الفلك

البارامترات المدارية للشمس

البارامترات المدارية للشمس


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ما هي المعلمات المدارية للشمس مثل سرعة المدار وما إلى ذلك في مدارها حول مركز كتلة النظام الشمسي؟ ضع في اعتبارك أن الشمس تشبه النقطة أو بدلاً من ذلك عندما نتحدث عن حركة الشمس ، أعني أنها مركز كتلتها.

لا تقل لي أن الشمس ثابتة لأن كتل الكواكب يمكن إهمالها. لا أريد مثل هذه المبالغة في التبسيط.


نظرًا لأن النظام الشمسي هو نظام متعدد الأجسام (مع $ N> 2 دولار الأجسام ذات الكتلة الكبيرة) ، فإن مدارات مكوناتها ليست مدارات كبلرية دقيقة.

إلى أدنى ترتيب ، يدور كل كوكب حول الشمس (أو بالأحرى مركز كتلة جميع الكواكب الداخلية) على مدار كبلر ، ولكن التفاعلات مع الكواكب وكذلك حقيقة أن مركز الكتلة الداخلي ليس ثابتًا يؤدي إلى انحرافات المدار الحقيقي عن هذا التبسيط. يمكن معالجة هذه الانحرافات إما عدديًا أو من خلال نظرية الاضطراب ، ولكنها وظائف غير تافهة للوقت.

ينطبق الأمر نفسه على الشمس: إلى أدنى درجة يمكن للمرء أن يهمل جميع الكواكب باستثناء كوكب المشتري (الذي يزيد حجمه عن ضعف كتلة جميع الكواكب المتبقية مجتمعة) ، عندما تتبع الشمس مدارًا إهليلجيًا مع محور شبه رئيسي يبلغ حوالي 0.005AU ( أصغر من كوكب المشتري من خلال نسبة كتلته). هذا من نفس ترتيب نصف قطر الشمس ، أي أن المركز الباري للنظام الشمسي بالكاد يترك الشمس. ومع ذلك ، وكما ورد أعلاه ، فإن سحب جميع الكواكب الأخرى يؤدي إلى انحراف عن هذا النموذج البسيط. مرة أخرى ، هذه الانحرافات ليست تافهة.


إذا تجاهلنا دور الغلاف الجوي ، فإن التشمس في وقت وموقع معينين على سطح الأرض هو دالة على المسافة بين الشمس والأرض وجيب مسافة ذروة الشمس (مكافئ 2.20). يمكن حساب هذين المتغيرين من الوقت من اليوم وخط العرض وخصائص مدار الأرض. في علم المناخ ، يتم تحديد مدار الأرض من خلال ثلاث معلمات مدارية (الشكل 5.16 و 5.17): الانحراف (& # x03B5 obl) الذي يقيس ميل مسير الشمس مقارنةً بخط الاستواء السماوي (الشكل 2.7) ، الانحراف (ecc) من مدار الأرض حول الشمس والمسار المناخي (ecc sin & # x2061 & # x03C9 & # x02DC) الذي يرتبط بمسافة الأرض والشمس عند الانقلاب الصيفي. في هذا التعريف للمبادرة المناخية ، & # x2061 & # x03C9 & # x02DC هي خط الطول الحقيقي للحضيض الشمسي المقاس من الاعتدال الربيعي المتحرك (& # x2061 & # x03C9 & # x02DC = & # x03C0 + بيره على الشكل 2.8).

الشكل 5.16: تمثيل تخطيطي للتغيرات في الانحراف ECC والميل & # x03B5 o b l لمدار الأرض. المصدر: مؤسسة لاتسيس (2001)

بسبب تأثير الشمس والكواكب الأخرى في النظام الشمسي والقمر ، تختلف المعلمات المدارية مع مرور الوقت. على وجه الخصوص ، فإن عزم الدوران المطبق على الأرض بواسطة الشمس والقمر لأن كوكبنا ليس كرة مثالية (المسافة من السطح إلى مركز الأرض أكبر عند خط الاستواء منها عند القطبين) مسؤول إلى حد كبير عن الاختلافات في الميل ويلعب دورًا مهمًا في التغييرات في & # x2061 & # x03C9 & # x02DC. يتأثر الانحراف بشكل خاص بأكبر كواكب المجموعة الشمسية (كوكب المشتري وزحل) ، والتي لها تأثير أيضًا على & # x2061 & # x03C9 & # x02DC.

