Félig nagyobb, s félig-kisebb tengely

Orbitális periodEdit

A astrodynamics az orbitális periódus T egy kis test kering egy központi szervezet, egy kör alakú vagy elliptikus pálya:

T = 2 π 3 µm , {\displaystyle T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}},}

{\displaystyle T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}},}

, ahol:

a hossza a pályán van fél nagytengely,
μ {\displaystyle \mu }

\mu

a standard gravitációs paraméter a központi szerv.

vegye figyelembe, hogy minden olyan ellipszis esetében, amelynek egy adott félnagy tengelye van, az orbitális periódus azonos, figyelmen kívül hagyva excentricitását.

Az adott impulzusmomentum h egy kis test kering egy központi szervezet, egy kör alakú vagy elliptikus pálya

h = a μ ( 1 − e-2 ) , {\displaystyle h={\sqrt {a\mu (1-e^{2})}},}

{\displaystyle h={\sqrt {a\mu (1-e^{2})}},}

, ahol:

egy μ {\displaystyle \mu }

\mu

van fent meghatározott,

e a különcség a pályára.

a csillagászatban a félnagy tengely az orbitális periódus egyik legfontosabb orbitális eleme. A Naprendszer tárgyak, a fél nagytengely kapcsolódik az időszak a pályára, amelyet a Kepler harmadik törvénye (eredetileg empirikusan származik):

T 2 ∝ 3 , {\displaystyle T^{2}\propto a^{3},}

{\displaystyle T^{2}\propto a^{3},}

hol T az az időszak, valamint a fél nagytengely. Ez a forma a két test problémájának általános formájának egyszerűsítése, amelyet Newton határoz meg:

T 2 = 4 π 2 G ( m + m ) a 3 , {\displaystyle T^{2}={\frac {4\pi ^{2}}{g(M+m)}}a^{3},}

{\displaystyle T^{2}={\frac {4\Pi ^{2}}{g(m+m)}}a^{3},}

ahol g a gravitációs állandó, m a központi test tömege, m pedig a keringő test tömege. Jellemzően, a központi test tömege sokkal nagyobb, mint a keringő test, hogy m lehet figyelmen kívül hagyni. Ezt a feltételezést és a tipikus csillagászati egységek használatát a Kepler által felfedezett egyszerűbb forma eredményezi.

az orbitáló test pályája a barycenter körül, és annak az elsődlegeséhez viszonyított útja egyaránt ellipszis. A fél-fő tengelyt néha a csillagászatban használják elsődleges-másodlagos távolságként, amikor az elsődleges tömegaránya a másodlagoshoz szignifikánsan nagy ( m ≫ m {\displaystyle M \ gg m}

M \ gg m

); így a bolygók orbitális paramétereit heliocentrikus értelemben adják meg. A primocentrikus és az” abszolút ” pályák közötti különbséget leginkább a Föld–Hold rendszer szemléltetésével lehet szemléltetni. A tömegarány ebben az esetben 81.30059. A Föld-Hold jellemző távolsága, a geocentrikus Hold pályájának félig fő tengelye 384 400 km. (Tekintettel a Hold pályájának e = 0, 0549 excentricitására, félig kisebb tengelye 383 800 km. Így a Hold pályája majdnem kör alakú.) A barycentrikus Hold pályája viszont 379.730 km, a Föld ellentétes pályája pedig 4.670 km. A Hold átlagos barycentrikus orbitális sebessége 1.010 km / s, míg a Földé 0.012 km / s. ezeknek a sebességeknek az összessége 1.022 km / s geocentrikus Hold átlagos orbitális sebességet ad; ugyanez az érték csak a geocentrikus fél-fő tengelyérték figyelembe vételével érhető el.

átlagos távolság

gyakran mondják, hogy a fél-fő tengely az ellipszis elsődleges fókuszpontja és a keringő test közötti “átlagos” távolság. Ez nem egészen pontos, mert attól függ, hogy mi az átlag.

  • az excentrikus anomália feletti távolság átlagolása valóban a fél-fő tengelyt eredményezi.
  • a valódi anomália átlagolása (a fókuszban mért valódi orbitális szög) a B = A 1-e 2 {\displaystyle b=a{\sqrt {1 − e^{2}}}}}}
    {\displaystyle b=a {\sqrt {1-e^{2}}}}}}}

    .

