Astronomi

Konvertering af uvariabelt plan til J2000-ekliptik

Konvertering af uvariabelt plan til J2000-ekliptik


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.

Jeg har fulgt svaret fra Mike G her: Sådan beregnes planetenes orientering i den aktuelle epoke for at få planeterne til at have den rigtige orientering i mit program, men alle vinklerne er i det uvarible plan, hvordan konverteres det til J2000-ekliptikplanet? Jeg har siddet fast i dette i timevis, og det gør hovedet ondt, enhver hjælp vil meget blive værdsat!


Diskussion: Ecliptisk koordinatsystem

Jeg troede, det var stedet at forklare en række relaterede ændringer, jeg har foretaget. Jeg gendannede artikler om Ecliptic-bredde og Ecliptic-længdegrad, fordi de forældreløse himmelske breddegrad- og himlen-længdegradartikler var blevet omdirigeret til Declination og Right ascension, hvilket er ret forkert. De havde brug for noget at pege på, og de omdirigerer nu til de gendannede artikler om Ecliptic latitude og Ecliptic longitude. SteveMcCluskey 05:22, 20 februar 2007 (UTC)

Et spørgsmål: stjernerne på ekliptikken er stabile, det samme er den ekliptiske pol, den pol, omkring hvilken nord- eller sydpolen drejer sig om cirka 25000 år (jeg mener her, den ekliptiske pol og ekliptikken er stabil i millioner af år , der har at gøre med stjernernes og galaksenes bevægelse og ikke præcessionen). Jeg har det indtryk, at dette ikke er så klart i artiklen (det kan selvfølgelig være, at jeg ikke har forstået det godt) Yormomo (diskussion) 00:23, 23. februar 2012 (UTC)

Jeg har forsøgt at implementere funktioner baseret på teksten i dette afsnit, og jeg må indrømme at være fuldstændig forvirret. Hvis vi overvejer det første tilfælde at konvertere fra ekliptik (RA, dec) til ækvatorial (lat, lon), så angive det indlysende, vi kender (RA, dec), men vi ved det ikke (lat, lon), men artiklen lyder som hvis vi kender alle 4 variabler. For eksempel siger den første linje i algoritmen "Beregn vilkårene til højre for = tegn på de 3 ligninger, der er givet ovenfor", men hvordan er det muligt at gøre dette, hvis vi endnu ikke ved (lat, lon)?

Hvis du ved (RA, dec), beregner du de højre sider af det andet sæt ligninger. Hvis du ved (lat, lon), beregner du de rigtige sider af det første sæt ligninger. —Tamfang (diskussion) 07:39, 4. april 2008 (UTC)

Den anden linje i algoritmen siger "at tage cos α cos δ som X-værdi". Skal vi fortolke dette x = cos α cos δ eller x = cos λ cos β fordi hvis det er den 2. version, kender vi igen ikke lambda og beta.

Jeg vil foreslå at fortolke "α" som α og "δ" som δ, men det er bare mig, du kan finde en anden tilgang mere nyttig. —Tamfang (diskussion) 07:39, 4. april 2008 (UTC)

Den afsluttende linje i algoritmesektionen siger "Tilsvarende for ækvatorial til ekliptisk transformation". Efter kodning af hvad jeg troede var algoritmen var, ved at lave den inverse beregning, får jeg ikke de originale (RA, Dec) værdier tilbage fra (lat, lon) computerens værdier. Hvad der virkelig er nødvendigt for denne side er et eksempel. gmseed 28/03/2008

Hvis jeg forstår det godt, tager konverteringsalgoritmerne ikke pressionen i betragtning Yormomo (diskussion) 00:17, 23. februar 2012 (UTC) Men jeg ser nu, at præcession er inkluderet i ækvatoriale koordinater, så de er ok 93.82.149.44 (diskussion) 17:41, 23. februar 2012 (UTC)

Artiklen ser ud til udelukkende at handle om sfærisk ekliptiske koordinater og siger intet om det rektangulære koordinatsystem 3D (x, y, z), der anvendes i vid udstrækning i orbitale og positionelle beregninger. Måske kunne artiklen have bedre titlen "Sfærisk ekliptisk koordinatsystem"? Pomona17 (diskussion) 13:11, 8. november 2008 (UTC)

Ordlyden af ​​afsnittet om xyz-koordinater er forvirrende. Jeg ændrer det, og du kan se, om det er bedre eller værre. Venlig person (diskussion) 16:50, 30. august 2015 (UTC)

