İçeriğe atla

Apsis (astronomi)

Yörünge elemanlarını gösteren bir diyagram. F ve H sırasıyla enberi (Periapsis) ve enöte (Apoapsis) noktaları, aralarındaki kırmızı çizgi ise apsis çizgisidir

Apsis (Grekçeἁψίς (hapsís) kemer veya tonoz; /ˈæpsɪˌdz/ AP-sih-deez),[1][2] gök mekaniğinde, eliptik yörüngedeki bir cismin genelde sistemin kütle merkezi durumunda da olan çekim merkezine yörünge boyunca en yakın ve en uzak olduğu noktalara verilen addır.

Genel anlamda cismin yörüngede, merkeze en yakın olduğu noktaya periapsis (enberi), en uzak olduğu noktaya ise apoapsis (enöte) denir. Dilimizde bu sözcükler, teknik adlandırmalarına uygun şekilde günberi, günöte, ayberi ve ayöte şeklinde de nitelenebilmektedir.

Periapsis ve apoapsis arasında çizilen düz çizgi apsis çizgisi olarak isimlendirilir. Bu çizgi elipsin ana eksenidir ve elips boyunca olan en uzun çizgiyi oluşturur.

Yörüngenin çevresinde bulunduğu gök cismine bağlı olarak apsis noktaları için farklı isimler türetilmiştir. En yaygın olanı Dünya çevresindeki bir yörüngeyi betimlerken kullanılan apoje ve perijedir. Apoje, Dünya çevresindeki yörüngelerde apoapsisi tanımlarken, perije de periapsisi belirtir. Ayrıca Güneş merkezli yörüngeler için benzer şekilde perihelion (günberi) ve aphelion (günöte) terimleri kabul edilmiş olup, Ay merkezli yörüngeler için de Apollo Projesi esnasında pericynthion ve apocynthion sözcükleri tercih edilmiştir.

Bir gök cisminin kütleçekiminde bulunduğu ana cisme olan en uzak ve en yakın noktalarına verilen isimler
(1) en uzak(X) ikincil cisim(3) birincil cisim(2) en yakın
apogeeAyDünyaperigee
apojoveGanymedeJüpiterperijove
aphelionDünyaGüneşperihelion
aphelionJüpiterGüneşperihelion
aphelionHalley Kuyruklu Yıldızı Güneşperihelion
apoastronötegezegenyıldızperiastron
apocenterkuyruklu yıldızlar v.b.birincil cisimpericenter
apoapsiskuyruklu yıldızlar v.b.birincil cisimperiapsis

Genel tanım

Etkileşimli eliptik yörüngelerden oluşan iki gövdeli sistem: Daha küçük olan uydu cisim (mavi) ana cismin (sarı) yörüngesinde dönmektedir; her ikisi de ortak kütle merkezleri (ya da barycenter) (kırmızı +) etrafında eliptik yörüngelerdedir. ∗Mesafe olarak periapsis ve apoapsis: Yörünge aracı ile ana gövdesi arasındaki en küçük ve en büyük mesafeler.

Herhangi bir eliptik yörüngede iki apsis bulunur. Her bir apsis için tanımlama en uzak nokta için apo- (Grekçeἀπ(ό), (ap(o)-)) gibi öneklerden veya en yakın nokta için peri- (Grekçeπερί (peri-)), gibi ön eklerden oluşturulmaktadır. Bu ön eklere birincil cisme ilişkin niteleyici ibarelerin eklenmesiyle referans alınan cisme en uzak veya en yakın noktalar belirtilmektedir. Örneğin Dünya için Yunan mitolojisindeki Gaia'ya atıfla son ek -gee'dir ve "apogee" ve "perigee" olarak en uzak veya en yakın noktalar nitelenmektedir. Güneş için ise yine Yunan mitolojisindeki Helios'a atıfla son ek -helion kullanılır ve bu nedenle Güneş'e en uzak ve en yakın konumları nitelemek için "aphelion" ve "perihelion" adları kullanılır.

Newton'un hareket yasalarına göre, tüm periyodik yörüngeler elips şeklindedir. İki cismin ağırlık merkezi(barycenter) büyük cismin içindeki bir noktada yer alabilir - örneğin, Dünya-Ay ağırlık merkezi Dünya'nın merkezinden yüzeyine kadar olan yolun yaklaşık %75'i noktasındadır. Büyük kütleye kıyasla küçük kütle ihmal edilebilir düzeydeyse (örneğin uydular için), yörünge parametreleri küçük kütleden bağımsızdır.