تم حساب الطريقة التي تطورت بها هذه المعلمات بمرور الوقت من المعادلات التي تمثل اضطرابات نظام الأرض والشمس بسبب وجود الأجرام السماوية الأخرى وحقيقة أن الأرض ليست كرة مثالية. يمكن بعد ذلك التعبير عن الحل كمجموع للمصطلحات المختلفة:

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 )

قيم المعلمات المستقلة إلخ0، & # x03B5 إلزام,0، من السعات هأنا، أأنا، صأنامن الترددات & # x03BB t ، & # x03B3 أنا، & # x03B1 أنا، والمراحل & # x03C6 أنا، & # x03BE أنا، & # x03B7 أنا يتم توفيرها في Berger (1978) ، وتم تحديثها في Berger and Loutre (1991). توضح المعادلات (5.6) بوضوح أن المعلمات المدارية تختلف باختلاف الفترات المميزة (الشكل 5.18). المهيمنة على الانحراف هي 413 و 95 و 123 و 100 ka. بالنسبة إلى المقدار المناخي ، فإن الفترات السائدة هي 24 و 22 و 19 ka وللانحراف 41 و 54 ka. لتحديد مدار الأرض تمامًا ، من الضروري أيضًا تحديد طول المحور الرئيسي للقطع الناقص. ومع ذلك ، فإن اعتباره ثابتًا هو تقدير تقريبي جيد جدًا على الأقل لآخر 250 مليون سنة.

الشكل 5.17: بسبب الحركة المناخية ، كانت الأرض الأقرب إلى الشمس خلال الصيف الشمالي قبل 11 ka بينما كانت الأقرب إلى الشمس خلال فصل الشتاء الشمالي الحالي. المصدر: مؤسسة لاتسيس (2001)

تباينت انحراف مدار الأرض (الشكل 5.16) على مدى المليون سنة الماضية بين ما يقرب من الصفر ، وهو ما يقابل تقريبًا مدارًا دائريًا ، إلى 0.054 (الشكل 5.18). باستخدام المعادل. 2.26 ، يمكن إثبات أن متوسط ​​الطاقة السنوية التي تتلقاها الأرض يتناسب عكسًا مع 1 - e c 2. كما هو متوقع ، هذه القيمة مستقلة عن الانحراف بسبب التكامل على جميع خطوط العرض ، وهي مستقلة عن & # x2061 & # x03C9 & # x02DC بسبب التكامل على مدار عام كامل. وبالتالي ، فإن متوسط ​​الطاقة السنوية التي تتلقاها الأرض يكون في أدنى مستوياته عندما يكون مدار الأرض دائريًا ويزداد مع الانحراف. ومع ذلك ، نظرًا لأن الاختلافات في الانحراف صغيرة نسبيًا (الشكل 5.18) ، لا توجد سوى اختلافات طفيفة في متوسط ​​الإشعاعات السنوية التي تتلقاها الأرض. الحد الأقصى للتغير النسبي يساوي 0.15٪ (1.510 -3 = 1 - 1/1 - 0.05 4 2) ، وهو ما يقابل حوالي 0.5 واط م -2 (0.5 = 1.5 10 -3 × 342 واط م -2).

الشكل 5.18: الاختلافات طويلة المدى في الانحراف ، والمبادرة المناخية والانحراف (بالدرجات) خلال المليون سنة الماضية و 100 ألف سنة التالية (الصفر يتوافق مع 1950 م). يتوافق الحد الأدنى لقيمة المقدار المناخي مع الانقلاب الشتوي الشمالي (ديسمبر) عند الحضيض الشمسي. محسوبة من Berger (1978).

الانحراف مسؤول عن وجود الفصول على الأرض. إذا كانت & # x03B5 o b l مساوية للصفر ، فإن طول النهار سيكون 12 ساعة في كل مكان (مكافئ. 2.22 و 2.25) وإذا إلخ كانت أيضًا مساوية للصفر ، سيكون لكل موقع على الأرض نفس متوسط ​​التشبع اليومي على مدار العام (مكافئ 2.22 و 2.26). مع ميل كبير ، يكون التشمس أعلى بكثير في المناطق القطبية في الصيف ، بينما يكون صفرًا في الشتاء أثناء الليل القطبي. على مدى المليون سنة الماضية ، تفاوت الانحراف من 22 ا إلى 24.5 ا (الشكل 5.18). هذا يتوافق مع الحد الأقصى للتغييرات في متوسط ​​التشبع اليومي عند أقطاب تصل إلى 50 وات م -2 (الشكل 5.19). يؤثر الانحراف أيضًا على متوسط ​​التشمس السنوي ، حيث يزيده بمقدار قليل W m -2 عند خطوط العرض المرتفعة ويقلله (ولكن بدرجة أقل) عند خط الاستواء.


يمكن وصف حركة الكواكب حول الشمس من خلال قوانين كبلر الثلاثة لحركة الكواكب:

  • القانون الأول: تتحرك جميع الكواكب على طول مدارات إهليلجية مع تركيز واحد على الشمس.
  • القانون الثاني: خط يربط بين الكوكب والشمس يكتسح مناطق متساوية في فترات زمنية متساوية.
  • القانون الثالث: يتناسب مربع الكوكب & # 8217s الفترة المدارية حول الشمس مع مكعب محوره شبه الرئيسي.