Nej, virker ikke. x-aksen mod vårjævndøgn, det vil sige det sted i jordens bane, hvor jorden passerer fra vinter til sommer. (På dette tidspunkt i kredsløbet ser observatører på jorden solen krydse den himmelske ækvator i retning mod nord.) Disse er to modsatte sider af Jordens bane. Se på diagrammet. X-aksen strækker sig ud fra det sted, hvor solen ses (fra jorden) ved jævndøgn, ikke hvor jorden er på det tidspunkt. Ja, Jorden er på den negative side af x-aksen, men det er ikke her, hvor oprindelsen er. Tfr000 (diskussion) 17:38, 30. august 2015 (UTC) Jeg er enig med den venlige persons ændring. Jeg kunne ikke forstå Tfr000s kommentar, der er ingen juni-jævndøgn, men der er en juni-solhverv, som ikke har noget at gøre med denne diskussion. Jc3s5h (diskussion) 18:18, 30. august 2015 (UTC) Nu hvor jeg ser det ud, tænker jeg på min ændring, selvom enklere engelsk måske havde den ene ting forkert. Man kunne definere et koordinatsystem på enhver måde, der er praktisk, men vi forsøger at komme til den, der svarer til de standardpolære koordinater. Det ser ud til, at solen ved forårsjævndøgn er 0 grader himmellængde, dvs. Jorden er faktisk på den negative del af x-aksen. Da dette er en artikel, som nogen måske stoler på for noget vigtigt, som at programmere et nav-system, løser jeg det straks. Venlig person (diskussion) 00:56, 31. august 2015 (UTC)

Redigering af artiklen af ​​Friendly person kl. 17:14, den 30. august 2015, er korrekt. Erklæringen umiddelbart ovenover, "ved forårsjævndøgn er solen ved 0 grader himmellængde" er forkert, fordi solen (eller barycenteret, hvis du foretrækker det) er ved oprindelsen, og den himmelske længdegrad er udefineret. Her er output fra Multiyear Interactive Computer Almanac (oprettet af US Naval Observatory) for at vise situationen ved marinojævndøgn:

Vi ser Jorden er i den negative x-retning fra solen (dvs. tæt på 180 °). Således, hvis vi begyndte på Jorden, der havde koordinater ca. (-1 AU, 0 AU, 0 AU), og fortsatte i en lige linje, ville vi passere gennem Solen, som er ved (0, 0, 0) og fortsætte videre til stjernebilledet Fiskene. For flere tusinde år siden ville det have været den nærliggende konstellation af Aires, hvorfor denne retning stadig er kendt som det første punkt i Aires. Jc3s5h (diskussion) 02:12, 31. august 2015 (UTC)

Ups. der er ingen juni-jævndøgn, men der er en juni-solhverv . marts equinox. Så nu med det ude af vejen, vårjævndøgn, det vil sige det sted i jordens bane, hvor jorden passerer fra vinter til sommer. fungerer stadig ikke. Høstjævndøgn på himmelkuglen er ikke på det sted, hvor jorden fra solen ser ud til at være, når den nordlige halvkugle går fra vinter til sommer. Det er her Solen set fra Jorden ville være på det tidspunkt - lige modsat. ved forårsjævndøgn er solen ved 0 grader himmellængde er bare upræcist formuleret. Det skulle være noget i retning af "ved forårsjævndøgn ser solen ud til at være 0 grader himmellig længde fra Jorden." En smule smerte, disse ting. Tfr000 (diskussion) 02:49, 31. august 2015 (UTC) Sandt nok er equinox ikke placeret på Jorden, det er slet ikke et sted, det er en retning. Jeg slettede den fornærmende passage. Vi bør ikke definere den samme retning flere steder. Det er defineret i spidsen, hvis denne definition ikke er god nok, det er her, den skal rettes. Jc3s5h (diskussion) 03:22, 31. august 2015 (UTC) Tak alle sammen for at hjælpe mig. Der er to måder at få information på: 1) find den 2) læg nogle forkerte oplysninger ud, og folk vil rette dig. (2) kan være utilsigtet som i mit tilfælde her (og jeg undskylder ydmygt) eller forsætlig, hvilket jeg har set gjort. Venlig person (diskussion) 13:59, 3. oktober 2015 (UTC)

I henhold til vejledningen til overskriften [Artiklen er muligvis for teknisk til, at de fleste læsere ikke kan forstå], har dette emne brug for et diagram for at forklare emnet. Bcwilmot (diskussion) 20:53, 25 juli 2010 (UTC)

Denne artikel skal henvise til det faktum, at de viste formler blev afledt ved hjælp af sfærisk trigonometri. Dette vil imødekomme de fleste af de bekymringer, der er udtrykt ovenfor, herunder behovet for et diagram. - Forudgående usigneret kommentar tilføjet af Alexselkirk1704 (diskussion • bidrag) 16:13, 8. januar 2011 (UTC)

Bør astrologiske tegn nævnes? Undertiden astrologiske tegn bruges som måleenheder for ekliptisk længdegrad, ligesom timer kan bruges som måleenheder til højre opstigning. (Astrologiske tegn er også en enhed for vinkelmåling (bruges kun til ekliptisk længdegrad), selvom nogle mennesker ikke ved dette.) --Zzo38 (diskussion) 05:44, 18. juni 2012 (UTC)