Son ek olarak kullanıldığında -apsis- terimi birincil cisimden yörüngede bulunan cisme olan iki mesafeyi ifade edebilir: Bunlar; 1) periapsis noktası veya 2) apoapsis noktasıdır. Apsis çizgisi, bir yörünge boyunca en yakın ve en uzak noktaları birleştiren çizginin mesafesini belirtir; aynı zamanda basitçe bir ana cismin yörüngesinde dönen bir cismin en uç aralığını ifade eder.

Yörünge mekaniğinde, apsisler teknik olarak merkezi cismin kütle merkezi ile yörüngedeki cismin kütle merkezi arasında ölçülen mesafeyi ifade eder. Bununla birlikte, bir uzay aracı söz konusu olduğunda, bu terimler genellikle uzay aracının merkezi gövdenin yüzeyi üzerindeki yörünge yüksekliğini ifade etmek için kullanılır.

Terminoloji

Teknik kullanımda periapsis/apoapsis (enberi/enöte) tercih edilmesine rağmen "pericenter" ve "apocenter" ("galaktik enberi" ve "galaktik enöte") kelimeleri de sıklıkla görülür.

  • Birincil cismin belirtilmediği genel durumlarda, yörüngelerin en uç noktalarını adlandırmak için pericenter ve apocenter terimleri kullanılır; periapsis ve apoapsis (veya apapsis) eşdeğer alternatiflerdir, ancak bu terimler aynı zamanda sıklıkla mesafelere, yani yörünge aracı (orbiter) ile birincil cisim arasındaki en küçük ve en büyük mesafelere atıfta bulunur.
  • Güneş etrafında dönen bir cisim için en az mesafe noktası perihelion (günberi), en büyük mesafe noktası ise aphelion'dur (günöte). Diğer yıldızların etrafındaki yörüngeler söz konusu olduğunda ise bu terimler periastron ve apastron olur.
  • Ay da dahil olmak üzere Dünya'nın bir uydusu söz konusu olduğunda, en yakın mesafe noktası perigee (yerberi) ve en uzak mesafe noktası apogee'dir (yeröte) (Grekçe: Γῆ (), "kara" veya "yeryüzü" anlamına gelir).[3]
  • Ay yörüngesindeki nesneler için, en yakın mesafe noktası pericynthion (ayberi) ve en uzak mesafe apocynthion (ayöte) olarak adlandırılır. Perilune ve apolune terimlerinin yanı sıra periselene ve aposelene terimleri de kullanılmaktadır.[4] Ay'ın doğal uyduları olmadığı için bu sadece insan yapımı nesneler için geçerlidir.

Etimoloji

Türkçede genellikle bir cismin ana cisme en uzak konumu nitelenirken enöte, en yakın konumu nitelenirken enberi terimleri kullanılmakta olup, bununla birlikte Güneş'e referanslı mesafeler için günöte ve günberi; Ay referanslı mesafeler için ise ayöte ve ayberi kullanımına da rastlanmaktadır.

Perihelion ve aphelion sözcükleri Johannes Kepler[5] tarafından gezegenlerin Güneş etrafındaki yörünge hareketlerini tanımlamak için türetilmiştir. Bu sözcükler, Yunanca Güneş anlamına gelen ἥλιος ya da hēlíos sözcüğüne peri- (Yunanca: περί, yakın) veya apo- (Yunanca: ἀπό, uzak) ön eklerinin eklenmesiyle oluşturulmuştur.

Diğer gök cisimleri için çeşitli terimler kullanılmaktadır. Astronomi literatüründe -gee, -helion, -astron ve -galacticon sonekleri sırasıyla Dünya, Güneş, yıldızlar ve galaksi merkezlerinden bahsederken sıklıkla kullanılır. Jüpiter için zaman zaman -jove eki kullanılır, ancak Satürn için son 50 yılda çok nadiren de olsa -saturnium eki kullanılmıştır. Ayrıca -gee formu, sadece Dünya'ya uygulamak yerine, "herhangi bir gezegen" terimine en yakın genel bir yaklaşım olarak da kullanılmaktadır.

Apollo programı sırasında, Ay'ın yörüngesinde dönmekten bahsederken pericynthion ve apocynthion terimleri kullanılmıştır; bu adlandırma Yunan mitolojisindeki ay tanrıçası Artemis'in alternatif bir adı olan Cynthia'ya atıfta bulunur.[6] Daha yakın zamanlarda, Artemis programı sırasında perilune ve apolune terimleri de kullanılmıştır.[7]

Kara deliklerle ilgili olarak, Yunanca "bothron", çukur ifadesinden türetilen peribothron terimi ilk kez J. Frank ve M. J. Rees tarafından 1976 tarihli bir makalede kullanılmıştır.[8] W. R. Stoeger'e Yunanca çukur kelimesini kullanarak bir terim yaratmayı önerdiği için teşekkür ederler:

Günberi (perihelion) ve Günöte (aphelion)

Bir cismin en yakın (perihelion) ve en uzak (aphelion) noktalarıyla Güneş etrafındaki doğrudan yörüngesinin şeması.