ومع ذلك ، فإن هذه القوانين ليست كافية لوصف بالضبط مكان وجود كوكب في مدار ما ، أو كيفية توجيه هذا المدار. بدلاً من ذلك ، علينا تحديد قيم العناصر المدارية. لاحظ أن العديد من هذه العناصر زائدة عن الحاجة ، حيث يمكن استخدامها لاشتقاق عناصر مدارية أخرى.

نوع المعلمة المدارية اسم رمز
تخبرنا هذه العناصر المدارية بمعلومات حول شكل المدار: نصف المحور الرئيسي أ
الانحراف المداري ه
مسافة الحضيض ص
تخبرنا هذه العناصر المدارية عن اتجاه المدار: الميل المداري أنا
عقدة تصاعدية Ω
حجة الحضيض ω
تخبرنا هذه العناصر المدارية بموقع وسرعة كوكب في مداره: السرعة المدارية الخامس
يعني الشذوذ م
يعني الحركة اليومية د

أخيرًا ، نحتاج إلى تحديد العصر (t0) ، أو التاريخ المرجعي للنظام الإحداثي. يُعطى هذا عادةً على أنه الوقت الذي يكون فيه الكوكب في أقرب نقطة له من الشمس.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


سيرة ذاتية

La découverte des périodes glaciaires au xix e siècle suscite les premières interrogations science sur l’évolution du climat au cours du temps et marque ainsi la naissance de la paléoclimatologie. Dès lors، lescientifiques se sont attachés à reconstruire les changements climatiques passés et à en à include les bases physiques. 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، et des changements de la config atmosphérique en dioxide de carbone. Si la théorie astronomique a pu être largement تأكيد depuis une trentaine d’années، la modélisation physique des changements climatiques mis en œuvre reste encore balbutiante. Par ailleurs، les résultats les plus récents de la paléoclimatologie nous démontrent qu’il est Maintenance de plus en plus nécessaire de construire une synthèse de ces deux hypothèses historyiques.


البارامترات المدارية للشمس - علم الفلك

2. جاكوبسون ، ر. (2003) `` إعادة بناء مدارات Voyager Saturn Encounter في نظام ICRF '' ، ورقة رقم AAS 03-198 ، الاجتماع الثالث عشر لميكانيكا رحلات الفضاء AAS / AIAA ، بونس ، بورتوريكو.

3 - جاكوبسون ، ر. (2000) `` مدارات أقمار جوفيان الخارجية '' ، المجلة الفلكية 120 ، 2679-2686. ملحوظة: متوسط ​​الحركات والفترات التي تظهر في المرجع غير صحيحة بالنسبة للأقمار الصناعية المرتدة. تظهر القيم الصحيحة هنا.

4. Jacobson ، R.A. ، Riedel ، J.E. and Taylor ، AH (1991) `` The Orbits of Triton and Nereid from Space and Earthbased Observations '' ، علم الفلك والفيزياء الفلكية 247 ، 565.

5. جاكوبسون ، ر. (2008) `` Ephemerides of the Martian Satellites - MAR080 ''، JPL IOM 343R-08-006

6. جاكوبسون ، ر. (1996) `` مدارات أقمار ساتورنيان من أرصاد الأرض وفوييجر '' ، الثور. الجمعية الفلكية الأمريكية 28 (3) ، 1185.

7. Jacobson، R.A. (1997) JUP120 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

8. جاكوبسون ، ر. (1998) `` مدار فيبي من ملاحظات الأرض وفويجر '' ، ملحق علم الفلك والفيزياء الفلكية. 128 ، 7.

9. جاكوبسون ، R.A. (1998) `` مدارات الأقمار الصناعية الداخلية لأورانيان من تلسكوب هابل الفضائي وملاحظات فوييجر 2 '' ، مجلة الفلكية 115 ، 1195.

10. Laskar، J. and Jacobson، R.A. (1987) `` GUST86. التقويم الفلكي التحليلي للأقمار الصناعية في أورانوس '' علم الفلك والفيزياء الفلكية 188 ، 212.

11. جاكوبسون ، ر. (2003) JUP230 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

12. جاكوبسون ، ر. (2007) SAT270 ، SAT271 - موجات القمر الصناعي في JPL.

13. ثولن ، د. و Buie ، M.W (1990) `` مزيد من التحليل لملاحظات الأحداث المتبادلة لـ Pluto-Charon '' ، Bull. الجمعية الفلكية الأمريكية 22 (3) ، 1129.

14. أوين ، دبليو إم ، فوغان ، آر إم ، وسينوت ، إس بي (1991) `` مدارات الأقمار الستة الجديدة لنبتون '' ، المجلة الفلكية 101 ، 1511.

15. Showalter ، M.R. (1991) `` الكشف البصري عن 1981S13 ، قمر زحل الثامن عشر ، ودوره في فجوة Encke '' ، الطبيعة 351 ، 709.