Konturer af astronomi af John Herschel, 7. udgave. i 1864 nævnes ingen stjernetegn som et mål for ekliptisk længdegrad. Jeg har set dette arbejde beskrevet som meget indflydelsesrig. Jeg er ikke stødt på nogen arbejde på astronomi, der faktisk bruger stjernetegn i længdegrad, selvom jeg tror, ​​jeg har set dette nævnt som en historisk praksis. Jeg tror, ​​at det, der skal gøres, er at udelade det, indtil en redaktør med adgang til kilder i historien om matematisk, videnskabelig eller astronomisk terminologi er i stand til at slå op, når denne terminologi falmer ud. Jc3s5h (diskussion) 11:44, 18. juni 2012 (UTC) Ja, der blev anvendt astrologiske tegn (360 ° / 12 = 30 ° hver), måske tilbage omkring Keplers tid og før, men dette blev droppet ret hurtigt, når måleinstrumenter blev udviklet . Jeg tror ikke, der vil være meget omtale af dem i nogen engelske referencer. det var langt tilbage nok til at de for det meste ville være på latin. Det kan være en sætning eller to værd, hvis vi kan finde en reference. Tfr000 (diskussion) 13:23, 18. juni 2012 (UTC) Jeg fandt en reference. Tfr000 (diskussion) 15:00, 21. juni 2012 (UTC) Det er ikke sandt, at de ikke bruges mere i dag, måske bruges de ikke så ofte i dag, og som regel bruger astrologer det, astronomer bruger sjældent det i dag (i fortiden, inden videnskaben blev opfundet, var det den samme). Astronomer bruger mere almindeligt ækvatoriale koordinater i dag, alligevel (da ækvatoriale koordinater er mere nyttige til observation af stjerner ved hjælp af teleskoper, end ekliptiske koordinater er). (Jeg bruger stadig både ekliptiske og ækvatoriale koordinater, og vil også bruge forskellige enheder afhænger af, hvad der gøres. Bemærk også, at du skal have en referencelængde på nul, og uanset hvilken nul ekliptisk længdegrad er, kaldes 0 Vædderen, selvom det er ikke i nærheden af ​​konstellationen (tegn og konstellation er to forskellige ting, kræftkroppe / Stenbukken svarer til astrologiske tegn, ikke konstellationer).) --Zzo38 (diskussion) 23:41, 2. november 2012 (UTC)

Ecliptic latitude and longitude Edit

Ekliptisk breddegrad og længdegrad er defineret for planeterne, stjernerne og andre himmellegemer på en stort set lignende måde som den, hvor jordbaseret breddegrad og længdegrad er defineret, men der er en særlig forskel.

Flyet med nul breddegrad for himmellegemer er formørkelsesplanet. Dette plan er ikke parallelt med himlenes ækvator, men er snarere tilbøjeligt til det af ekliptikens skråstilling, som i øjeblikket har en værdi på ca. 23 ° 26 ′. Den nærmeste himmelske modstykke til terrestrisk breddegrad er deklination, og den nærmeste himmelske modstykke til terrestrisk længdegrad er højre opstigning. Disse himmelske koordinater har det samme forhold til den himmelske ækvator, som jordbaseret breddegrad og længdegrad gør til den jordbaserede ækvator, og de bruges også hyppigere i astronomi end himmel- og breddegrad.

Polaraksen (i forhold til den himmelske ækvator) er vinkelret på planen for ækvator og parallelt med den jordbaserede polakse. Men ekliptikens (nord) pol, der er relevant for definitionen af ​​ekliptisk breddegrad, er det normale for det ekliptiske plan nærmest retningen af ​​den himmelske nordpol af ækvator, dvs. 23 ° 26 'væk fra den.

Ekliptisk breddegrad måles fra 0 ° til 90 ° nord (+) eller syd (-) af ekliptikken. Ekliptisk længdegrad måles fra 0 ° til 360 ° østover (den retning, som solen ser ud til at bevæge sig i forhold til stjernerne), langs ekliptikken fra vårjævndøgn. Jævndøgn på en bestemt dato og et bestemt tidspunkt er en fast jævndøgn, såsom den i J2000-referencerammen.