Günberi (perihelion) (q) ve günöte (aphelion) (Q), bir cismin Güneş etrafındaki doğrudan yörüngesinin sırasıyla en yakın ve en uzak noktalarıdır.

Belirli bir devirdeki salınım unsurlarının farklı bir devirdeki salınım unsurlarıyla etkin bir şekilde karşılaştırılması bazı farklılıklar yaratacaktır. Altı salınım unsurundan biri olarak günberi-geçiş zamanı, iki cisim modeli dışında tam dinamik model kullanılarak Güneş'e olan gerçek minimum mesafenin kesin bir tahmini değildir. Günberi geçişinin kesin tahminleri ise sayısal entegrasyon gerektirmektedir.

Gezegenler (İç ve Dış Güneş Sistemi Elemanları)

Aşağıdaki iki resim Güneş Sistemi gezegenlerinin yörüngelerini, yörünge düğümlerini ve perihelion (q) ve aphelion (Q) konumlarını[9] Dünya'nın yörünge düzlemiyle eş düzlemde olan Dünya'nın ekliptik düzleminin kuzey kutbunun üstünden görüldüğü şekliyle göstermektedir. Gezegenler Güneş'in etrafında saat yönünün tersine hareket ederler ve her gezegen için yörüngelerinin mavi kısmı ekliptik düzlemin kuzeyinde, pembe kısmı ise güneyinde hareket eder ve noktalar perihelion (yeşil) ile aphelion'u (turuncu) gösterir.

İlk görüntü (sol altta) Güneş'ten dışa doğru Merkür, Venüs, Dünya ve Mars olarak konumlanmış iç gezegenleri göstermektedir. Dünya yörüngesi sarı renklidir ve yörünge referans düzlemini temsil eder. İlkbahar ekinoksu zamanında Dünya şeklin en altındadır. İkinci görüntü (sağ altta) Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün olmak üzere dış gezegenleri göstermektedir.

Yörünge düğümleri, bir gezegenin eğik yörüngesinin referans düzlemiyle kesiştiği "düğümler çizgisinin" iki uç noktasıdır;[10] burada bir yörüngenin mavi bölümünün pembe ile buluştuğu noktalar olarak 'görülebilirler'.

Dünya'nın günberi ve günöte mesafeleri

Günümüzde Dünya, Aralık gündönümünden yaklaşık 14 gün sonra, Ocak ayı başlarında günberi mesafesine ulaşır. Günberi noktasında Dünya'nın merkezi Güneş'in merkezinden yaklaşık 0.98329 astronomik birim (AU) veya 147.098.070 km (91.402.500 mi) uzaklıktadır. Buna karşılık, Dünya Temmuz ayı başlarında, Haziran gündönümünden yaklaşık 14 gün sonra günöte mesafesine ulaşmaktadır. Dünya'nın ve Güneş'in merkezleri arasındaki günöte mesafesi yaklaşık 1,01671 AU veya 152.097.700 km (94.509.100 mi)'dir.

Günberi ve günöte noktaları, Milankovitch döngüleri olarak bilinen döngüsel kalıpları takip eden devinim ve diğer yörüngesel faktörler nedeniyle zaman içinde değişir. Kısa vadede, bu tarihler bir yıldan ötekine 2 güne kadar değişebilir.[11] Bu önemli değişim Ay'ın varlığından kaynaklanmaktadır: Dünya-Ay barycenteri Güneş etrafında sabit bir yörüngede hareket ederken, bundan ortalama 4.700 kilometre (2.900 mil) uzaklıkta olan Dünya'nın kütle merkezinin konumu herhangi bir yöne kayabilir ve bu da Güneş'in ve Dünya'nın merkezleri arasındaki gerçek en yakın yaklaşımın zamanlamasını etkiler.[12]

Günöte noktasında artan mesafe nedeniyle, Güneş'ten gelen radyasyonun yalnızca %93,55'i Dünya yüzeyinin belirli bir alanına günberi noktasında olduğu kadar düşer, ancak bu, Dünya'nın ekseninin Dünya'nın yörünge düzlemine göre 23,4° eğik olmasından kaynaklanan mevsimleri hesaba katmaz.[13] Nitekim, hem günberi hem de günöte noktasında bir yarımkürede yaz olurken diğerinde kış olur. Kış, Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığına bakılmaksızın, güneş ışığının en az doğrudan vurduğu yarımkürede, yaz ise güneş ışığının en doğrudan vurduğu yerde yaşanır.

