Yenidənqurma", Sənəd № AAS 03-198, 13-cü AAS / AIAA Space Flight Mechanics Meeting, Ponce, Puerto Rico.

3. Jacobson, R.A. (2000) "Xarici Jovian peyklərinin orbitləri", Astronomical Journal 120, 2679-2686. Qeyd: istinadda görünən orta hərəkətlər və dövrlər retrograd peyklər üçün səhvdir. Düzgün dəyərlər burada görünür.

4. Jacobson, R.A., Riedel, J.E. və Taylor, AH (1991) "Triton və Nereidin kosmik gəmilərdən və Yerə əsaslanan müşahidələrdən orbitləri", Astronomy & Astrophysics 247, 565.

5. Jacobson, R.A. (2008) "Martian Uydularının Efemeridləri - MAR080", JPL IOM 343R-08-006

6. Jacobson, R.A. (1996) "Saturn peyklərinin Yerə və Voyager Müşahidələrindən Yörüngüləri", Bull. Amerika Astronomiya Cəmiyyəti 28 (3), 1185.

7. Jacobson, R.A. (1997) JUP120 - JPL peyk efemeri.

8. Jacobson, R.A. (1998) "Yer üzünə əsaslanan və Voyager müşahidələrindən Fibin orbiti", Astronomiya & Astrophysics Supp. 128, 7.

9. Jacobson, R.A. (1998) "Hubble Space Teleskopu və Voyager 2 müşahidələrindən daxili Uran peyklərinin orbitləri", Astronomical Journal 115, 1195.

10. Laskar, J. və Jacobson, R.A. (1987) "GUST86. Uran peyklərinin analitik bir efemeri '', Astronomy & Astrophysics 188, 212.

11. Jacobson, R.A. (2003) JUP230 - JPL peyk efemeri.

12. Jacobson, R.A. (2007) SAT270, SAT271 - JPL peyk efemeridləri.

13. Tholen, D .J. və Buie, M. W. (1990) "Pluto-Charon Qarşılıqlı Tədbir Müşahidələrinin Əlavə Təhlili", Bull. Amerika Astronomiya Cəmiyyəti 22 (3), 1129.

14. Owen, W.M., Vaughan, R.M. və Synnott, S.P. (1991) "Neptunun Altı Yeni Uydusunun Orbitləri", Astronomical Journal 101, 1511.

15. Showalter, M.R. (1991) "Saturnun on səkkizinci peyki olan 1981S13-in vizual aşkarlanması və Encke boşluğundakı rolu", Nature 351, 709.

16. Brozovic, M. və Jacobson, R. A. (2009) "Xarici Uran peyklərinin Orbitləri", Astronomical Journal 137, 3834.

17. Jacobson, R.A. (2000) URA047 - JPL peyk efemeri.

18. Jacobson, R.A. (2013) JUP300 - Düzensiz Jovian peykləri üçün JPL peyk efemeri.

19. Jacobson, R.A. (2004) "Böyük Saturn peyklərinin orbitləri və Saturnun kosmik gəmilərdən və yer üzündə müşahidələrdən cazibə sahəsi", Astronomical Journal 128, 492.

20. Jacobson, R.A. (2001c) "Yupiter və onun Qalileyalı Uydular və Jovian Sisteminin Cazibə Alanının Orbitləri", Yupiter: Planet, Satellites and Magnetosphere, Boulder, Colorado.

21. Jacobson, R.A. (2001d) "Jovian Sisteminin Cazibə Alanı və Normal Jovian Uydularının Yörüngüləri", Planetika Elmləri Bölməsinin 33-cü İllik Toplantısı, New Orleans, Louisiana.