Jævndøgn bevæger sig imidlertid, fordi det er skæringspunktet mellem to plan, som begge bevæger sig. Ekliptikken er relativt stationær og vakler inden for en cirkel med en diameter på 4 ° i forhold til de faste stjerner gennem millioner af år under tyngdekraften fra de andre planeter. Den største bevægelse er en relativt hurtig gyration af Jordens ækvatoriale plan, hvis pol sporer en 47 ° diameter cirkel forårsaget af Månen. Dette får jævndøgn til at gå forud mod vest langs ekliptikken omkring 50 ″ om året. Denne bevægelsesudjævnning kaldes dagjævndøgn. Ecliptisk længdegrad i forhold til en bevægelsesjævndøgn bruges, når positionerne for solen, månen, planeterne eller stjernerne på andre datoer end en fast jævndøgn er vigtig, som i kalendere, astrologi eller himmelmekanik. 'Fejlen' i den julianske eller gregorianske kalender er altid i forhold til en bevægelsesudjævning. Årene, månederne og dagene i den kinesiske kalender afhænger alle af de ekliptiske længdegrader af dato af solen og månen. De 30 ° stjernetegnssegmenter, der anvendes i astrologi, er også i forhold til en bevægelsesudjævning. Himmelsmekanik (her begrænset til bevægelse af solsystemlegemer) bruger både en fast og bevægelig equinox. Nogle gange i undersøgelsen af ​​Milankovitch-cyklusser erstattes det uforanderlige plan af solsystemet med den bevægende ekliptik. Længdegrad kan være denomineret fra 0 til 2 π < displaystyle < begynde2 pi ende>> radianer i begge tilfælde.

Tfr000 (diskussion) 15:24, 28. februar 2015 (UTC)

På grund af aksial pression øges ekliptisk længde af "faste stjerner" (henvist til datojævndøgn) med ca. 50,3 buesekunder pr. År eller 83,8 bueminutter pr. Århundrede. [1]

  1. ^ J.H. Lieske et al. (1977), "Udtryk for mængden af ​​præcision baseret på IAU (1976) System of Astronomical Constants". Astronomi & amp Astrofysik58, s. 1-16. Se s. 15, hvor værdien 5029.0966 buesekunder pr. Århundrede er angivet.

Problemet er, at den citerede kilde giver s = 5029.0966 buesekunder pr. Juliansk århundrede. Variablen s bruges til præcession i højre opstigning, dvs. målt langs den himmelske ækvator. Men formuleringen af ​​tilføjelsen angav, at den blev målt langs ekliptikken, variablen for det ville være ζ. Jc3s5h (diskussion) 19:57, 28. februar 2016 (UTC)


@ Jc3s5h: Jeg tror, ​​du har misforstået, hvad ζ er. (Det er benægtelsen af ​​den høje opstigning i koordinater for en bestemt fast periode af den nye nordpol på en anden dato.) Men jeg er enig i, at min erklæring ikke var helt korrekt. Det er ikke helt korrekt, fordi den ekliptiske pol bevæger sig lidt. Så ekliptisk længde for en fast stjerne nær ekliptikpolen kan ændre sig med en ubegrænset hastighed! Da ekliptikken bevæger sig meget mindre end ækvator, er det, jeg skrev, stort set sandt for de fleste stjerner. Jeg vil omformulere det. Eric Kvaalen (diskussion) 09:57, 29. februar 2016 (UTC)

Jeg ser, at kilden siger, at 5029.0966 "er" hastigheden for generel præession i længdegrad ", så for de variable definitioner, der bruges i det papir, er dine tal gyldige. Jc3s5h (diskussion) 16:39, 29. februar 2016 (UTC)


1911 Encyclopædia Britannica / Invariable Plane

UBYGGELIG PLAN, i himmelsk mekanik (se Astronomi) er det plan, hvor summen af ​​momentum af alle de kroppe, der udgør et system, et maksimum. Det henter sin berømthed fra demonstrationen fra Laplace om, at uanset gensidige handlinger alle systemets kroppe måtte blive udsat, forbliver dette plan uændret.

En opfattelse af det kan nås på følgende måde. Antag, at fra solsystemets tyngdepunkt (i stedet for som vi, hvis vi vælger at tage solens centrum), trækkes linjer eller radiusvektorer til alle kroppens solsystemer. Når planeten drejer sig om centrum, beskriver hver radiusvektor en overflade, hvor området, der er fejet over i en tidsenhed, måler planetens arealhastighed. Konstansen af ​​denne hastighed i tilfælde af sol og en enkelt planet er formuleret i Keplers anden lov. Gå derefter et hvilket som helst plan gennem bevægelsescentret og projicér det område, der netop er defineret på det plan. Vi skal således have en projiceret arealhastighed, hvis produkt af planetens masse er det øjeblik af momentum for sidstnævnte. Form dette produkt til hver krop eller masse af stof i systemet, og summen af ​​øjeblikke er derefter uforanderlig uanset retningen af ​​projektionsplanet. I tilfælde af et enkelt legeme, der drejer sig om solen, er dette plan dets bane. Når der tages højde for alle systemets kroppe, er det uforanderlige plan et bestemt middel blandt planerne for alle banerne.

I tilfældet med solsystemet er Jupiters øjeblik så overvældende, at positionen for det uforanderlige plan ikke afviger meget fra Jupiters bane. Saturnus indflydelse kommer dernæst ved bestemmelsen af ​​den, at alle de andre planeter er meget mindre. Den seneste beregning af positionen af ​​dette plan er af TJJ See, hvis resultat for positionen af ​​det uforanderlige plan er tilbøjelig til ekliptik 1 ° 35 ′ 7 ″ .74, længdegrad af node på ekliptik 106 ° 8 ′ 46 ″, 7 ( Ligning 1850).


