Orbitální výstřednost

Tyto okružní výstřednosti definuje, v nebeské mechaniky a orbitální mechanice , tvar oběžné dráhy z nebeských objektů .

Zápis a typy oběžných drah

Běžně se zaznamenává výstřednost . Vyjadřuje tvarový rozdíl mezi oběžnou dráhou a dokonalou kružnicí, jejíž výstřednost je nulová. $E$

Když je trajektorie uzavřena: oběžná dráha je periodická. V tom případě : $e <1$

když objekt popisuje kruh a jeho dráha je označena jako kruhová ; $e = 0$
kdy objekt popisuje elipsu a její oběžná dráha je považována za eliptickou . $0 <e <1$

Kdy je cesta otevřená. V tom případě : $e \ geqslant 1$

když objekt popisuje parabolu a její trajektorie je považována za parabolickou ; $e = 1$
když objekt popisuje větev hyperboly a její trajektorie je považována za hyperbolickou . $e> 1$

Když se větev hyperboly zvrhne v přímku . $e \ rightarrow + \ infty$

Cesta	Graf			Excentricita $e = \ frac {c} {a}$	Lineární výstřednost $c = ae$	Hnutí	Mechanická energie
oběžník	kuželovitý	Zavřeno	kruh	${\ displaystyle 0}$	${\ displaystyle 0}$	vázaný stav	$E_ {m} <0$
eliptický		Zavřeno	elipsa	${\ sqrt {1 - {\ frac {b ^ {2}} {a ^ {2}}}}}$	${\ sqrt {a ^ {2} -b ^ {2}}}$	vázaný stav	$E_ {m} <0$
parabolický		otevřel	podobenství	$1$	$na$	stav vysílání	$E_ {m} = 0$
hyperbolický		otevřel	hyperbola	${\ sqrt {1 + {\ frac {b ^ {2}} {a ^ {2}}}}}$	${\ sqrt {a ^ {2} + b ^ {2}}}$	stav vysílání	$E_ {m}> 0$

Obecný tvar oběžné dráhy je elipsa s polární rovnicí (počátek v ohnisku): kde e je výstřednost. $r = {\ frac {p} {1 + e \ cos \ left (\ theta \ right)}}$

Související pojmy

Vektor výstřednosti

Výstřednost je normou v výstřednosti vektoru : . $e = \ lVert {\ vec {e}} \ rVert$

Úhel excentricity

Úhel excentricity, obecně uvedeno , je úhel, jehož hodnota je arkussinus excentricity: . $\ varphi$ $\ varphi = \ arcsin (e)$

Historický

Výstřednost orbit planet ve sluneční soustavě byl objeven Johannes Kepler (1571-1630), z oběžné dráhy Marsu . Kepler svůj objev publikoval ve své Astronomia nova ( 1609 ).

Výpočet výstřednosti oběžné dráhy

U eliptických drah lze výstřednost oběžné dráhy vypočítat na základě její apoapse a periapse : $e = {{r_ {a} -r_ {p}} \ nad {r_ {a} + r_ {p}}}$ , který po zjednodušení dává: $e = 1 - {\ frac {2} {(r_ {a} / r_ {p}) + 1}}$ , nebo:

$r_ {a} \, \!$ je poloměr na apoapse,
$r_ {p} \, \!$ je poloměr v periapse.

Excentricitu oběžné dráhy lze také vypočítat takto: $e = {{c} \ nad {a}}$ , nebo:

$vs \, \!$ je vzdálenost mezi středem elipsy a jedním z jejích dvou ložisek; Dále $c = {\ sqrt {a ^ {2} -b ^ {2}}}$
$na\,\!$ je délka hlavní osy.
$b \, \!$ je délka poloviční osy.