22. Jacobson, R.A. (2009) JUP269 - JPL peyk efemeri.

23. Lieske, J.H. (1998) "Galilean peyk ephemerides E5", Astronomiya & Astrophysics Supp. 129, 205.

24. Jacobson, R.A. (2003) URA066 - JPL peyk efemeri.

25. Jacobson, R.A. (2002) JUP242 - JPL peyk efemeri.

26. Jacobson, R.A. (2003) JUP219 - JPL peyk efemeri.

27. Jacobson, R.A. (2003) NEP029 - JPL peyk efemeri.

28. Jacobson, R.A. (2003) JUP222 - JPL peyk efemeri.

29. Jacobson, R.A. (2003) JUP224 - JPL peyk efemeri.

30. Jacobson, R.A. (2003) JUP226 - JPL peyk efemeri.

31. Jacobson, R.A. (2003) JUP227 - JPL peyk efemeri.

32. Jacobson, R.A. (2010) SAT339 - JPL peyk efemeri.

33. Jacobson, R.A. (2010) SAT342 - JPL peyk efemeri.

34. Jacobson, R.A. (2013) SAT361 - JPL peyk efemeri.

35. Jacobson, R.A. (2004) JUP252 - JPL peyk efemeri

36. Jacobson, R.A. (2003) NEP041 - JPL peyk efemeri

37. Jacobson, R.A. (2003) URA067 - JPL peyk efemeri

38. Jacobson, R.A. (2007) NEP057 - JPL peyk efemeri

39. Jacobson, R.A. (2003) URA068 - JPL peyk efemeri

40. Jacobson, R.A. (2003) URA072 - JPL peyk efemeri

41. Jacobson, R.A. (2009) SAT317 - JPL peyk efemeri.

42. Jacobson, R.A. (2006) JUP261 - JPL peyk efemeri.

43. Jacobson, R.A. (2009) JUP268 - JPL peyk efemeri.

44. Jacobson, R.A. (2009) JUP270 - JPL peyk efemeri.

45. Jacobson, R. A. və Owen, Jr., W. M. (2004) "Voyager, Earthbase, and Hubble Space Telescope müşahidələrindən daxili Neptunian peyklərinin orbitləri", Astronomical Journal 128, 1412.

46. ​​Jacobson, R. A. və Fransız, R. G. (2004) "Saturnun Coorbital və F-ring Çoban Peyklərinin Yörüngüləri və Kütlələri", Icarus 172, 382.

47. Spitale, J. N., Jacobson, R. A., Porco, C. C., and Owen, Jr., W. M. (2006) “Saturnun Kiçik Uydularının Yığıncaqlarının Tarixi və Cassini Görüntüləmə Müşahidələrindən Alınan Orbitləri”, Astronomical Journal 132, 692.

48. Jacobson, R.A. (2007) PLU017 - JPL peyk efemeri.

49. Jacobson, R.A. (2008) SAT295 - JPL peyk efemeri.

50. Jacobson, R.A. (2008) SAT296 - JPL peyk efemeri.

51. Showalter, M. R. və Lissauer, J. J. (2006) "Uranın İkinci Ring-Ay Sistemi: Kəşf və Dinamika", Science 311, 973.

52. Jacobson, R.A. (2008) SAT297 - JPL peyk efemeri.

53. Jacobson, R.A. (2008) SAT298 - JPL peyk efemeri.

54. Jacobson, R. A. (2009) "Neptun Uydularının Yörüngeleri ve Neptun Qütbünün Oryantasyonu", Astronomical Journal 137, 4322.

55. Jacobson, R.A. (2008) NEP077 - JPL peyk efemeri.

56. Brozoviç, M., Jacobson, R. A. və Sheppard, S. S. (2011) "Xarici Neptun Uydularının Yörüngeleri", Astronomical Journal 141, 135.

57. Jacobson, R.A. (2013) NEP087 - JPL peyk efemeri.

58. Brozovic, M. və Jacobson, RA (2013) "Yeni Üfüqlər tərəfindən Kəşfiyyat ərəfəsində Pluton Sistemində Təqdim olunan Orbitlər, Plutonun Uydularının Kütlələri": APL-də keçirilən perspektivlər, proqnozlar, Laurel, MD - PLU042 - JPL peyk efemeri.