Kuzey yarımkürede yaz, güneş radyasyonunun en düşük olduğu günöte noktasıyla ile aynı zamanda gerçekleşir. Buna rağmen, kuzey yarımküredeki yazlar güney yarımküredekinden ortalama 23 °C (41 °F) daha sıcaktır, çünkü kuzey yarımküre denizlerden daha kolay ısıtılabilen daha büyük kara kütleleri içerir.[14]

Ancak günberi ve günötenin mevsimler üzerinde dolaylı bir etkisi vardır: Dünya'nın yörünge hızı günötede minimum ve günberide ise maksimum olduğundan, gezegenin Haziran gündönümünden Eylül ekinoksuna kadar yörüngede dönmesi, Aralık gündönümünden Mart ekinoksuna kadar dönmesinden daha uzun sürer. Bu nedenle kuzey yarımküredeki yaz, güney yarımküredeki yazdan (89 gün) biraz daha uzun sürer (93 gün).[15]

Astronomlar genellikle Koç'un İlk Noktası'na göre günberi zamanlamasını gün ve saat cinsinden değil, enberi boylamı (periapsis boylamı da denir) olarak adlandırılan bir yörünge yer değiştirme açısı olarak ifade ederler. Dünya'nın yörüngesi için bu değer 2000 yılında yaklaşık 282,895° olarak gerçekleşmiş; 2010 yılına gelindiğinde ise, bir derecenin küçük bir kesri kadar ilerleyerek yaklaşık 283,067° olmuştur.[16]

Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesi için apsis zamanı genellikle mevsimlere göre bir zaman olarak ifade edilir, çünkü bu eliptik yörüngenin mevsimsel değişimlere katkısını belirler. Mevsimlerin değişimi esas olarak, ekliptik düzlemden ölçülen Dünya ekseninin eğiminin bir sonucu olan Güneş'in yükselme açısının yıllık döngüsü tarafından kontrol edilir. Dünya'nın eksantrikliği ve diğer yörünge unsurları sabit değildir, ancak gezegenlerin ve güneş sistemindeki diğer nesnelerin bozucu etkileri nedeniyle yavaşça değişir (Milankoviç döngüleri).

Çok uzun bir zaman ölçeğinde, günberi ve günöte tarihleri mevsimler boyunca ilerler ve 22.000 ila 26.000 yılda bir tam döngü yaparlar. Yıldızların Dünya'dan görülen konumlarında apsidal presesyon(kubbemsi yalpalanma) olarak adlandırılan ve yörüngesel salınıma benzeyen bir duruma karşılık gelen bir hareket görülür. Geçmiş ve gelecek yıllara ait günberi ve günöte tarih ve saatleri aşağıdaki tabloda listelenmiştir:[17]

Yıl Günberi Günöte
TarihSaat (UT) TarihSaat (UT)
2010 3 Ocak00:09 6 Temmuz11:30
2011 3 Ocak18:32 4 Temmuz14:54
2012 5 Ocak00:32 5 Temmuz03:32
2013 2 Ocak04:38 5 Temmuz14:44
2014 4 Ocak11:59 4 Temmuz00:13
2015 4 Ocak06:36 6 Temmuz19:40
2016 2 Ocak22:49 4 Temmuz16:24
2017 4 Ocak14:18 3 Temmuz20:11
2018 3 Ocak05:35 6 Temmuz16:47
2019 3 Ocak05:20 4 Temmuz22:11
2020 5 Ocak07:48 4 Temmuz11:35
2021 2 Ocak 13:51 5 Temmuz 22:27
2022 4 Ocak 06:55 4 Temmuz 07:11
2023 4 Ocak 16:17 6 Temmuz 20:07
2024 3 Ocak 00:39 5 Temmuz 05:06
2025 4 Ocak 13:28 3 Temmuz 19:55
2026 3 Ocak 17:16 6 Temmuz 17:31
2027 3 Ocak 02:33 5 Temmuz 05:06
2028 5 Ocak 12:28 3 Temmuz 22:18
2029 2 Ocak 18:13 6 Temmuz 05:12

Diğer gezegenler

Aşağıdaki tablo, gezegenlerin ve cüce gezegenlerin günberi ve günöte konumlarında Güneş'e olan uzaklıklarını göstermektedir.[18]

Cisim tipi Cisim Günberide Güneş'e olan mesafe Günötede Güneş'e olan mesafe Fark

(%)

Güneş ışınımı

farkı (%)

