Ekscentryczność orbity

W orbitalne mimośród określa w niebieskich mechaniki i mechaniki oczodołu , kształt orbity z ciał niebieskich .

Notacja i rodzaje orbit

Powszechnie zauważa się ekscentryczność . Wyraża różnicę formy między orbitą a idealnym okręgiem, którego ekscentryczność wynosi zero. $mi$

Kiedy The trajektoria jest zamknięty: orbita jest okresowa. W tym wypadku : $e <1$

kiedy obiekt opisuje okrąg, a jego orbita jest kołowa ; $e = 0$
kiedy obiekt opisuje elipsę, a jej orbita jest eliptyczna . $0 <e <1$

Kiedy ścieżka jest otwarta. W tym wypadku : $e \ geqslant 1$

kiedy obiekt opisuje parabolę i mówi się, że jego trajektoria jest paraboliczna ; $e = 1$
kiedy obiekt opisuje gałąź hiperboli i mówi się, że jej trajektoria jest hiperboliczna . $e> 1$

Kiedy gałąź hiperboli degeneruje się w linię prostą . $e \ rightarrow + \ infty$

Ścieżka	Wykres			Ekscentryczność $e = \ frac {c} {a}$	Mimośrodowość liniowa $c = ae$	Ruch	Energia mechaniczna
okólnik	stożkowy	Zamknięte	okrąg	${\ displaystyle 0}$	${\ displaystyle 0}$	stan związany	$E_ {m.} <0$
eliptyczny		Zamknięte	elipsa	${\ sqrt {1 - {\ frac {b ^ {2}} {a ^ {2}}}}}$	${\ sqrt {a ^ {2} -b ^ {2}}}$	stan związany	$E_ {m.} <0$
paraboliczny		otwierany	przypowieść	$1$	$w$	stan nadawania	$E_ {m} = 0$
hiperboliczny		otwierany	hiperbola	${\ sqrt {1 + {\ frac {b ^ {2}} {a ^ {2}}}}}$	${\ sqrt {a ^ {2} + b ^ {2}}}$	stan nadawania	$E_ {m}> 0$

Ogólny kształt orbity to elipsa z równaniem biegunowym (początek w ognisku): gdzie e jest mimośrodem. $r = {\ frac {p} {1 + e \ cos \ left (\ theta \ right)}}$

Pojęcia pokrewne

Wektor ekscentryczności

Mimośród jest normą w wektorze mimośród : . $e = \ lVert {\ vec {e}} \ rVert$

Kąt mimośrodowości

Kąt mimośrodowości powszechnie zauważyć, jest to kąt, którego wartość jest sinusoidalny łuk mimośrodowości: . $\ varphi$ $\ varphi = \ arcsin (e)$

Historyczny

Mimośród orbity planet w Układzie Słonecznym odkrył Johannes Kepler (1571-1630), od orbity Marsa . Kepler opublikował swoje odkrycie w swojej Astronomia nova ( 1609 ).

Obliczanie mimośrodu orbity

W przypadku orbit eliptycznych ekscentryczność orbity można obliczyć na podstawie jej apoapsy i periapsy : $e = {{r_ {a} -r_ {p}} \ ponad {r_ {a} + r_ {p}}}$ , co po uproszczeniu daje: $e = 1 - {\ frac {2} {(r_ {a} / r_ {p}) + 1}}$ , lub:

$r_ {a} \, \!$ jest promieniem w apoapse,
$r_ {p} \, \!$ jest promieniem na periapse.

Mimośrodowość orbity można również obliczyć w następujący sposób: $e = {{c} \ ponad {a}}$ , lub:

$vs\,\!$ jest odległością między środkiem elipsy a jednym z jej dwóch ognisk; Ponadto, $c = {\ sqrt {a ^ {2} -b ^ {2}}}$
$w\,\!$ jest długością półosi wielkiej.
$b \, \!$ jest długością półosi małej.