Planet Hərəkatının İlk İki Qanunu

Bir cismin kosmosdan keçməsinə orbit deyilir. Kepler əvvəlcə planetlərin orbitlərinin dairələr olduğunu güman edirdi, lakin bunu etmək Brahe & rsquos müşahidələrinə uyğun orbitləri tapmasına imkan vermədi. Mars üçün məlumatlarla işləyərək sonunda planetin orbitinin bir qədər düzəldilmiş dairə şəklində olduğunu və ya ellips. Dairənin yanında, ellips kimi tanınan döngələr ailəsinə aid olan ən sadə qapalı döngə növüdür konik hissələr (Şəkil ( PageIndex <2> )).

Şəkil ( PageIndex <2> ) Konik Bölmələr.Dairə, ellips, parabola və hiperbola hamısı bir müstəvinin koni ilə kəsişməsindən əmələ gəlir. Bu səbəbdən belə əyrilərə konik hissələr deyilir.

Riyaziyyat dərslərindən xatırlaya bilərsiniz ki, bir dairədə mərkəz xüsusi bir nöqtədir. Dairənin hər yerindən mərkəzə qədər olan məsafə tam eynidır. Ellipsdə ellipsin içindəki iki xüsusi nöqtədən ellipsin istənilən nöqtəsinə olan məsafənin cəmi həmişə eynidir. Ellips içərisindəki bu iki nöqtəyə Kepler tərəfindən bu məqsədlə icad edilmiş bir söz (fokus: fokus) deyilir.

Bu xüsusiyyət ellips çəkməyin sadə bir yolunu təklif edir (Şəkil ( PageIndex <3> )). Bir döngənin uclarını bir vərəqdən bir rəsm lövhəsinə itələdikləri iki dəstin ətrafına bükürük, beləliklə ip zəifdir. Bir qələmi sapı gərginləşdirərək ipə tərəf itələdikdən sonra qələmi bütün dayaqların ətrafındakı ipin üstünə sürsək, nəticədə ortaya çıxan əyri bir ellipsdir. Qələmin ola biləcəyi istənilən nöqtədə, qələmdən iki dəstə qədər olan məsafələrin cəmi sabit bir uzunluqdur və ipin uzunluğudur. Dəstlər ellipsin iki fokusundadır.

Ellipsin ən geniş diametri onun adlanır böyük ox. Bu məsafənin yarısı, yəni ellipsin mərkəzindən bir ucuna qədər olan məsafə və yarım ox, ümumiyyətlə ellipsin ölçüsünü təyin etmək üçün istifadə olunur. Məsələn, eyni zamanda planet və Günəşdən orta məsafədə olan Mars orbitinin yarı böyük oxu 228 milyon kilometrdir.

Şəkil ( PageIndex <3> ) Ellipsin çəkilməsi. (a) İki lövhəni (ağ cisimləri) rəsm lövhəsindəki bir kağız parçasına itələyib, sonra dəstlərin ətrafına bir simli döngə edərək bir ellips düzəldə bilərik. Hər taxta toxunuşlardan biri Günəş olmaqla, ellipsin fokusunu təmsil edir. Bir qələm istifadə edərək ipi möhkəm uzatın və sonra qələmi dəstələrin ətrafında gəzdirin. İpin uzunluğu eyni qalır, beləliklə ellipsin istənilən nöqtəsindən fokuslara qədər olan məsafələrin cəmi həmişə sabitdir. (b) Bu təsvirdə hər yarım böyük ox a ilə işarələnir. 2a məsafəyə ellipsin böyük oxu deyilir.

Ellipsin forması (yuvarlaqlığı), böyük oxla müqayisədə iki fokusun nə qədər yaxın olmasından asılıdır. Fokuslar arasındakı məsafənin yarı böyük oxun uzunluğuna nisbəti ekssentriklik ellips.

Fokuslar (və ya tack) eyni yerə köçürülərsə, ocaqlar arasındakı məsafə sıfır olardı. Bu o deməkdir ki, ekssentriklik sıfırdır və ellips sadəcə bir dairədir, beləliklə bir dairəni sıfır ekssentrikliyin ellipsi adlandırmaq olar. Bir dairədə yarı böyük ox radius olacaqdır.