16. Brozovic، M. and Jacobson، R.A (2009) `` The Orbits of the Outer Uranian Satellites '' ، المجلة الفلكية 137 ، 3834.

17. جاكوبسون ، ر. (2000) URA047 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

18. جاكوبسون ، ر. (2013) JUP300 - التقويم الفلكي للأقمار الصناعية JPL للأقمار الصناعية Jovian غير النظامية.

19. جاكوبسون ، ر. (2004) `` مدارات الأقمار الصناعية الرئيسية لزحل ومجال جاذبية زحل من المركبات الفضائية والأرصاد الأرضية '' ، المجلة الفلكية 128 ، 492.

20. جاكوبسون ، R.A. (2001c) `` The Orbits of Jupiter and Galilean Satellite and the Gravity Field of the Jovian System '' ، كوكب المشتري: الكوكب والأقمار الصناعية والغلاف المغناطيسي ، بولدر ، كولورادو.

21. جاكوبسون ، R.A. (2001 د) `` مجال الجاذبية لنظام جوفيان ومدارات أقمار جوفيان العادية '' ، الاجتماع السنوي الثالث والثلاثون لشعبة علوم الكواكب ، نيو أورليانز ، لويزيانا.

22. Jacobson، R.A. (2009) JUP269 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

23. Lieske، J.H. (1998) `` Galilean satellite ephemerides E5 '' ، ملحق علم الفلك والفيزياء الفلكية. 129 ، 205.

24. Jacobson، R.A. (2003) URA066 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

25. Jacobson، R.A. (2002) JUP242 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

26. Jacobson، R.A. (2003) JUP219 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

27. Jacobson، R.A. (2003) NEP029 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

28. Jacobson، R.A. (2003) JUP222 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

29. Jacobson، R.A. (2003) JUP224 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

30. Jacobson، R.A. (2003) JUP226 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

31. Jacobson، R.A. (2003) JUP227 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

32. Jacobson، R.A. (2010) SAT339 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

33. Jacobson، R.A. (2010) SAT342 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

34. Jacobson، R.A. (2013) SAT361 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

35. Jacobson، R.A. (2004) JUP252 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

36. Jacobson، R.A. (2003) NEP041 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

37. Jacobson، R.A. (2003) URA067 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

38. Jacobson، R.A. (2007) NEP057 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

39. Jacobson، R.A. (2003) URA068 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

40. Jacobson، R.A. (2003) URA072 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL

41. Jacobson، R.A. (2009) SAT317 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

42. Jacobson، R.A. (2006) JUP261 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

43. Jacobson، R.A. (2009) JUP268 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

44. Jacobson، R.A. (2009) JUP270 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

45. Jacobson، R.A and Owen، Jr.، W. M. (2004) `` The Orbits of the Internal Neptunian Satellites from Voyager، Earthbased، and Hubble Space Telescope Observations ''، Astronomical Journal 128، 1412.

46. ​​Jacobson، R.A and French، R.G (2004) `` Orbits and Masses of Saturn's Coorbital and F-ring Shepherding Satellites '' ، إيكاروس 172 ، 382.

47. Spitale، J.N، Jacobson، R.A، Porco، C.C، and Owen، Jr.، W.M (2006) `` The Orbits of Saturn's Small Satellites المشتقة من Combined Historic and Cassini Imaging Observations ''، Astronomical Journal 132، 692.

48. Jacobson، R.A. (2007) PLU017 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

49. Jacobson، R.A. (2008) SAT295 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

50. Jacobson، R.A. (2008) SAT296 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

51. Showalter، M.R and Lissauer، J.J. (2006) `` The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics ''، Science 311، 973.

52. Jacobson، R.A. (2008) SAT297 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

53. Jacobson، R.A. (2008) SAT298 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

54. Jacobson، R.A (2009) `` The Orbits of the Neptunian Satellites and the Orientation of the Pole of Neptune ''، Astronomical Journal 137، 4322.

55. Jacobson، R.A. (2008) NEP077 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

56 Brzovic، M.، Jacobson، R.A، and Sheppard، S. S. (2011) `` The Orbits of the Outer Neptunian Satellites ''، Astronomical Journal 141، 135.

57. Jacobson، R.A. (2013) NEP087 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.

58. Brozovic، M. and Jacobson، RA (2013) `` The Orbits، Masses of Pluto's Satellites ''، Presented at The Pluto System on عشية الاستكشاف بواسطة New Horizons: Perspectives، Pred Forecast at APL، Laurel، MD - PLU042 - التقويم الفلكي للقمر الصناعي JPL.


أول قانونين لحركة الكواكب

يسمى مسار الجسم عبر الفضاء مداره. افترض كبلر في البداية أن مدارات الكواكب عبارة عن دوائر ، لكن القيام بذلك لم يسمح له بالعثور على مدارات تتوافق مع ملاحظات Brahe & rsquos. من خلال العمل مع بيانات المريخ ، اكتشف في النهاية أن مدار ذلك الكوكب له شكل دائرة مسطحة إلى حد ما ، أو الشكل البيضاوي. بجانب الدائرة ، يعد القطع الناقص أبسط أنواع المنحنيات المغلقة ، وينتمي إلى عائلة من المنحنيات المعروفة باسم المقاطع المخروطية (الشكل ( فهرس الصفحة <2> )).