Konvertering af uvaribelt plan til J2000-ekliptik - Astronomi

De mest almindeligt anvendte formler til streng anvendelse af generel præcession anvender tre på hinanden følgende små rotationer, hvormed ækvatorialkoordinatsystemet i epoke er tilpasset datidens ækvatoriale system. Denne afhandling præsenterer en alternativ metode til anvendelse af præcession, hvor rotationsvinklerne er tæt knyttet til det uforanderlige plan i solsystemet. Arbejdet med at konstruere denne teori opdeles pænt i tre dele. For det første tillader den nyeste planetariske flygtning fra Jet Propulsion Laboratory, produceret efter Voyager 2-mødet med Neptun, at udlede orienteringen af ​​det uforanderlige plan med en standardfejl i størrelsesordenen 0 ^ <''> .04. For det andet findes koefficienterne i tilnærmelsespolynomerne for de nye vinkler med hensyn til deres modstykker i den nuværende accepterede IAU-teori. Denne "kortvarige teori", ligesom IAU-en, er gyldig i nogle få århundreder nær den nuværende tid. For det tredje er bevægelsen af ​​Jordens nordpol integreret numerisk over en million års tidsværdier for både standardprecessionsvinklerne, og de nye udledes på diskrete tidspunkter fra integrationen, og Chebyshev-polynomer passer til disse værdier, hvilket giver "langsigtet teori." Både de langsigtede og de kortvarige teorier er enklere at bruge end de nuværende. En sammenligning af de langsigtede og kortsigtede teorier afslører to mulige forbedringer af IAU-systemet med konstanter. De højere ordensbetingelser i Kinoshitas model for den stive jord, der anvendes i den langsigtede teori, ændrer tidsafledningen af ​​Newcombs Precessional Constant fra -0 ^ '. 00369 pr. Juliansk århundrede til -0 ^ <' '>. 00393 / århundrede ved standardperioden J2000.0. Laskars undersøgelse af ekliptikens bevægelse, også brugt i den langsigtede teori, giver -46 ^ <''>. 8065 / århundrede for hastigheden af ​​ændring af skråstillingen i forhold til den i øjeblikket vedtagne -46 ^ <''> .8150 / århundrede.


Hvorfor er uforanderligt plan vippet til ekliptisk plan?

For det første ved du, hvordan det uforanderlige plan defineres?

Ja. Det er summen af ​​alle vinkelmomenter i solsystemet med hensyn til dets massepunkt.

Så hver planet (og solen) bidrager med noget til det, med det største bidrag fra de fjerntliggende og massive gas giganter (hovedsagelig Jupiter).

Lad os sige, at vi har et usandsynligt, imaginært solsystem med kun to planeter, der hver kredser 90 grader mod hinandens rotationsplan (som den ene kredser om Solens ækvator, den anden kører en polar bane).
Hver planets ekliptik er bare planet for dens bane.
Men det ufravigelige plan vil være summen af ​​deres vinkelmomenter og ligge et eller andet sted mellem de to baners planer.
Hvis du derefter tog en planet og bare forsvandt den (Dødsstjernestil), ville det uforanderlige plan ændre sig, men den anden planets bane ville forblive næsten den samme, og som et resultat ville den gennemsnitlige isolering af dens overflade ikke ændre sig. Samme, hvis du tilføjede flere planeter til blandingen.

I et andet imaginært system kunne en af ​​planeterne være så massiv og bidrage med så meget af det samlede vinkelmoment, at det uforanderlige plan næsten altid ville være næsten det samme som dets kredsløbsplan (dvs. dets ekliptiske), uanset hvilken kredsløb andre små planeter ville have.

Det vil sige, at det uforanderlige plan er noget af en praktisk (til nogle formål) matematisk abstraktion, og dens hældning w / r til jordens bane har ikke så meget mening i sig selv.

Når det er sagt, ændrer det sig, fordi planetbaner ændrer sig. Hvad der påvirker klimaet på en given planet er disse individuelle baneforandringer, snarere hvad andre planeter laver, og hvad er den resulterende, særlige orientering af det uforanderlige plan.
Disse ændringer er dog ekstremt langsomme. Det kan være en god idé at slå Milankowitch-cyklusser op for at lære mere, hvordan sådanne ændringer påvirker klimaet, og hvad er tidsplanerne involveret.