Gezegenler Merkür46.001.009 km (28.583.702 mi) 69.817.445 km (43.382.549 mi) 34% 57%
Venüs107.476.170 km (66.782.600 mi) 108.942.780 km (67.693.910 mi) 1.3% 2.8%
Dünya147.098.291 km (91.402.640 mi) 152.098.233 km (94.509.460 mi) 3.3% 6.5%
Mars206.655.215 km (128.409.597 mi) 249.232.432 km (154.865.853 mi) 17% 31%
Jüpiter740.679.835 km (460.237.112 mi) 816.001.807 km (507.040.016 mi) 9.2% 18%
Satürn1.349.823.615 km (838.741.509 mi) 1.503.509.229 km (934.237.322 mi) 10% 19%
Uranüs2.734.998.229 km (1,699449110×109 mi) 3.006.318.143 km (1,868039489×109 mi) 9.0% 17%
Neptün4.459.753.056 km (2,771162073×109 mi) 4.537.039.826 km (2,819185846×109 mi) 1.7% 3.4%
Cüce

gezegenler

Ceres380.951.528 km (236.712.305 mi) 446.428.973 km (277.398.103 mi) 15% 27%
Plüton4.436.756.954 km (2,756872958×109 mi) 7.376.124.302 km (4,583311152×109 mi) 40% 64%
Haumea5.157.623.774 km (3,204798834×109 mi) 7.706.399.149 km (4,788534427×109 mi) 33% 55%
Makemake5.671.928.586 km (3,524373028×109 mi) 7.894.762.625 km (4,905578065×109 mi) 28% 48%
Eris5.765.732.799 km (3,582660263×109 mi) 14.594.512.904 km (9,068609883×109 mi) 60% 84%

Formüller

Şu formüller ile bir yörüngenin apoapsis ve periapsisi karakterize edilebilir:

  • Periapsis: Yörünge boyunca en yüksek hız şeklindedir ve merkeze uzaklığı olan periapsis noktasında sağlanır.
  • Apoapsis: Yörünge boyunca en düşük hız şeklindedir ve merkeze uzaklığı
  • olan dolma noktasında sağlanır.

Burada

  • yarı ana eksen.
  • standart yer çekimsel parametre.
  • ise yörünge eğikliğidir ve şeklinde tanımlanır.

Kaynakça

  1. ^ "apsis". Dictionary.com Unabridged. Random House. 
  2. ^ "apsis". The American Heritage Dictionary of the English Language. 5. Boston: Houghton Mifflin Harcourt. 
  3. ^  Chisholm, Hugh, (Ed.) (1911). "Perigee". Encyclopædia Britannica. 21 (11. bas.). Cambridge University Press. s. 149. 
  4. ^ "Basics of Space Flight". NASA. 30 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2017. 
  5. ^ Klein, Ernest, A Comprehensive Etymological Dictionary of the English Language, Elsevier, Amsterdam, 1965. (Archived version)
  6. ^ "Apollo 15 Mission Report". Glossary. 19 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ekim 2009. 
  7. ^ R. Dendy; D. Zeleznikar; M. Zemba (27 Eylül 2021). NASA Lunar Exploration – Gateway's Power and Propulsion Element Communications Links. 38th International Communications Satellite Systems Conference (ICSSC). Arlington, VA. 29 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: Haziran 18, 2022. 
  8. ^ Frank, J.; Rees, M.J. (1 Eylül 1976). "Effects of massive black holes on dense stellar systems". MNRAS. 176 (6908): 633-646. Bibcode:1976MNRAS.176..633F. doi:10.1093/mnras/176.3.633. 
  9. ^ "the definition of apsis". Dictionary.com. 8 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Kasım 2015. 
  10. ^ Darling, David. "line of nodes". The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. 23 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2007. 
  11. ^ "Perihelion, Aphelion and the Solstices". timeanddate.com. Ocak 3, 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: Ocak 10, 2018. 
  12. ^ "Variation in Times of Perihelion and Aphelion". Astronomical Applications Department of the U.S. Naval Observatory. 11 Ağustos 2011. Ocak 11, 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: Ocak 10, 2018. 
  13. ^ "Solar System Exploration: Science & Technology: Science Features: Weather, Weather, Everywhere?". NASA. 29 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Eylül 2015. 
  14. ^ "Earth at Aphelion". Space Weather. Haziran 2008. 17 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Temmuz 2015. 
  15. ^ Rockport, Steve C. "How much does aphelion affect our weather? We're at aphelion in the summer. Would our summers be warmer if we were at perihelion, instead?". Planetarium. University of Southern Maine. 6 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2020. 
  16. ^ "Data.GISS: Earth's Orbital Parameters". data.giss.nasa.gov. 2 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  17. ^ Espenak, Fred. "Earth at Perihelion and Aphelion: 2001 to 2100". astropixels. 13 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2021. 
  18. ^ "NASA planetary comparison chart". 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2016. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Yörünge</span> bir gökcisminin bir diğerinin kütleçekimi etkisi altında izlediği yola yörünge adı verilir