الشكل ( PageIndex <2> ) الأقسام المخروطية: تتكون كل من الدائرة والقطع الناقص والقطع المكافئ والقطع الزائد من تقاطع مستوى مع مخروط. هذا هو سبب تسمية هذه المنحنيات بالمقاطع المخروطية.

قد تتذكر من دروس الرياضيات أن المركز في الدائرة يمثل نقطة خاصة. المسافة من المركز إلى أي مكان في الدائرة هي نفسها تمامًا. في القطع الناقص ، مجموع المسافة من نقطتين خاصتين داخل القطع الناقص إلى أي نقطة على القطع الناقص هو نفسه دائمًا. هاتان النقطتان داخل القطع الناقص تسمى بؤرتي (المفرد: التركيز) ، وهي كلمة اخترعها كيبلر لهذا الغرض.

تقترح هذه الخاصية طريقة بسيطة لرسم شكل بيضاوي (الشكل ( فهرس الصفحة <3> )). نحن نلف طرفي حلقة من الخيط حول مساميرتين يتم دفعهما عبر ورقة إلى لوحة رسم ، بحيث يكون الخيط مرتخيًا. إذا دفعنا قلم رصاص على الخيط ، وجعلنا الخيط مشدودًا ، ثم حرك القلم الرصاص في اتجاه الخيط حول المسامير ، فإن المنحنى الناتج يكون شكلًا بيضاويًا. في أي نقطة قد يكون فيها قلم الرصاص ، يكون مجموع المسافات من قلم الرصاص إلى المسامير طولًا ثابتًا وطول السلسلة. المسامير في بؤرتي القطع الناقص.

أكبر قطر للقطع الناقص يسمى لها المحور الرئيسي. نصف هذه المسافة و mdasht أي المسافة من مركز القطع الناقص إلى نهاية واحدة و mdashis نصف المحور الرئيسي، والذي يستخدم عادة لتحديد حجم القطع الناقص. على سبيل المثال ، المحور شبه الرئيسي لمدار المريخ ، وهو أيضًا الكوكب ومتوسط ​​المسافة من الشمس ، هو 228 مليون كيلومتر.

الشكل ( PageIndex <3> ) رسم قطع ناقص. (أ) يمكننا إنشاء شكل بيضاوي عن طريق دفع مساميرتين (الأجسام البيضاء) إلى قطعة من الورق على لوحة رسم ، ثم لف سلسلة حول المسامير. يمثل كل مسار تركيزًا للقطع الناقص ، مع كون أحد المسامير هو الشمس. شد الخيط بإحكام باستخدام قلم رصاص ، ثم حرك القلم حول المسامير. يظل طول السلسلة كما هو ، بحيث يكون مجموع المسافات من أي نقطة على القطع الناقص إلى البؤر ثابتًا دائمًا. (ب) في هذا الرسم التوضيحي ، يُشار إلى كل محور من محاور المادة الفرعية بـ a. المسافة 2 أ تسمى المحور الرئيسي للقطع الناقص.

يعتمد شكل (استدارة) القطع الناقص على مدى قرب البؤرتين من بعضهما البعض ، مقارنة بالمحور الرئيسي. تسمى نسبة المسافة بين البؤر إلى طول محور شبه رئيسي شذوذ من القطع الناقص.

إذا تم نقل البؤر (أو المسامير) إلى نفس الموقع ، فإن المسافة بين البؤر ستكون صفرًا. هذا يعني أن الانحراف اللامركزي هو صفر وأن القطع الناقص هو مجرد دائرة ، وبالتالي ، يمكن تسمية الدائرة بقطع ناقص من الصفر الانحراف. في الدائرة ، سيكون محور النصف الرئيسي هو نصف القطر.

بعد ذلك ، يمكننا عمل أشكال بيضاوية لاستطالات مختلفة (أو أطوال ممتدة) عن طريق تغيير المسافات بين المسامير (طالما أنها ليست أبعد من طول السلسلة). كلما زاد الانحراف المركزي ، زاد استطالة القطع الناقص ، حتى أقصى انحراف 1.0 ، عندما يصبح القطع الناقص & ldquoflat ، & rdquo الطرف الآخر من الدائرة.

يتم تحديد حجم وشكل القطع الناقص تمامًا من خلال محورها شبه الرئيسي وغرابة الأطوار. باستخدام بيانات Brahe & rsquos ، وجد كبلر أن للمريخ مدارًا إهليلجيًا ، مع الشمس في بؤرة واحدة (البؤرة الأخرى فارغة). إن الانحراف اللامركزي لمدار المريخ هو فقط حوالي 0.1 مداره ، مرسومًا بمقياس ، لا يمكن تمييزه عمليًا عن الدائرة ، ولكن تبين أن الاختلاف مهم لفهم حركات الكواكب.