Uvaribelt fly

Definition af uvaribelt fly Solsystemet har to faste planer: Solens ækvator og det uforanderlige plan - et centralt plan i solsystemet opdaget af Laplace, der passerer gennem dets tyngdepunkt med en gennemsnitlig hældning på ca. 1 35 'til Ecliptic , er uafhængig af planets gensidige forstyrrelser. Hældningen af ​​banerne mellem Venus og Kviksølv til solækvator, lidt mere end 3 grader, er mindre end for de andre planeter. Da dette er de to tætteste planeter til solen, kan solækvator betragtes som deres referenceplan. Jordens tilbøjelighed til dette plan, på lidt mere end 7 ", overskrides kun af Plutos. Ekliptikken, Jordens revolutionsplan omkring Solen, skærer solækvator midt i Tvillingene og Skytten, hvorfra Jorden har ingen heliografisk bredde nord eller syd, men værdierne for disse tilbøjeligheder og længderne af planetknudepunkterne langs dette plan er alle variable på grund af bevægelser af selve banerne i forhold til det andet store referenceplan i solsystemet: Uvaribelt plan - såkaldt fordi dets position forbliver uændret af nogen kræfter i systemet. I dette plan er den samlede vinkelmoment for alle planeterne maksimalt. Der er to klasser af forstyrrelser i den normale uforstyrrede elliptiske bevægelse af planeterne i deres kredsløb i rummet: periodiske forstyrrelser og verdslige forstyrrelser. Periodiske forstyrrelser er afvigelser på grund af planetenes tyngdekraft på hinanden. Imidlertid efter Planeterne har kredset et betydeligt antal gange og har således været i alle mulige forhold til hinanden, disse periodiske forstyrrelser ophæver hinanden. Et berømt eksempel er den lange tids ulighed i bevægelserne fra Jupiter og Saturn, som skifter deres positioner med en grad eller deromkring - den ene fremad og den anden bagud - i en periode på omkring 918 år. Faktisk er deres gentagelsescyklus i den faste Zodiac - 46 konjunktioner fordelt næsten jævnt i alle 12 tegn på den Zodiac - omkring 913 år, men uligheden forlænger dette til 918 år. Derfor bestemmes de periodiske forstyrrelser af planeternes anden ordens gentagelsescyklusser i det faste stjernetegn. Ved afslutningen af ​​en sådan svingningscyklus er de forvrængende effekter imidlertid ikke fuldstændigt ophævet, og små resterende rester vises i det, der kaldes elementerne i planetenes baner. Som et resultat af denne rest forskydes den nodiske linje, hvor kredsløbets plan på hver planet krydser det uforanderlige plan, bagud i en precessional bevægelse af hele kredsløbsplanet. Derudover er kredsløbets hældning til det uforanderlige plan en smule reduceret eller øget. En tredje effekt er en forskydning i positionen for hovedaksen - den længste akse for orbitalellipsen. Dette skift kan være enten fremad eller bagud, men det er mere sandsynligt, at det er fremad for alle planeterne undtagen Venus. Endelig øges eller formindskes den korteste akse i den orbitale ellipse - den mindre akse, der krydser hovedaksen i midten af ​​ellipsen, dvs. excentriciteten af ​​ellipsen bliver større eller mindre.

To store mestre inden for himmelsk mekanik, Lagrange og Laplace, viste, at mens der er periodiske udsving i længderne af de store akser, er der ingen verdslige forstyrrelser - langsigtede svingninger. Da varigheden af ​​en planets revolution omkring Solen afhænger af hovedaksen alene, betyder det, at bortset fra mindre kortsigtede udsving, er planetenes perioder konstante. De demonstrerede yderligere, at tilbøjelighederne og excentriciteterne svinger inden for snævre grænser, som aldrig overskrides, og dermed bevares solsystemets stabilitet. Endelig viste de, at kredsløbsflyene går bagud langs det uforanderlige plan, mens de fleste af de største akser drejer fremad - bruger kortere perioder i faktisk retrograd bevægelse. Kun Venus hovedakse bruger mere tid på at dreje baglæns end fremad. Således opretholder solsystemet gennem en indviklet proces med gensidig justering sine grundlæggende konfigurationer af baner og dets stabilitet. Når en planet formindsker sin excentricitet og hældning, skal en eller flere baner samtidig øge deres excentriciteter og tilbøjeligheder: hvorved den samlede mængde excentricitet og hældning til det uforanderlige plan forbliver konstant! Dette er blevet kaldt Magna Charta for solsystemet. Den afdøde Ernest W. Brown viste, at virkningerne af resonans ikke kunne have været store nok inden for de sidste hundrede millioner år til at have ødelagt denne stabilitet, og det ville heller ikke være i de næste hundrede millioner år.

Jupiter, den mest massive af alle planeterne, har en orbital hældning til det uændrede plan, der aldrig overstiger 0,28 'eller aldrig mindre end 0,14'. Dens aktuelle værdi er ca. 0 21 '. Endvidere adskilles noderne i Jupiter- og Saturn-banerne på dette plan aldrig fra hinanden med meget mindre end 180 , og derfor bestemmer disse to planeter stort set placeringen af ​​det Uvariablerede plan - især Jupiter. Ifølge Stockwell er den gennemsnitlige periode for deres fælles præession 49.972 år. På samme måde kommer perihelets ender af hovedakserne i Jupiters og Uranus 'baner aldrig meget mindre end 180 fra hinanden. Den almindelige gennemsnitlige periode for en revolution af deres største akser (apsides linje) er 348.700 år. Således er Jupiter "svinghjulet", der afbalancerer solsystemet, et perfekt symbol på retfærdighed og lov.