Gök mekaniğinde yörünge veya yörünge hareketi, bir gezegenin yıldız etrafındaki veya bir doğal uydunun gezegen etrafındaki veya bir gezegen, doğal uydu, asteroit veya lagrange noktası gibi uzaydaki bir nesne veya konum etrafındaki yapay uydunun izlediği kavisli bir yoldur. Yörünge, düzenli olarak tekrar eden bir yolu tanımlamakla birlikte, tekrar etmeyen bir yolu da ifade edebilir. Gezegenler ve uydular Kepler'in gezegensel hareket yasalarında tanımlandığı gibi, kütle merkezi elips biçiminde izledikleri yolun odak noktasında olacak şekilde yaklaşık olarak eliptik yörüngeleri takip ederler.

<span class="mw-page-title-main">Dış merkezlik (astronomi)</span>

Astrodinamikte, bir astronomik cismin yörünge eksantrikliği, başka cisim etrafındaki yörüngesinin mükemmel bir daireden ne kadar saptığını belirleyen boyutsuz bir parametredir.

<span class="mw-page-title-main">Enberi açısı</span> uzaydaki bir nesnenin yörüngesini belirtmek için kullanılan yörünge elemanlarından biri

Enberi açısı, ω olarak sembolize edilir ve yörüngede dönen bir cismin Yörünge öğelerinden biridir. Parametrik olarak ω, cismin çıkış düğümünden enberi noktasına kadar olan ve hareket yönünde ölçülen açıdır.

<span class="mw-page-title-main">Açısal momentum</span> Fiziksel nicelik

Açısal momentum, herhangi bir cismin dönüş hareketine devam etme isteğinin bir göstergesidir ve bu nicelik cismin kütlesine, şekline ve hızına bağlıdır. Açısal momentum bir vektör birimidir ve cismin belirli eksenler üzerinde sahip olduğu dönüş eylemsizliği ile dönüş hızını ifade eder.

<span class="mw-page-title-main">Newton'un evrensel kütleçekim yasası</span> Fizik kanunu

Newton'un evrensel çekim yasası (klâsik mekaniğin bir parçasıdır) aşağıdaki gibi ifade edilir;

Her bir noktasal kütle diğer noktasal kütleyi, ikisini birleştiren bir çizgi doğrultusundaki bir kuvvet ile çeker. Bu kuvvet bu iki kütlenin çarpımıyla doğru orantılı, aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır:

Burada:

  • F iki kütle arasındaki çekim kuvvetinin büyüklüğü,
  • G Evrensel çekim sabiti 6.67 × 10-11 N m2 kg-2,
  • m1 birinci kütlenin büyüklüğü,
  • m2 ikinci kütlenin büyüklüğü,
  • r ise iki kütle arasındaki mesafedir.
<span class="mw-page-title-main">Kurtulma hızı</span> bir cismin kendisini bağlayan kütleçekim alanından kurtulak için varması gereken hız

Fizikte, kurtulma hızı kütleçekim alanındaki herhangi bir cismin kinetik enerjisinin söz konusu alana bağıl potansiyel enerjisine eşit olduğu andaki hızıdır. Genellikle üç boyutlu bir uzayda bulunan cismin kendisini etkileyen kütleçekim alanından kurtulabilmesi için ulaşması gereken sürati ifade eder.

<span class="mw-page-title-main">Kepler'in gezegensel hareket yasaları</span>

Kepler'in gezegensel hareket yasaları, Güneş Sisteminde bulunan gezegenlerin hareketlerini açıklayan üç matematiksel yasadır. Alman matematikçi ve astronom Johannes Kepler (1572-1630) tarafından keşfedilmişlerdir.

<span class="mw-page-title-main">Parabolik yörünge</span> Dış merkezliği 1 olan yörüngeler

Parabolik yörünge veya kaçış yörüngesi, dış merkezliği 1 olan yörüngelerdir. Yörünge üzerinde bulunan cismin hızı kaçış hızına eşittir ve dolayısıyla herhangi bir gezegenin yer çekimsel kuvvetinden kurtulabilirler. Yörünge üzerindeki cismin hızı arttırıldığı takdirde, hiperbolik yörüngeye geçer.

<span class="mw-page-title-main">Lagrange noktası</span>

Gök mekaniğinde, Lagrange noktaları ortak kütle merkezi etrafında dönen, biri genellikle diğerinden çok daha küçük, iki kütlenin yarattığı potansiyelin denge noktalarıdır. Lagrange noktaları iki cismin yarattığı kütleçekim kuvvetinin, dönmeden kaynaklanan merkezkaç kuvveti ile birbirlerini götürdükleri noktalardır.