  • Az átlagos anomália átlagolása (a pericentre óta eltelt orbitális periódus töredéke, szögként kifejezve) az időátlag a ( 1 + e 2 ) {\displaystyle a\left (1 + {\frac {e^{2}}{2}}\jobb)\,}
    {\displaystyle a \ left (1 + {\frac {e^{2}}{2}}\jobb)\,}

    .

az R-1 {\displaystyle R^{-1}}

{\displaystyle R^{-1}}

a − 1 {\displaystyle A^{-1}

a^{-1}

.

energia; a fél-fő tengely kiszámítása az állami vektorokbólszerkesztés

az asztrodinamikában az a fél-fő tengely kiszámítható az orbitális állapotvektorokból:

a = − μ 2 ε {\displaystyle a=-{\frac {\mu }{2\varepsilon }}}

{\displaystyle a=-{\frac {\mu }{2\varepsilon }}}

az elliptikus pályán keringő, attól függően, hogy az egyezmény, az azonos, vagy

a = μ 2 ε {\displaystyle a={\frac {\mu }{2\varepsilon }}}

{\displaystyle a={\frac {\mu }{2\varepsilon }}}

a hiperbolikus pálya, s

ε = v 2 2 − μ | r | {\displaystyle \varepsilon ={\frac {v^{2}}{2}}-{\frac {\mu }{|\mathbf {r} |}}}

{\displaystyle \varepsilon ={\frac {v^{2}}{2}}-{\frac {\mu }{|\mathbf {r} |}}}

(adott orbitális energia), valamint

μ = G M {\displaystyle \mu =GM,}

{\displaystyle \mu =GM,}

(standard gravitációs paraméter), ahol:

v keringési sebesség a sebesség vektor egy a föld körül keringő objektum, r a karteziánus álláspont vektor egy a föld körül keringő objektum koordinátáit egy referencia keret tekintetében, amely az elemek a pályán kell számítani (pl. geocentrikus Egyenlítői egy Föld körüli pályára, vagy heliocentrikus ekliptika egy Nap körüli pályára), G a gravitációs állandó, M a gravitáló test tömege, és ε {\displaystyle \ varepsilon }

\varepsilon

a keringő test sajátos energiája.

vegye figyelembe, hogy egy adott mennyiségű teljes tömeg esetében a fajlagos energia és a fél-fő tengely mindig azonos, függetlenül az excentricitástól vagy a tömegek arányától. Ezzel szemben egy adott teljes tömeg és fél-fő tengely esetében a teljes fajlagos orbitális energia mindig azonos. Ez az állítás minden adott körülmények között mindig igaz lesz.

A bolygók pályáinak fél-és fél-kisebb tengelyeiszerkesztés

a bolygó pályái mindig az ellipszisek elsődleges példái (Kepler első törvénye). A félnagy és a félnagy tengelyek közötti minimális különbség azonban azt mutatja, hogy gyakorlatilag kör alakúak. Ez a különbség (vagy arány) az excentricitáson alapul , és a / b = 1 / 1 − e 2 {\displaystyle a/b=1/{\sqrt {1-e^{2}}}}}}}

{\displaystyle A/b=1/{\sqrt {1-e^{2}}}}}}

, amely a tipikus bolygó excentricitásokhoz nagyon kis eredmények.

a kiemelkedő elliptikus pályák feltételezésének oka valószínűleg az aphelion és a perihelion közötti sokkal nagyobb különbség. Ez a különbség (vagy arány) szintén az excentricitáson alapul, és R A / r p = ( 1 + e ) / ( 1 − e ) {\displaystyle r_{\text{a}}}/R_{\text{p}}=(1+e)/(1-e)}

{\displaystyle r_{\text{a}}}/R_{\text{p}}}=(1+E)/(1-e)}

. Az aphelion és perihelion közötti nagy különbség miatt Kepler második törvénye könnyen láthatóvá válik.

Különcség Semi-nagytengely egy (AU) Semi-kisebb tengely b (AU) Különbség (%) Perihelion (AU) Aphelion (AU) Különbség (%)
Mercury előhívószám 0,206 0.38700 0.37870 2.2 0.307 0.467 52
Vénusz 0.007 0.72300 0.72298 0.002 0.718 0.728 1.4
Föld 0.017 1.00000 0.99986 0.014 0.983 1.017 3.5
Mars 0.093 1.52400 1.51740 0.44 1.382 1.666 21
Jupiter 0.049 5.20440 5.19820 0.12 4.950 5.459 10
Saturn 0.057 9.58260 9.56730 0.16 9.041 10.124 12
Uranus 0.046 19.21840 19.19770 0.11 18.330 20.110 9.7
Neptune 0.010 30.11000 30.10870 0.004 29.820 30.400 1.9

Vélemény, hozzászólás?

Az e-mail-címet nem tesszük közzé. A kötelező mezőket * karakterrel jelöltük