Bundan sonra, taxtaların arasını dəyişdirərək (ipin uzunluğundan bir qədər aralı olmadıqları müddətdə) müxtəlif uzanma (və ya uzadılmış uzunluq) ellipsləri edə bilərik. Ekssentriklik nə qədər böyükdürsə, ellips & ldquoflat olduqda və bir dairədən digər həddinə çatdıqda, maksimum eksantrikliyə 1,0-a qədər ellips o qədər uzanır.

Ellipsin ölçüsü və forması onun yarı böyük oxu və eksantrikliyi ilə tamamilə müəyyən edilir. Brahe & rsquos məlumatlarından istifadə edərək Kepler, Marsın eliptik bir orbitə sahib olduğunu, Günəşin bir fokusda olduğunu (digər fokus boşdur) tapdı. Mars orbitinin ekssentrikliyi yalnız miqyaya çəkilmiş orbitinin təxminən 0,1-dir, bir dairədən praktik olaraq fərqlənməz olardı, lakin bu fərq planetar hərəkətləri anlamaq üçün kritik oldu.

Kepler bu nəticəni ilk qanununda ümumiləşdirdi və dedi bütün planetlərin orbitləri elipsdir. Budur insan düşüncəsi tarixində həlledici bir məqam: məqbul bir kosmosa sahib olmaq üçün yalnız dairələrə sahib olmaq lazım deyildi. Kainat, Yunan filosoflarının istədiklərindən bir qədər mürəkkəb ola bilər.

Kepler & rsquos ikinci qanunu, hər planetin öz ellipsi boyunca hərəkət etmə sürətinə aiddir. orbital sürət. Brahe & rsquos Mars müşahidələri ilə işləyən Kepler, planetin Günəşə yaxınlaşdıqca sürətləndiyini və Günəşdən uzaqlaşdıqca yavaşladığını kəşf etdi. Bu münasibətlərin dəqiq formasını Günəş və Marsın düz, elastik bir xəttlə birləşdirdiyini xəyal edərək ifadə etdi. Mars Günəşə daha yaxın olduqda (Şəkildə ( PageIndex <4> ) 1 və 2 mövqeləri) elastik xətt o qədər də uzanmır və planet sürətlə hərəkət edir. Günəşdən 3-cü və 4-cü mövqedəki kimi, xətt çox uzanır və planet o qədər də sürətlə hərəkət etmir. Mars Günəş ətrafında eliptik orbitdə hərəkət edərkən, elastik xətt hərəkət edərkən ellipsin sahələrini süpürür (şəkildəki rəngli bölgələr). Kepler, bərabər zaman aralığında (t), bu xəyali xətt ilə məkanda süpürülən sahələrin həmişə bərabər olduğunu, yəni B bölgəsinin 1 ilə 2 arasındakı sahənin A ilə 3 ilə 4 arasındakı eyninin bərabər olduğunu tapdı. .

Bir planet dairəvi bir orbitdə hərəkət edirsə, elastik xətt həmişə eyni miqdarda uzanır və planet öz orbitinin ətrafında sabit bir sürətlə hərəkət edir. Ancaq Kepler'in kəşf etdiyi kimi, əksər orbitlərdə ulduz ətrafında (və ya planetin ətrafında dövr edən aya) dönən bir planetin sürəti dəyişməyə meyllidir, çünki orbit eliptikdir.

Şəkil ( PageIndex <4> ) Keplerin İkinci Qanunu: Bərabər Sahələr Qanunu. Günəş ətrafında səyahət edən bir planetin (ellips içərisindəki dairəvi cisim) orbital sürəti elə bir şəkildə dəyişir ki, bərabər vaxt aralığında (t), Günəşlə bir planet arasındakı bir xətt bərabər sahələri (A və B) süzsün. . Qeyd edək ki, günəş sistemimizdəki planetlərin və rsquo orbitlərinin eksantrikliyi burada göstəriləndən xeyli azdır.