Výstřednost planet sluneční soustavy

Planeta	Orbitální výstřednost Epocha J2000
Rtuť	0,205 630 69
Venuše	0,006 773 23
Země	0,016 710 22
březen	0,093 412 33
Jupiter	0,048 392 66
Saturn	0,054 150 60
Uran	0,047 167 71
Neptune	0,008 585 87

Jevy měnící výstřednost

Když jsou dvě tělesa na oběžné dráze ( gravitační revoluce ) kolem sebe, je excentricita oběžných drah na začátku teoreticky pevná a nemohla se změnit. Ve skutečnosti jej mohou upravit dva hlavní jevy. Na jedné straně nejsou dvě hvězdy izolovány ve vesmíru a interakce jiných planet a těles může upravit oběžnou dráhu, a tedy i výstřednost. Další modifikace, interní v uvažovaném systému, je způsobena přílivovým efektem .

Vezměme si konkrétní příklad Měsíce obíhajícího kolem Země. Jelikož oběžná dráha Měsíce není kruhová, je vystavena slapovým silám, které jsou vyvíjeny různě podle bodu oběžné dráhy, kde se nachází Měsíc, a během revoluce Měsíce se neustále mění. Materiály uvnitř Měsíce proto podléhají třecí síly, které jsou disipativní k energii a které mají tendenci dělat oběžnou dráhu kruhovou, aby toto tření minimalizovaly. Synchronní kruhová oběžná dráha (Měsíc vždy ukazuje stejnou tvář k Zemi) je ve skutečnosti oběžná dráha minimalizující variace slapových sil.

→ Když se kolem sebe otáčí dvě hvězdy, výstřednost oběžných drah má proto tendenci klesat.

V systému typu „ planeta / satelit “ (těleso s nízkou hmotností rotující kolem tělesa s vysokou hmotností) je čas potřebný k dosažení kruhové oběžné dráhy (čas „cirkularizace“ ) mnohem delší než čas potřebný. představuje stejnou tvář planetě („synchronizační“ čas). Měsíc tak vždy představuje stejnou tvář Zemi, aniž by jeho oběžná dráha byla kruhová.

Excentricita oběžné dráhy Země je také proměnlivá po velmi dlouhá období (desítky tisíc let), zejména interakcí s jinými planetami. Aktuální hodnota je kolem 0,0167, ale v minulosti již dosáhla maximální hodnoty 0,07.

Klimatický účinek

Orbitální mechanika vyžaduje, aby délka ročních období byla úměrná ploše oběžné dráhy Země , která byla zametena mezi slunovraty a rovnodennostmi . Když se tedy orbitální výstřednost blíží maximům, jsou roční období, která se vyskytují v aphelionu, znatelně delší.

V naší době, Země dosáhne perihelion na začátku ledna, v severní polokoule , na podzim a v zimě nastat, když Země je v oblastech, kde jeho rychlost oběžná dráha pojezdu je nejrychlejší. Zima a podzim (severní) jsou proto o něco kratší než jaro a léto . V roce 2006 bylo léto o 4,66 dne delší než zima a jaro o 2,9 dne déle než podzim. Je zřejmé, že po dobu jižních sezón je to naopak.

Kombinovaným působením mezi variací orientace hlavní osy oběžné dráhy Země a precesí rovnodenností se v jednotlivých ročních obdobích pomalu posouvají data výskytu perihelionu a aphelionu.

V příštích 10 000 letech se zimy na severní polokouli postupně prodlužují a léta zkracují. Jakýkoli chladný okamžik bude nicméně kompenzován skutečností, že výstřednost oběžné dráhy Země bude téměř poloviční, což sníží průměrný poloměr oběžné dráhy, čímž se zvýší teploty v obou polokoulích .

Poznámky a odkazy

(en) Asteroidy , filer.case.edu.
(in) Ice Ages, Sea Level, Global Warming, Climate, and Geology , members.aol.com.
Ve srovnání se vzdáleným úložištěm.
To má za následek zvýšení argumentu perihelion .

Podívejte se také