<span class="mw-page-title-main">Kara cisim ışınımı</span> opak ve fiziksel yansıma gerçekleştirmeyen siyah cisimden yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısı

Siyah cisim ışıması içinde elektromanyetik ışıma ya da çevresinde termodinamik dengeyi sağlayan ya da siyah cisim tarafından yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısıdır. Işıma çok özel bir spektruma ve sadece cismin sıcaklığına bağlı olan bir yoğunluğa sahiptir. Termal ışıma, birçok sıradan obje tarafından kendiliğinden yayılan bir siyah cisim ışıması sayılabilecek türden bir ışımadır. Tamamen yalıtılmış bir termal denge ortamı siyah cisim ışımasını kapsar ve bir boşluk boyunca kendi duvarını yaratarak yayılır, boşluğun etkisi göz ardı edilebilecek kadar küçüktür. Siyah cisim oda sıcaklığında siyah görünür, yaydığı enerjinin çoğu kızılötesidir ve insan gözü ile fark edilemez. Daha yüksek sıcaklıklarda, siyah cisimlerin özkütleleri artarken renkleri de soluk kırmızıdan kör edecek şekilde parlaklığı olan mavi-beyaza dönüşür. Gezegenler ve yıldızlar kendi sistemleri ve siyah cisimler ile termal dengede olmamalarına rağmen, yaydıkları enerji siyah cisim ışımasına en yakın olaydır. Kara delikler siyah cisim olarak sayılabilirler ve kütlelerine bağlı bir sıcaklıkta siyah cisim ışıması yaptıklarına inanılır . Siyah Cisim terimi, ilk olarak Gustav Kirchhoff tarafından 1860 yılında kullanılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Kepler yörüngesi</span> üç boyutlu uzayda iki boyutlu bir yörünge düzlemi oluşturan bir elips, parabol, hiperbol benzeri bir yörünge cismininin hareketini açıklayan kavram

Gök mekaniği olarak, Kepler yörüngesi üç boyutlu uzayda iki boyutlu bir yörünge düzlemi oluşturan bir elips, parabol, hiperbol benzeri bir yörünge cismininin hareketini açıklar.. Kepler yörüngesi yalnızca nokta iki cismin nokta benzeri yerçekimsel çekimlerini dikkate alır, atmosfer sürüklemesi, güneş radyasyonu baskısı, dairesel olmayan cisim merkezi ve bunun gibi bir takım şeylerin diğer cisimlerle girdiği çekim ilişkileri nedeniyle ihmal eder. Böylece Kepler problemi olarak bilinen iki-cisim probleminin, özel durumlara bir çözüm olarak atfedilir. Klasik mekaniğin bir teorisi olarak, aynı zamanda genel görelilik etkilerini dikkate almaz. Kepler yörüngeleri çeşitli şekillerde altı yörünge unsurları içine parametrize edilebilir.

<span class="mw-page-title-main">Yörünge mekaniği</span>

Yörünge mekaniği veya astrodinamik, roketler ve diğer uzay araçlarının hareketini ilgilendiren pratik problemlere, balistik ve gök mekaniğinin uygulamasıdır. Bu nesnelerin hareketi genellikle Newton'un hareket kanunları ve Newton'un evrensel çekim yasası ile hesaplanır. Bu, uzay görevi tasarımı ve denetimi altında olan bir çekirdek disiplindir. Gök mekaniği; daha genel olarak yıldız sistemleri, gezegenler, uydular ve kuyruklu yıldızlar gibi kütle çekimi etkisinde bulunan yörünge sistemleri için geçerlidir. Yörünge mekaniği; uzay araçlarının yörüngelerine ait yörünge manevraları, yörünge düzlemi değişiklikleri ve gezegenler arası transferler gibi kavramlara odaklanır ve itici manevralar sonuçlarını tahmin etmek için görev planlamacıları tarafından kullanılır. Genel görelilik teorisi, yörüngeleri hesaplamak için Newton yasalarından daha kesin bir teoridir ve doğru hesaplar yapmak ya da yüksek yerçekimini ihtiva eden durumlar söz konusu olduğunda bazen gereklidir.

<span class="mw-page-title-main">Kubbemsi yalpalanma</span>

Gök mekaniğinde kubbemsi yalpalanma veya apsisli devinim, bir gök cisminin yörüngesinin apsislerini birleştiren çizginin devinimidir. Apsisler, ana gövdesine en yakın (periapsis) ve en uzak (apoapsis) yörünge noktalarıdır. Apsisli devinim, bir yörüngenin altı ana yörünge elemanından biri olan periapsis argümanının ilk kez türevidir. Yörünge ekseni yörünge hareketi ile aynı yönde döndüğünde, apsidal devinim pozitif olarak kabul edilir. Eksenel periyot, bir yörüngenin 360° dönmesi için gereken zaman aralığıdır.