Ekscentryczność planet Układu Słonecznego

Planeta	Orbital mimośród Epoki J2000
Rtęć	0,205 630 69
Wenus	0,006 773 23
Ziemia	0,016 710 22
Marsz	0,093 412 33
Jowisz	0,048 392 66
Saturn	0,054 150 60
Uran	0,047 167 71
Neptun	0,008 585 87

Zjawiska modyfikujące ekscentryczność

Kiedy dwa ciała znajdują się na orbicie (obrót grawitacyjny ) wokół siebie, mimośrodowość tych orbit jest teoretycznie ustalona na początku i nie może się zmienić. W rzeczywistości dwa główne zjawiska mogą to zmienić. Z jednej strony dwie gwiazdy nie są odizolowane w przestrzeni, a interakcje innych planet i ciał mogą modyfikować orbitę, a tym samym ekscentryczność. Inna modyfikacja, wewnętrzna w rozważanym systemie, wynika z efektu pływowego .

Weźmy konkretny przykład Księżyca obracającego się wokół Ziemi. Ponieważ orbita Księżyca nie jest kołowa, podlega siłom pływowym, które są wywierane różnie w zależności od punktu orbity, w którym znajduje się Księżyc i zmieniają się w sposób ciągły podczas obrotu Księżyca. Materiały wewnątrz Księżyca podlegają zatem siłom tarcia, które rozpraszają energię i które powodują, że orbita jest okrągła, aby zminimalizować to tarcie. Rzeczywiście, synchroniczna orbita kołowa (Księżyc zawsze pokazuje tę samą ścianę względem Ziemi) jest orbitą minimalizującą wahania sił pływowych.

→ Kiedy dwie gwiazdy obracają się wokół siebie, mimośrodowość orbit ma zatem tendencję do zmniejszania się.

W systemie typu „ planeta / satelita ” (ciało o małej masie obracające się wokół ciała o dużej masie), czas wymagany do osiągnięcia orbity kołowej (czas „cyrkulacji” ) jest znacznie dłuższy niż wymagany. przedstawia tę samą twarz planecie (czas „synchronizacji”). W ten sposób Księżyc zawsze przedstawia Ziemię tę samą twarz, bez kołowej orbity.

Ekscentryczność orbity Ziemi jest również zmienna w bardzo długich okresach (dziesiątki tysięcy lat), głównie w wyniku interakcji z innymi planetami. Obecna wartość wynosi około 0,0167, ale w przeszłości osiągnęła już maksymalną wartość 0,07.

Efekt klimatyczny

Mechanika orbity wymaga, aby długość pór roku była proporcjonalna do obszaru orbity Ziemi, która została przetarta między przesileniami a równonocami . Dlatego też, gdy ekscentryczność orbity jest bliska maksimum, sezony występujące na aphelium są zauważalnie dłuższe.

W naszych czasach, Ziemia osiąga peryhelium na początku stycznia, w północnej półkuli , jesień i zima występuje, gdy Ziemia znajduje się na obszarach, gdzie jego prędkość przesuwu jej orbita jest najwyższa. Dlatego zima i jesień (północna) są nieco krótsze niż wiosna i lato . W 2006 roku lato było o 4,66 dnia dłuższe niż zima, a wiosna o 2,9 dnia dłuższe niż jesień. W przypadku sezonów południowych sytuacja jest oczywiście odwrotna.

Dzięki połączonemu działaniu między zmianami orientacji głównej osi orbity Ziemi a precesją równonocy , daty wystąpienia peryhelium i aphelium powoli przesuwają się w poszczególnych porach roku.

W ciągu następnych 10 000 lat zimy na półkuli północnej będą stopniowo wydłużać się, a lata skracać. Każde zimne pęknięcie zostanie jednak zrównoważone przez fakt, że mimośrodowość orbity Ziemi zmniejszy się prawie o połowę, zmniejszając średni promień orbity, a tym samym zwiększając temperatury na obu półkulach .

Uwagi i odniesienia

(en) Asteroids , filer.case.edu.
(w) Epoki lodowcowe, poziom morza, globalne ocieplenie, klimat i geologia , Members.aol.com.
W porównaniu z odległym repozytorium.
To powoduje wzrost argumentu peryhelium .

Zobacz też