Bütün Elm Jurnalı Təsnifatı (ASJC) kodları

  • APA
  • Müəllif
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standart
  • RIS
  • Vancouver

In: Astronomical Journal, Vol. 159, No. 2, ab5c1d, 02.2020.

Tədqiqat nəticəsi: Jurnala töhfə ›Məqalə› peer-review

T1 - Soyuq Jupiters və Daxili Super Yerlər arasındakı qarşılıqlı Orbital meyllər

N1 - Publisher Müəllif hüquqları: © 2020. Amerika Astronomiya Cəmiyyəti. Bütün hüquqlar qorunur.

N2 - Doppler və Kepler məlumatlarının əvvəlki analizləri, "soyuq Jupiters" (≈ 1 au olan nəhəng planetlər) yerləşdirən Günəşə bənzər ulduzların demək olar ki, həmişə "daxili super Yerləri" (1-4 R ⊕, a ≲ 1 au ). Burada soyuq Yupiterlərin orbital təyyarələri ilə daxili super-Yerlər arasındakı uyğunlaşma dərəcəsini təyin etməyə çalışırıq. Əsas müşahidənin giriş hissəsi, keçici soyuq Yupiterlərə sahib olan keçici super Yerlərlə Kepler ulduzlarının hissəsidir. Bu hissə həm soyuq Yupiterlərin bu sistemlərdə meydana gəlmə ehtimalından, həm də qarşılıqlı orbital meyllərdən asılıdır. Doppler anketlərində meydana gəlmə ehtimalı artıq ölçüldüyündən, məlumatları qarşılıqlı meyl paylanmasını məhdudlaşdırmaq üçün istifadə edə bilərik. Σ = 11. ° 8-5. ° 5 + 12. ° 7 (% 68 güvən) və σ & gt 3. ° 5 (% 95 güvən) tapırıq, burada the Rayleigh paylanmasının miqyaslı parametridir. Bu, soyuq Jupiters olan sistemlərdə planetar orbitlərin bir-birinə bərabər olma meylinə sahib olduğunu göstərir - baxmayaraq ki, günəş sistemindəki kimi eyni deyildir, dəyişməz müstəvidən ortalama 1. ° 8. Soyuq Jupiterlərin daha yüksək tranzit çoxluğuna sahib daxili sistemlərə nisbətən daha az qarşılıqlı meyllərə sahib olduqlarına dair dəlillər də tapırıq. Bu, daxili və xarici sistemlərdəki dinamik həyəcan arasında bir əlaqə olduğunu göstərir. Məsələn, uyğun olmayan soyuq Jupitersdən gələn narahatlıqlar daxili super-Earth sistemlərini dinamik şəkildə istiləşdirə və ya sabitləşdirə bilər.

AB - Doppler və Kepler məlumatlarının əvvəlki analizləri Günəşə bənzər ulduzların "soyuq Jupiters" ə (a 1 au olan nəhəng planetlərə) ev sahibliyi etdiyini müəyyənləşdirdi (1-4 R always, a ≲ 1 au) ). Burada soyuq Yupiterlərin orbital təyyarələri ilə daxili super-Yerlər arasındakı uyğunlaşma dərəcəsini təyin etməyə çalışırıq. Əsas müşahidənin giriş hissəsi, keçici soyuq Yupiterlərə sahib olan keçici super Yerlərlə Kepler ulduzlarının hissəsidir. Bu hissə həm soyuq Yupiterlərin bu sistemlərdə meydana gəlmə ehtimalından, həm də qarşılıqlı orbital meyllərdən asılıdır. Doppler anketlərində meydana gəlmə ehtimalı artıq ölçüldüyündən, məlumatları qarşılıqlı meyl paylanmasını məhdudlaşdırmaq üçün istifadə edə bilərik. Σ = 11. ° 8-5. ° 5 + 12. ° 7 (% 68 güvən) və σ & gt 3. ° 5 (% 95 güvən) tapırıq, burada the Rayleigh paylanmasının miqyaslı parametridir. Bu, soyuq Jupiters olan sistemlərdə planetar orbitlərin bir-birinə bərabər olma meylinə sahib olduğunu göstərir - baxmayaraq ki, günəş sistemindəki kimi eyni deyildir, dəyişməz müstəvidən ortalama 1. ° 8. Soyuq Jupiterlərin daha yüksək tranzit çoxluğuna sahib daxili sistemlərə nisbətən daha az qarşılıqlı meyllərə sahib olduqlarına dair dəlillər də tapırıq. Bu, daxili və xarici sistemlərdəki dinamik həyəcan arasında bir əlaqə olduğunu göstərir. Məsələn, uyğun olmayan soyuq Jupitersdən gələn narahatlıqlar daxili super-Earth sistemlərini dinamik şəkildə istiləşdirə və ya sabitləşdirə bilər.