عمم كبلر هذه النتيجة في قانونه الأول وقال ذلك مدارات جميع الكواكب هي قطع ناقص. كانت هذه لحظة حاسمة في تاريخ الفكر البشري: لم يكن من الضروري وجود دوائر فقط من أجل الحصول على كون مقبول. يمكن أن يكون الكون أكثر تعقيدًا قليلاً مما أراده الفلاسفة اليونانيون.

يتعامل القانون الثاني Kepler & rsquos مع السرعة التي يتحرك بها كل كوكب على طول القطع الناقص ، والمعروف أيضًا باسم المداري سرعة. من خلال العمل مع ملاحظات Brahe & rsquos للمريخ ، اكتشف كبلر أن الكوكب يتسارع عندما يقترب من الشمس ويتباطأ كلما ابتعد عن الشمس. لقد عبر عن الشكل الدقيق لهذه العلاقة من خلال تخيل أن الشمس والمريخ متصلان بخط مستقيم مرن. عندما يكون المريخ أقرب إلى الشمس (الموضعان 1 و 2 في الشكل ( PageIndex <4> )) ، لا يتمدد الخط المرن كثيرًا ويتحرك الكوكب بسرعة. بعيدًا عن الشمس ، كما في الموضعين 3 و 4 ، يمتد الخط كثيرًا ، ولا يتحرك الكوكب بهذه السرعة. بينما يسافر المريخ في مداره الإهليلجي حول الشمس ، يكتسح الخط المرن مناطق القطع الناقص أثناء تحركه (المناطق الملونة في شكلنا). وجد كبلر أنه في فترات زمنية متساوية (t) ، تكون المناطق التي اكتسحها هذا الخط التخيلي متساوية دائمًا ، أي أن مساحة المنطقة B من 1 إلى 2 هي نفس مساحة المنطقة A من 3 إلى 4 .

إذا تحرك كوكب في مدار دائري ، فإن الخط المرن يتمدد دائمًا بنفس المقدار ويتحرك الكوكب بسرعة ثابتة حول مداره. ولكن ، كما اكتشف كبلر ، في معظم المدارات ، تميل سرعة كوكب يدور حول نجمه (أو القمر الذي يدور حول كوكبه) إلى التباين لأن المدار بيضاوي الشكل.

الشكل ( PageIndex <4> ) قانون كبلر الثاني: قانون المساحات المتساوية. تختلف السرعة المدارية لكوكب يسافر حول الشمس (الجسم الدائري داخل القطع الناقص) بطريقة تجعل الخط الفاصل بين الشمس والكوكب يكتسح مناطق متساوية (A و B) في فترات زمنية متساوية (t) . لاحظ أن انحرافات الكواكب ومداراتها في نظامنا الشمسي أقل بكثير مما هو موضح هنا.


جميع رموز تصنيف Science Journal (ASJC)

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

في: المجلة الفلكية ، المجلد. 159 ، رقم 2 ، ab5c1d ، 02.2020.

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - الميول المدارية المتبادلة بين كواكب المشتري الباردة والأرض الفائقة الداخلية

N1 - Publisher حقوق النشر: © 2020. الجمعية الفلكية الأمريكية. كل الحقوق محفوظة.

N2 - وجدت التحليلات السابقة لبيانات دوبلر وكبلر أن النجوم الشبيهة بالشمس تستضيف "كواكب كواكب باردة" (كواكب عملاقة بها ≈ 1 au) دائمًا تقريبًا تستضيف "كواكب أرضية داخلية فائقة" (1-4 R ⊕ ، a ≲ 1 au ). نحاول هنا تحديد درجة المحاذاة بين المستويات المدارية لكوكب المشتري البارد والأرض الداخلية الفائقة. المدخل الرئيسي للرصد هو جزء من نجوم كبلر مع كواكب أرضية فائقة عابرة والتي لها كواكب كواكب باردة عابرة. يعتمد هذا الكسر على كل من احتمالية حدوث كواكب المشتري الباردة في مثل هذه الأنظمة والميل المداري المتبادل. نظرًا لأنه تم بالفعل قياس احتمالية الحدوث في استطلاعات دوبلر ، يمكننا استخدام البيانات لتقييد توزيع الميل المتبادل. نجد σ = 11. ° 8-5. ° 5 + 12. ° 7 (ثقة 68٪) و σ & gt 3. ° 5 (ثقة 95٪) ، حيث هي معلمة مقياس توزيع رايلي. يشير هذا إلى أن مدارات الكواكب في الأنظمة ذات المشترى البارد تميل إلى أن تكون متحد المستوى - على الرغم من أنها ليست مستوية تمامًا مثل تلك الموجودة في النظام الشمسي ، والتي لها ميل متوسط ​​من المستوى الثابت 1. ° 8. وجدنا أيضًا دليلًا على أن كواكب المشتري الباردة لديها ميول متبادلة أقل بالنسبة للأنظمة الداخلية ذات تعدد عبور أعلى. يشير هذا إلى وجود صلة بين الإثارة الديناميكية في الأنظمة الداخلية والخارجية. على سبيل المثال ، قد تؤدي الاضطرابات الناتجة عن كواكب المشتري الباردة المنحرفة إلى تسخين أنظمة الكواكب الداخلية الفائقة أو زعزعتها ديناميكيًا.

