Okres rewolucji

Rewolucja czy rewolucja ruchu jest w mechaniki nieba , A ruch z tłumaczeniem okresowe, okrągły lub eliptyczny.

Okres rewolucji , zwany także okres orbitalny , to czas, przez gwiazdy , aby ukończyć pełny obrót wokół innej gwiazdy (na przykład planety wokół Słońca lub satelitarnej wokół planety).

Okres ten odpowiada czasowi, w jakim dana gwiazda powraca do tego samego punktu w odniesieniu do danego punktu, przy czym ten ostatni może być gwiazdą stałą (okres rewolucji gwiazdowej), punktem równonocy ...

Rodzaje

Okres rewolucji można oszacować na podstawie kilku odniesień.

Jeśli mierzymy ten okres w stosunku do Słońca obserwowanego na Ziemi , mówimy o okresie synodycznym : jest to pozorny okres orbitalny obiektu wokół Słońca.
Jeśli mierzy się go w odniesieniu do gwiazd , nazywa się to okresem gwiazdowym . Ten ostatni uważany jest za okres rzeczywistej rewolucji obiektu.
Jeśli mierzymy czas trwania między dwoma przejściami obiektu do jego periastral , my wtedy mają anomalistyczny okres . W zależności od tego, czy obiekt jest w precesji, czy w recesji, okres ten będzie krótszy lub dłuższy niż okres gwiezdny.
Jeśli weźmiemy pod uwagę czas trwania między dwoma przejściami obiektu w jego węźle wstępującym lub zstępującym, wówczas mamy okres drakonityczny . Ta ostatnia zależy od precesji dwóch zaangażowanych płaszczyzn: płaszczyzny orbity obiektu i płaszczyzny odniesienia, ogólnie ekliptyki .
Wreszcie, jeśli określimy czas między dwoma przejściami obiektu do zerowej rektascensji , mamy okres zwrotnikowy . Z powodu precesji równonocy okres ten jest nieco i systematycznie krótszy niż okres gwiezdny.

Obliczenie

Znikoma masa orbitującego ciała

W przypadku ciała o znikomej masie na orbicie wokół masywnego ciała i umieszczając się w przybliżeniu Galileusza (nie relatywistycznym), okres orbitalny pierwszego ciała można obliczyć w następujący sposób: $P.$

P = 2 \ pi {\ sqrt {{\ frac {a ^ {3}} {GM}}}}

lub:

$w$ jest długością półosi wielkiej orbity w metrach
$sol$ jest stałą grawitacji w N · m 2 kg −2
$M$ masa obiektu centralnego w kg .

Dwa ciała

Biorąc pod uwagę masę dwóch ciał , okres orbitalny można obliczyć w następujący sposób: $P.$

P = 2 \ pi {\ sqrt {{\ frac {a ^ {3}} {G \ left (M_ {1} + M_ {2} \ right)}}}}

lub:

$w$ jest sumą półosi dużych elips, po których porusza się środek ciał, lub, w równoważny sposób, półosi wielkiej elipsy, po której porusza się jedno z ciał w układzie odniesienia mającym drugie ciało jako jego początek (co jest równe ich odległości dla orbit kołowych),
$M_ {1}$ i są masy ciał, $M_2$
$sol$ jest stałą grawitacji .

Okresy gwiezdnej rewolucji ciał Układu Słonecznego

Planety

Rtęć : ~ 87,969 256 dni (~ 88 dni ~)
Wenus : ~ 224,699,705 6 dni (~ 225 dni ~)
Ziemia : ~ 365,256,363,051 dni ( 1 rok )
Marzec : ~ 686.979.852 dni (~ 1 rok +321 dni ~)
Jowisz : ~ 4.332.589 dni (~ 11 lat +315 dni )
Saturn : ~ 10759,23 dni (~ 29 lat + 167 dni ~ )
Uran : ~ 30.685,4 dni (~ 84 lata )
Neptun : ~ 60266 dni (~ 164 lat + 280 dni )

Planety karłowate i kandydaci

Ceres : ~ 1680 dni (~ 4,6 roku)
Pluton : ~ 90.588 dni (~ 249 lat ) (w 2006 roku spadł do rangi planety karłowatej )
Sedna : ~ 4,313,319 dni (~ 11,809 lat)
Makemake : ~ 112,000 dni (~ 308 lat )
Eris : ~ 203450 dni (~ 557 lat )
NGTS-10B: ~ 0,75 dnia (~ 18 godzin)

Synchroniczny obrót

Synchroniczny obrót jest w mechanice niebieskich, sytuacja, w której okres rotacji ciała jest równa jego okres obrotu wokół drugiego.

Tak jest na przykład w przypadku Księżyca, który zawsze ma tę samą powierzchnię w stosunku do Ziemi.

Uwagi i odniesienia

„Revolution” , w: Richard Taillet, Pascal Febvre and Loïc Villain, Dictionary of Physics , Bruksela, Uniwersytet De Boeck ,2009( ISBN 978-2-8041-0248-7 , notatka BnF n o FRBNF42122945 , prezentacja online ) , str. 488, skonsultował się z 28 maja 2014)
(en) „ Planetary Fact Sheet - Metric ” , na stronie internetowej NASA

Zobacz też

Powiązane artykuły

Link zewnętrzny

„ Film podsumowujący obrót Ziemi ” na YouTube