<span class="mw-page-title-main">Hill küresi</span>

Hill küresi (yarıçapına Hill yarıçapı denir), bir gök cisminin, etrafında döndüğü daha büyük kütleli başka bir cismin tedirginliğine göre kütleçekimsel etki alanının hesaplanmasında kullanılan yaygın bir modeldir. Bir astronomik cismin (m), diğer cisimlerin, özellikle de birincil cisim (M) üzerindeki kütleçekim etkisini hesaplamak için yaygın olarak kullanılan bir modeldir. Bazen, Laplace küresi ya da Roche küresi olarak adlandırılan diğer kütleçekim etkisi modelleriyle karıştırılır. Roche küresi adıyla anıldığında Roche limiti ile karışıklığa neden olur. Amerikalı astronom George William Hill tarafından Fransız astronom Édouard Roche'un çalışmalarına dayanılarak tanımlanmıştır.

Keşfedilip adlandırılan veya numaralandırılan asteroitlere ilişkin olarak birkaç fiziksel parametre ile yörünge elementleri dışında çok az şey bilinmektedir. Bazı fiziksel özellikleri yalnızca tahmin edilebilmekte, bu nedenle fiziksel veriler bazı genel geçer kabul gören varsayımlar vasıtasıyla belirlenmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Dünya'nın yörüngesi</span> Dünyanın Güneş etrafındaki hareketi

Dünya, Kuzey Yarımküre'den bakıldığında saat yönünün tersine doğru ortalama 149,60 milyon km mesafede Güneş'in çevresinde dönmektedir. Bir tam yörünge 365.256 gün sürer ve bu süre zarfında Dünya 940 milyon km yol kat etmiş olur. Diğer Güneş Sistemi cisimlerinin etkisi göz ardı edildiğinde, Dünya'nın yörüngesi, Dünya'nın dönüşü olarak da bilinir. Dünya'nın dışmerkezliği 0,0167'dir. Bu nedenle Dünya-Güneş ağırlık merkezi odaklı, çift merkezli bir elipstir. Yörünge merkezi, yörüngenin büyüklüğüne göre Güneş'in merkezine nispeten yakın olduğundan, bu değer sıfıra yakındır.

<span class="mw-page-title-main">Enberi boylamı</span>

Gök mekaniğinde, yörüngedeki bir cismin enberi boylamı, aynı zamanda pericenter boylamı olarak da adlandırılır, cismin yörünge eğiminin sıfır olması durumunda enberinin gerçekleşeceği boylamdır. Genellikle ϖ işaretiyle gösterilir.

<span class="mw-page-title-main">Çift merkezi</span>

Astronomide çift merkezi birbirinin yörüngesinde dönen iki veya daha fazla cismin kütle merkezidir ve cisimlerin etrafında döndüğü noktadır. Çift merkez fiziksel bir nesne değil, dinamik bir noktadır. Astronomi ve astrofizik gibi alanlarda önemli bir kavramdır. Bir cismin kütle merkezinden çift merkeze olan mesafesi iki cisim problemi olarak hesaplanabilir.

<span class="mw-page-title-main">Dışmerkezlik vektörü</span> gök mekaniğinde,  enöteden enberiye doğru yönelen boyutsuz bir vektördür

Gök mekaniğinde bir Kepler yörüngesinin dışmerkezlik vektörü, enöteden enberiye doğru yönelen ve büyüklüğü yörüngenin ölçülebilir dışmerkezliğine eşit olan boyutsuz bir vektördür. Kepler yörüngeleri için dışmerkezlik vektörü bir hareket sabitidir. Başlıca kullanım alanı neredeyse dairesel yörüngelerin analizidir, çünkü gerçek bir yörünge üzerindeki tedirgin edici kuvvetler, dışmerkezliğin sıfır olmasının bir tekilliğe karşılık geldiği dışmerkezlik ve enberi açısı prametrelerinin aksine, salınan dışmerkezlik vektörünün sürekli olarak değişmesine neden olacaktır.

Eş-yörüngesel hareket, iki veya daha fazla sayıda astronomik cismin birincil cisim yörüngesiyle aynı veya benzer mesafede bulunan bir yörüngede seyretmesi durumudur. Başka bir deyişle bu cisimler, 1:1 ortalama hareket rezonansında veya ters yönlü ise 1:-1 rezonansındadır.