Eksantriklik

İndi orbitin ölçüsünə dair bir parametr verdik, ancaq orbiti tamamilə təyin etmək üçün onun şəklini də bilməliyik. Bu ikinci orbital parametri, eksantriklik ilə verilir. -Dən müəyyən edilə bilər və hesablanması olduqca sadədir. Eliptik bir orbit üçün belə verilir

Eksantriklik vahidsiz olduğu üçün iki radiusun hansı vahidlərdə verilməsi vacib deyil. Nümunə olaraq bir dairənin ekssentrikliyi nədir? Bir dairənin daimi radiusuna sahib olduğu üçün, ekssentrikliyi də eləməliyik. Bir ellips bir eksantrikliyə sahib olacaq (lakin daxil deyil). Daha yüksək eksantrikliklər üçün nə cür yörüncələr alsaq, qısa müddətə qayıdacağıq. Fərqli eksantrikliyə malik olan elipslər rəqəm 2-də göstərilmişdir.

Şəkil 1-də radiusun olduğunu görə bilərik r mərkəzi gövdədən peykin mərkəzinə qədər verilir. Bucaq yarı əsas ox ilə mərkəzi gövdə arasındakı xətt arasındakı bucaqdır və peykin mərkəzi bədənin ətrafında döndüyü zaman dəyişir. Peyk ətrafda olduqda bucaq, apogeydə olduqda bucaq olur. Bucağa ən çox həqiqi anomaliya deyilir və üçüncü orbital parametrdir. Hər hansı bir dəqiq zamanda peykin orbital mövqeyini təsvir edir.

İndi orbiti və içindəki peyk mövqeyini təsvir edən ilk üç parametri tapdıq. Aşağıdakı ifadə

qütb koordinatlarındakı orbiti həqiqi anomaliyanın funksiyası kimi təsvir edir (aşağıya bax). Daha əvvəl bildirdik ki, ellipslərin 0-dan 1-ə qədər ekssentrikliyi var və bu hallarda radius asanlıqla göründüyü kimi bütün bucaqlar üçün yaxşı müəyyənləşdiriləcəkdir.

Şəkil 3: Həqiqi və eksantrik anomaliyaların tərifi. Vikimedia istifadəçisi CheChe (orijinal Brews ohare tərəfindən) tərəfindən hazırlanan bir əsərdən əldə edilən illüstrasiya. CC BY-SA 4.0 altında lisenziyalaşdırılmışdır.

