Orbitální náklon

V nebeské mechanice a vesmírné mechanice je orbitální náklon , nebo jednoduše náklon, když neexistuje dvojznačnost, je orbitální prvek jednoho těla obíhajícího kolem druhého. Popisuje vzepětí mezi rovinou oběžné dráhy a hlavní rovinou referenčního systému (obvykle rovina ekliptiky , tj. Střední rovina oběžné dráhy Země nebo rovníková rovina ). Sklon je obyčejně poznamenal ( spodní případ písmeno i v latince ).

Když je sklon nenulový, říká se, že oběžná dráha je nakloněná . Rovina oběžné dráhy a referenční rovina jsou pak dvě protínající se roviny. Průsečík dvou rovin je přímka uzlů . Dráha ji prořízne ve dvou průsečících nazývaných uzly . Vzestupný uzel je ten, který je tělo na oběžné dráze kříží ve vzestupném dráze; sestupný uzel , jeden se kříží v sestupné dráze.

Sklon se počítá od 0 do 90 ° v případě přímé oběžné dráhy a od 90 ° do 180 ° v případě retrográdní oběžné dráhy .

Příklady

Ve sluneční soustavě je sklon oběžné dráhy nebeského tělesa obíhajícího kolem Slunce ( planety , asteroidy atd.) Definován jako úhel mezi jeho oběžnou rovinou a úhlem ekliptiky. Dalo by se to měřit relativně k jiné rovině, jako je rovníková rovina Slunce nebo orbitální rovina Jupitera , ale rovina ekliptiky je pro pozemské pozorovatele nejvhodnější. Většina oběžných drah těles ve sluneční soustavě má ​​mírný sklon, a to buď s ohledem na ekliptiku, nebo sluneční rovníkovou rovinu. Mezi významné výjimky patří trpasličí planety Pluto (17 °) a Eris (44 °) a asteroid (2) Pallas (34 °).

U přírodního nebo umělého satelitu se sklon měří vzhledem k rovníkové rovině, kolem které obíhá objekt, pokud je dostatečně blízko k němu (rovníková rovina je rovinou kolmou k ose otáčení centrálního tělesa). V tom případě :

Pro objekty umístěné daleko od centrálního těla je možné použít Laplaceovu rovinu . To je sloučeno s rovníkovou rovinou poblíž centrálního těla a postupně se naklání se vzdáleností, aby skončilo sloučení s orbitální rovinou.

Není-li rotace centrálního tělesa známa s přesností, bude sklon satelitu dán vzhledem k ekliptice nebo někdy vzhledem k rovině nebeské sféry (nebo ekvivalentně jako úhel mezi osou oběžná dráha a směr pozorovatele).

Druhá míra se používá pro objekty vně sluneční soustavy, například dvojité hvězdy . Záleží tedy na směru, kterým se pozorovatel dívá, to znamená na oblasti nebeské sféry, ve které se objekt nachází. Dvojhvězdy se sklonem blízkým 90 ° jsou často zákrytovou dvojhvězdou .

V případě Měsíce vede měření sklonu vzhledem k rovníkové rovině Země k hodnotě měnící se s obdobím 18 let mezi 18,29 ° a 28,58 °. Je užitečnější měřit jej vzhledem k ekliptice, která dává relativně konstantní hodnotu (5,145 °).

Výpočet

V astrodynamice lze sklon vypočítat takto:

nebo:

Poznámky a odkazy

Podívejte se také

Související články

externí odkazy

<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">