AB - وجدت التحليلات السابقة لبيانات دوبلر وكبلر أن النجوم الشبيهة بالشمس تستضيف "كواكب كواكب باردة" (كواكب عملاقة بها ≈ 1 au) دائمًا تقريبًا تستضيف "كواكب أرضية داخلية فائقة" (1-4 R ⊕ ، a ≲ 1 au ). نحاول هنا تحديد درجة المحاذاة بين المستويات المدارية لكوكب المشتري البارد والأرض الداخلية الفائقة. المدخل الرئيسي للرصد هو جزء من نجوم كبلر مع كواكب أرضية فائقة عابرة والتي لها كواكب كواكب باردة عابرة. يعتمد هذا الكسر على كل من احتمالية حدوث كواكب المشتري الباردة في مثل هذه الأنظمة والميل المداري المتبادل. نظرًا لأنه تم بالفعل قياس احتمالية الحدوث في استطلاعات دوبلر ، يمكننا استخدام البيانات لتقييد توزيع الميل المتبادل. نجد σ = 11. ° 8-5. ° 5 + 12. ° 7 (ثقة 68٪) و σ & gt 3. ° 5 (ثقة 95٪) ، حيث هي معلمة مقياس توزيع رايلي. يشير هذا إلى أن مدارات الكواكب في الأنظمة ذات المشترى البارد تميل إلى أن تكون متحد المستوى - على الرغم من أنها ليست مستوية تمامًا مثل تلك الموجودة في النظام الشمسي ، والتي لها ميل متوسط ​​من المستوى الثابت 1. ° 8. وجدنا أيضًا دليلًا على أن كواكب المشتري الباردة لديها ميول متبادلة أقل بالنسبة للأنظمة الداخلية ذات تعدد عبور أعلى. يشير هذا إلى وجود صلة بين الإثارة الديناميكية في الأنظمة الداخلية والخارجية. على سبيل المثال ، قد تؤدي الاضطرابات الناتجة عن كواكب المشتري الباردة المنحرفة إلى تسخين أنظمة الكواكب الداخلية الفائقة أو زعزعتها ديناميكيًا.


غرابة

لقد قدمنا ​​الآن معلمة بحجم المدار ، ولكن لتحديد المدار بالكامل ، نحتاج أيضًا إلى معرفة شكله. يتم إعطاء هذا من خلال المعلمة المدارية الثانية ، الانحراف. يمكن تعريفه من و ، ومن السهل حسابه. بالنسبة للمدار الإهليلجي ، يتم إعطاؤه كـ

لا يهم ما هي الوحدات التي يتم إعطاء نصف قطرها لأن الانحراف اللامركزي هو بلا وحدة. كمثال ، ما هو الانحراف اللامركزي في الدائرة؟ بما أن نصف قطر الدائرة ثابت ، فلا بد أن يكون لدينا ذلك الذي يجعل الانحراف. سيكون للقطع الناقص انحراف مركزي من أعلى (ولكن لا يشمل). ما نوع المدارات التي نحصل عليها من أجل الانحرافات الأعلى ، سنعود إليها قريبًا. تظهر الأشكال الناقصة ذات الانحرافات المختلفة في الشكل 2.

في الشكل 1 يمكننا أن نرى أن نصف القطر ص من الجسم المركزي إلى مركز القمر الصناعي. الزاوية هي الزاوية بين المحور شبه الرئيسي والخط بين الجسم المركزي للقمر الصناعي وتختلف في الوقت الذي يدور فيه القمر الصناعي حول الجسم المركزي. عندما يكون القمر الصناعي في الحضيض تكون الزاوية وعندما تكون في أوج تكون الزاوية. غالبًا ما تسمى الزاوية الشذوذ الحقيقي وهي المعلمة المدارية الثالثة. يصف الموقع المداري للقمر الصناعي في أي وقت محدد.

لقد وجدنا الآن المعلمات الثلاثة الأولى التي تصف المدار وموقع القمر الصناعي فيه. التعبير التالي

يصف المدار في الإحداثيات القطبية كدالة للشذوذ الحقيقي (انظر أدناه). ذكرنا سابقًا أن القطع الناقصة بها انحرافات من 0 إلى 1 ، وفي هذه الحالات سيتم تحديد نصف القطر جيدًا لجميع الزوايا كما يمكن رؤيتها بسهولة.