Həqiqi anomaliya, orbit ətrafında mövqeyi təsvir edən üç anomaliyadan / parametrdən biridir. Digər iki anomaliyaya ekssentrik anomaliya deyilir və orta anomaliya deyilir və peykin mövqeyini (həqiqi anomaliyadan) perigeyin keçməsindən bəri əlaqələndirmək üçün istifadə olunur. Eksantrik anomaliya şəkil 3-də göstərilən həqiqi bir açıdır. Peykin mövqeyi həqiqi anomaliyalı P nöqtəsindədir. Mavi (ən böyük) dairəvi orbit, peyk orbitinin yarı böyük oxuna bərabər sabit bir radiusa malikdir (şəkildə qırmızı ilə göstərilmişdir). Eksantrik anomaliya, QQ & # 8217 xətt seqmentinin P nöqtəsindən (peykin həqiqi vəziyyəti) P və P nöqtəsinə periapsis-apoapsis xəttinə dik bir xətt seqmenti olduğu CQP & # 8217 üçbucağındakı sol açıdır. , dairəvi mavi orbitlə kəsişmədir (Q nöqtəsi şəkildə qeyd olunmayıb). Bu, hipotenuzun uzunluğunu (CP seqment seqmenti & # 8217) peyk yarı böyük oxu edir. Həqiqi anomaliya ilə eksantrik anomaliya arasındakı əlaqə belədir

Orta anomaliya həqiqi bir açı deyil. Periapsisin son keçidindən bəri vaxt harada və peyk orbitinin orbital dövrü harada olduğu kimi təyin olunur. Orta anomaliya, xəyali peykin C nöqtəsi ətrafında dairəvi bir arbitrdə (şəkil 3) həqiqi peyk orbitinə bərabər bir müddət ilə olduğu bir açıdır. Eksantrik və orta anomaliyanı təyin etməyimizin səbəbi həqiqi anomaliya ilə periapsisdən bəri vaxt arasındakı əlaqəni tapmaqdır. Orta və eksantrik anomaliya arasındakı əlaqə

(həqiqi) peyk orbitinin eksantrikliyi haradadır. Bu tənlik analitik yolla həll edilə bilməyən transsendental bir tənlikdir, lakin bir neçə onlayn qaynaq bu kimi tənliklərin həllində kömək edə bilər. WolframAlpha.com. Həqiqi anomaliyi bilməklə periapsisdən bəri vaxt əvvəlcə eksantrik anomaliyanı, sonra orta anomaliyi hesablayaraq tapıla bilər. Periapsisdən bəri vaxtı bilməklə, əvvəlcə orta anomaliya hesablanır, lakin eksantrik anomaliyanın tapılması ədədi olaraq tapılmalıdır. Bu həll daha sonra həqiqi anomaliyi tapmaq üçün istifadə olunur.


Xülasə:

Yalnız 30 günlük müşahidə ilə və bu 30 günün Yer kürəsinə bənzər bir ildə% 10 olduğunu düşünsəniz, aşağıdakıları əldə edə bilərsiniz:

  • Enlem, 500m dəqiqlik. Ciddi! Yalnız fotoşəkiliniz və üfüqün ölçülməsi ilə məhdudlaşır. (və Planetin Oblateness, lakin gün uzunluğu və cazibə sənə bunun böyüklüyünə görə bir qiymətləndirmə verəcək və bu bir çox kiçik səhv)
  • Gün uzunluğu, təxminən 1-2 saniyəyə qədər dəqiqdir. Məhduddur: üfüqdə ulduz gizli fəaliyyətinin vizual müşahidəsi.
  • İl uzunluğu, dəqiq bir günə qədər dəqiq. Yörüngə dairəvi olduğu təqdirdə bir saata qədər dəqiqdir, amma heç vaxt belə deyil.
  • Boylam: mükəmməl, çünki özbaşına
  • Ayın orbit dövrləri: Qalma müddətiniz bir orbitdən daha uzunsa, & lt10 dəqiqəyə qədər dəqiqdir. Əks halda saata. Məhduddur: bir ulduzun okkultasiyasının vizual müşahidəsi (kifayət qədər uzun olduqda), əksinə üfüq toxunuşunun görmə qabiliyyəti.

Ayın ölçüsü, planetin ölçüsü, günəş ölçüsü / orbit məsafəsi: hiss etdiyiniz ağırlığa görə kobud təxminlər. Cib telefonunuzda məsafənin dəqiq ölçülməsinin bir növü olmadığı təqdirdə həqiqətən təxmin edin.


Videoya baxın: Günəş sistemi haqqında (Sentyabr 2021).