Jordens bane - ekliptikken - kan aldrig have en tilbøjelighed til det Uvarible plan, der overstiger 3 6 '. Værdien 1. januar 1850 var 1.35'19.376 "- tallene er taget fra Stockwells" Sekulære variationer af de otte hovedplaneter "i" Smithsonian Annual Contributions to Knowledge ", bind 18, 1872. Ifølge ham den maksimale excentricitet af jordens bane er .0693888 den aktuelle værdi .0159. Perioden for Ecliptics kredsløb på det uvarible plan er ubestemt, da Ecliptics minimumhældning til dette plan er 0 0'0 ". På samme måde er den minimale excentricitet også 0, hvorfor den gennemsnitlige bevægelsesperiode for linjen med Apsides også er ubestemt.


Uvaribelt plan

Det uforanderlige plan af et planetarisk system, også kaldet Laplaces ufravigelige plan, er planet, der passerer gennem dets barycenter (massepunkt) vinkelret på dets vinkelmomentvektor. I solsystemet bidrager ca. 98% af denne effekt af de fire joviske planeters (Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun) kredsløbsmoment. Det uforanderlige plan ligger inden for 0,5 ° fra Jupiters kredsløbsplan [1] og kan betragtes som det vejede gennemsnit af alle planetariske orbitale og roterende planer.

Dette plan kaldes undertiden "Laplacian" eller "Laplace-plan" eller "Laplace's uforanderlige plan", selvom det ikke skal forveksles med Laplace-planet, som er det plan, som planetariske satelliters orbitalplan foregår over. [4] Begge stammer fra den franske astronom Pierre Simon Laplace's arbejde (og er i det mindste undertiden opkaldt efter). [5] De to er kun ækvivalente i det tilfælde, hvor alle forstyrrelser og resonanser er langt fra det foregående organ. Det ufravigelige plan er afledt af summen af ​​vinkelmomenter og er "uforanderligt" over hele systemet, mens Laplace-planet kan være forskelligt for forskellige kredsløb i et system. Laplace kaldte det uforanderlige plan for plan med maksimale arealer, hvor området er produktet af radius og dets differentielle tidsændring dR / dt det vil sige dets radiale hastighed ganget med massen.

Hældning til
Legeme Ecliptic Suns ækvator Uvaribelt plan [1]
Terre-
strialer
Kviksølv 7.01° 3.38° 6.34°
Venus 3.39° 3.86° 2.19°
jorden 0 7.155° 1.57°
Mars 1.85° 5.65° 1.67°
Gas
kæmper
Jupiter 1.31° 6.09° 0.32°
Saturn 2.49° 5.51° 0.93°
Uranus 0.77° 6.48° 1.02°
Neptun 1.77° 6.43° 0.72°
Mindre
planeter
Pluto 17.14° 11.88° 15.55°
Ceres 10.59° 9.20°
Pallas 34.83° 34.21°
Vesta 5.58° 7.13°

Størrelsen af ​​den planeters vinkelmomentvektor på en planet er L = R 2 M θ ˙ < displaystyle L = R ^ <2> M < dot < theta >>>, hvor R < displaystyle R> er orbitalen planetens radius (fra barycenter), M < displaystyle M> er planetens masse, og θ ˙ < displaystyle < dot < theta >>> er dens orbitale vinkelhastighed. Jupiter bidrager med hovedparten af ​​solsystemets vinkelmoment, 60,3%. Derefter kommer Saturn på 24,5%, Neptun på 7,9% og Uranus på 5,3%. Solen danner en modvægt til alle planeterne, så det er nær barycenteret, når Jupiter er på den ene side, og de andre tre joviske planeter er diametralt modsatte på den anden side, men Solen bevæger sig til 2,17 solradier væk fra barycenteret, når alle joviske planeter er i kø på den anden side. Solens banevinkelmomenter og alle ikke-joviske planeter, måner og små solsystemlegemer samt den aksiale rotationsmoment af alle legemer, inklusive solen, udgør i alt kun ca. 2%.

Hvis alle solsystemlegemer var punktmasser eller stive kroppe med sfærisk symmetriske massefordelinger, ville et uforanderligt plan defineret på kredsløb alene være virkelig uforanderligt og ville udgøre en inertial referenceramme. Men næsten alle er det ikke, hvilket tillader overførsel af en meget lille mængde momenta fra aksiale rotationer til orbitalomdrejninger på grund af tidevandsfriktion og til kroppe, der er ikke-sfæriske. Dette medfører en ændring i størrelsen af ​​det orbitale vinkelmoment, såvel som en ændring i dets retning (precession), fordi rotationsakse ikke er parallelle med orbitale akser. Ikke desto mindre er disse ændringer overordentlig små sammenlignet med systemets samlede vinkelmoment (som bevares på trods af disse effekter, idet man ignorerer de endnu meget mindre mængder vinkelmoment, der skubbes ud i materiale- og tyngdebølger, der forlader solsystemet, og de ekstremt små moment, on the Solar System by other stars, etc.), and for almost all purposes the plane defined on orbits alone can be considered invariable when working in Newtonian dynamics.