الشكل 3: تعريف الانحرافات الحقيقية والغريبة. رسم توضيحي مستمد من عمل مشتق لمستخدم ويكيميديا ​​CheChe (الأصل بواسطة Brews ohare). مُرخصة بموجب CC BY-SA 4.0.

الشذوذ الحقيقي هو أحد الانحرافات / المعلمات الثلاثة التي تصف الموقع حول المدار. الشذوذان الأخريان يطلقان على الشذوذ غريب الأطوار ويعني الشذوذ ، ويتم استخدامهما لربط موقع القمر الصناعي (من الشذوذ الحقيقي) بالوقت منذ مرور الحضيض. الشذوذ اللامتراكز هو الزاوية الفعلية الموضحة في الشكل 3. موقع القمر الصناعي عند النقطة P مع وجود شذوذ حقيقي. للمدار الأزرق (الأكبر) الدائري نصف قطر ثابت يساوي المحور شبه الرئيسي لمدار القمر الصناعي (كما هو موضح باللون الأحمر في الشكل). الانحراف اللامركزي هو الزاوية اليسرى في المثلث CQP & # 8217 ، حيث يكون المقطع الخطي QP & # 8217 هو الجزء المستقيم المتعامد مع خط الانحدار - Apoapsis عبر النقطة P (الموقع الفعلي للقمر الصناعي) إلى النقطة P & # 8217 ، وهو التقاطع مع المدار الأزرق الدائري (النقطة Q غير مميزة بالشكل). هذا يجعل طول الوتر (القطعة المستقيمة CP & # 8217) محور القمر الصناعي شبه الرئيسي. العلاقة بين الشذوذ الحقيقي والشذوذ غريب الأطوار هي

الشذوذ المتوسط ​​ليس زاوية حقيقية. يتم تعريفه على أنه أين هو الوقت منذ آخر عبور للحضيض وأين الفترة المدارية لمدار القمر الصناعي. الشذوذ المتوسط ​​هو زاوية يمكن أن يكون للقمر الصناعي التخيلي إذا كان في شكل دائري حول النقطة C (الشكل 3) مع فترة زمنية تساوي مدار القمر الصناعي الحقيقي. السبب في تحديدنا للشذوذ اللامركزي والمعني هو إيجاد العلاقة بين الشذوذ الحقيقي والوقت منذ الحضيض. العلاقة بين الشذوذ المتوسط ​​وغريب الأطوار

أين هو الانحراف عن مدار القمر الصناعي (الحقيقي). هذه المعادلة هي معادلة متعالية لا يمكن حلها تحليليًا ولكن يمكن أن تساعد العديد من الموارد عبر الإنترنت في حل معادلات مثل هذه ، على سبيل المثال WolframAlpha.com. بمعرفة الشذوذ الحقيقي ، يمكن العثور على الوقت المنقضي منذ فترة الذروة من خلال حساب الشذوذ غريب الأطوار أولاً ثم متوسط ​​الانحراف. ومع ذلك ، بمعرفة الوقت المنقضي منذ فترة الحضيض ، يتم حساب متوسط ​​الشذوذ أولاً ، ولكن العثور على الشذوذ غريب الأطوار يجب إيجاده عدديًا. ثم يتم استخدام هذا الحل لإيجاد الشذوذ الحقيقي.


ملخص:

مع 30 يومًا فقط من المراقبة ، وبافتراض أن هذه الـ 30 يومًا هي & lt 10٪ من السنة ، على غرار الأرض ، يمكنك الحصول على:

  • خط العرض ، بدقة تصل إلى 500 متر. عنجد! إنه مقيد فقط بدقة الصورة وقياس الأفق. (و Oblateness of Planet ، لكن طول اليوم والجاذبية سيعطيك تقديرًا لحجم ذلك ، وهو عبارة عن جدا خطأ صغير)
  • طول اليوم ، دقيق لحوالي 1-2 ثانية. محدد ب: الملاحظة المرئية لاختفاء النجم بالأفق.
  • طول السنة ، بدقة أقل بكثير من يوم واحد. دقيقة إلى أقل من ساعة إذا كان المدار دائريًا ، لكنها ليست كذلك أبدًا.
  • خط الطول: مثالي ، لأنه عشوائي
  • فترات مدار القمر: دقيقة حتى 10 دقائق ، إذا كانت إقامتك أطول من مدار واحد. على خلاف ذلك إلى الساعة. مقيد بـ: الملاحظة المرئية لاختفاء نجم (إذا كان هناك فترة كافية) ، أو رؤية لمسة الأفق.

حجم القمر وحجم الكوكب وحجم الشمس / مسافة المدار: تخمين تقريبي بناءً على مدى شعورك بالثقل. حقًا مجرد تخمين ، ما لم يتضمن هاتفك المحمول شكلاً من أشكال قياس المسافة بدقة.


شاهد الفيديو: الصف التاسع السرعة المدارية للكواكب علوم ارض (شهر فبراير 2023).