Formørkelser

Because the orbit of the Moon is inclined only about 5° to the ecliptic and the Sun is always very near the ecliptic, eclipses always occur on or near it. Because of the inclination of the Moon's orbit, eclipses do not occur at every conjunction and opposition of the Sun and Moon, but only when the Moon is near an ascending or descending node at the same time it is at conjunction or opposition. The ecliptic is so named because the ancients noted that eclipses only occurred when the Moon crossed it. [25]


Vishay suchi

Brahaspati, Solar System ke sab se barraa planet hae, jiske diameter 142,984 km hae. Ii dunia ke diameter se 11 dafe jaada hae. [12]

Waatawaran Edit

Brahaspati ke surface ke hawaa me 85.8 to 89.8% hydrogen, 8.2 to 12.2% helium, aur 1% duusra gas hae. [4] Planet ke aur bhittar jaao tab bahut garam rahe hae aur pressure etna jada rahe hae ki helium ras ban jaae hae aur planet ke bhitar paani barrse hae. [16] Brahaspati ke gas Saturn ke rakam hae lekin ii Neptune aur Uranus se different har jahaan pe aur kamti hydrogen aur helium gas hae. [17]

Jaada garmi aur pressure ke kaaran scientist logan ii nai batae sake hae ki Brahaspati ke biich me kon chij hae, kaahe ki ii rakam ke pressure dunia me nai mile hae. Iske biich se thorra bahar jaao tab ek mota hydrogen ke ras hae. [12] Ii pressure etna jaada hae ki hydrogen karraa hoe jaawe hae lekin fir se garmii ke kaaran ras ban jaawe hae.

Wajan Edit

Brahaspati solar system ke aur sab planet ke jorr ke dugna garrhuu hae. [12] Because of all the gas near the core, it gives off more heat than it gets from the sun. [18] Brahaspati, Dunia se 11 dafe jaada lamba hae aur 318 dafe jaada garrhu hae. Iske volume, Dunia ke volume se 1,317 dafe jaada hae, iske matlab ii hae ki 1,317 dunia isme fit hoe jaawe sake hae. [19]


Mars, Messier 44 and the Ecliptic Plane…

Have you been watching the sweet movements of Mars as it cruises across the starry nights? Perhaps, like many of us, you’re snowed in right now and could use a little mental and visual inspiration. If so, then step inside and let’s take a look at what it’s like to enjoy clear, dark skies while riding on the ecliptic plane…

This sumptuous image was taken.. well, tomorrow, actually. If you’re into stellar patterns, then it didn’t take you long to notice the stars were “upside down” in relation to the background – a sure clue it came from the southern hemisphere. And you’d be right! The photo is a ten-second exposure taken with a tripod mounted Nikon camera and done by the one and only “Tasmanian Devil” – Shevill Mathers. (And how I’d love to be exposed to 10 seconds of that kind of sky action!)

Can you imagine just stepping out your back door and seeing the stars so bright and beautiful? For those of us who may never get a chance to travel out of our earthly hemisphere, the vision would be incredible – but all wrong for what we know. Hvorfor? Because we’re simply accustomed to certain things being in a certain place in the sky, and one of the most imprinted of all is the ecliptic plane. Nope, it’s not a flight you can hop to another country where the weather is warmer, but it is the apparent path the Sun follows across the sky during the year and the projection of the Earth’s orbital plane onto the celestial sphere. The ecliptic plane would seem to move to the east along this imaginary spherical surface, the celestial sphere, in relation to the fixed stars. In this case, the (well, almost) fixed set of stars we’re looking at is Messier Object 44, but where will Mars go next? Not precisely in the direction you might think.

While we might believe the planets also follow the ecliptic plane exactly, that’s just not so. Our solar system members follow the invariable plane of a planetary system, also called Laplace’s invariable plane. Without getting too technical, this means a slight change in the magnitude of the angular momentum of the planets, as well as a change in their direction (precession) because the rotational axes are not parallel to the orbital axes. Add to that the galactic plane and set everything spinning. If you think that’s confusing, then just imagine the ecliptic being on the “wrong” side of the sky!

Whether it’s right or wrong, Mars and Messier 44 will still be dancing around with each other for many days yet to come. Be sure to catch this lovely vision and try not to get dizzy!

Many thanks to Shevill Mathers for sharing a southern summer night with us!


Se videoen: Wie sieht die Welt im Weltraum aus? Reportage mit Willi Weitzel. Willi wills wissen (November 2022).