İçeriğe atla

Değişmeyen düzlem

Dev gezegenlerin değişmeyen düzleme göre eğiklik açıları
Yıl Jüpiter Satürn Uranüs Neptün
2009 0,32° 0,93° 1,02° 0,72°
142400 [1]0,48° 0,79° 1,04° 0,55°
168000 [2]0,23° 1,01° 1,12° 0,55°

Bir gezegen sisteminin değişmeyen düzlemi (diğer adıyla Laplace'ın değişmeyen düzlemi), sistemin ağırlık merkezinden geçen ve açısal momentum vektörüne dik olan düzlemdir.

Güneş Sistemi

Güneş Sistemi'nde bu etkinin yaklaşık %98'i dört büyük gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) yörüngesel açısal momentumları tarafından sağlanmaktadır. Değişmeyen düzlem Jüpiter'in yörünge düzleminin 0,5° içindedir ve tüm gezegenlerin yörünge ve dönüş düzlemlerinin ağırlıklı ortalaması olarak kabul edilebilir.[3][4]

Terminoloji ve tanım

Bu düzleme bazen "Laplasyen", "Laplace düzlemi" veya "Laplace'ın değişmeyen düzlemi" olarak bilinmekte olup, gezegen uydularının bireysel yörünge düzlemlerinin etrafında döndüğü düzlem olan Laplace düzlemi ile karıştırılmamalıdır.[5] Her ikisi de Fransız gök bilimci Pierre Simon Laplace'ın çalışmalarından türemiştir.[6] Bu iki düzlem sadece tüm tedirgin ediciler ve rezonansların dönmekte olan cisimden uzak olduğu durumlarda eşdeğerdir. Değişmeyen düzlem açısal momentumların toplamından türetilir ve tüm sistem üzerinde "değişmez" iken, bir sistem içindeki farklı yörüngelerdeki nesneler için Laplace düzlemi farklı olabilir. Laplace değişmeyen düzlemi maksimum alanlar düzlemi olarak adlandırmıştır; bu durumda "alan" R yarıçapı ile dR/dt zaman değişim oranının, yani radyal hızının kütle ile çarpımıdır.

Cisim Eğiklik
EkliptikGüneş
ekvatoru 		Değişmeyen
düzlem[7]
KarasalMerkür7,01° 3,38° 6,34°
Venüs3,39° 3,86° 2,19°
Dünya
0°
7,155° 1,57°
Mars1,85° 5,65° 1,67°
Gaz ve
Buz devleri		Jüpiter1,31° 6,09° 0,32°
Satürn2,49° 5,51° 0,93°
Uranüs0,77° 6,48° 1,02°
Neptün1,77° 6,43° 0,72°
Küçük
gezegenler		Plüton17,14° 11,88° 15,55°
Ceres10,59°  9,20°
Pallas34,83°  34,21°
Vesta5,58°  7,13°

Tanım

Bir gezegenin yörüngesel açısal momentum vektörünün büyüklüğü 'dır. Burada gezegenin yörünge yarıçapı (ağırlık merkezinden), gezegenin kütlesi ve yörünge açısal hızıdır. Jüpiter'in vektör büyüklüğü Güneş Sistemi'nin açısal momentumunun %60,3'üne katkıda bulunur. Ardından %24,5 ile Satürn, %7,9 ile Neptün ve %5,3 ile Uranüs gelir. Güneş tüm gezegenlere karşı bir denge oluşturur, bu nedenle Jüpiter bir tarafta ve diğer üç dev gezegeni diğer tarafta taban tabana zıt olduğunda çift merkeze yakındır, ancak tüm dev gezegenler diğer tarafta aynı hizada olduğunda Güneş çift merkezden 2,17 R☉ uzağa hareket eder. Güneş'in ve tüm dev olmayan gezegenlerin, uyduların ve küçük Güneş Sistemi cisimlerinin yörüngesel açısal momentumlarının yanı sıra Güneş de dahil olmak üzere tüm cisimlerin eksenel dönüş momentumlarının toplamı sadece yaklaşık %2'dir.

Eğer tüm Güneş Sistemi cisimleri noktasal kütleler olsalardı ya da küresel simetrik kütle dağılımına sahip katı cisimler olsalardı ve Samanyolu Galaksisi'nin düzensiz çekiminden kaynaklanan hiçbir dış etki olmasaydı, o zaman sadece yörüngeler üzerinde tanımlanan değişmeyen düzlem gerçekten değişmez olurdu ve eylemsiz bir referans çerçevesi oluştururdu. Ancak neredeyse hiçbiri böyle değildir, gelgit sürtünmesi ve cisimlerin küresel olmaması nedeniyle eksenel dönüşlerden yörünge dönüşlerine çok az miktarda momentum aktarılmasına izin verir. Bu da yörünge açısal momentumunun büyüklüğünde bir değişikliğe ve dönme eksenleri yörünge eksenlerine paralel olmadığından yönünün değişmesine (presesyon) neden olur.

Bununla birlikte, bu değişiklikler sistemin toplam açısal momentumuna kıyasla son derece küçüktür ve bu etkilere rağmen neredeyse korunur. Hemen hemen tüm nedenlerle, sadece dev gezegenlerin yörüngelerinden tanımlanan düzlem, Newton dinamiğinde çalışırken, Güneş Sistemi'ni terk eden materyal ve kütleçekim dalgalarıyla fırlatılan daha da küçük miktarlardaki açısal momentumu ve yakınından geçen diğer yıldızlar, Samanyolu galaktik gelgitleri vb. tarafından Güneş Sistemi'ne uygulanan son derece küçük torkları da göz ardı ederek değişmez olarak kabul edilebilir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "MeanPlane (invariable plane) for 142400/01/01". 8 Nisan 2009. 3 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009. 
  2. ^ "MeanPlane (invariable plane) for 168000/01/01". 6 Nisan 2009. 3 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009. 
  3. ^ "invariable plane". Oxford Reference (İngilizce). doi:10.1093/oi/authority.20110803100009480. 6 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Kasım 2023. 
  4. ^ Souami, D.; Souchay, J. (1 Temmuz 2012). "The solar system's invariable plane". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 543: A133. doi:10.1051/0004-6361/201219011. ISSN 0004-6361. 4 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Kasım 2023. 
  5. ^ Tremaine, S.; Touma, J.; Namouni, F. (2009). "Satellite dynamics on the Laplace surface". The Astronomical Journal. 137 (3). ss. 3706-3717. arXiv:0809.0237 $2. Bibcode:2009AJ....137.3706T. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3706. 
  6. ^ La Place, P.-S., Marquis de (1829) [1799–1825]. Celestial Mechanics. Bowditch, Nathaniel tarafından çevrildi. volume I, chapter V, esp. page 121. 
  7. ^ Heider, K.P. (3 April 2009). "The mean plane (invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 3 June 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 April 2009. 
    produced using
    Vitagliano, Aldo. "Solex 10" (computer program). Università degli Studi di Napoli Federico II. 2015-05-24 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2010-11-23. 

İlave okuma

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Merkür</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın ve sistem içerisindeki en küçük gezegen

Merkür, Güneş Sistemi'ndeki en küçük ve Güneş'e en yakın gezegendir. Adını, ticaret ve iletişim tanrısı ve tanrıların habercisi olan antik Roma tanrısı Mercurius'tan (Mercury) almıştır. Yüzey kütleçekimi yaklaşık olarak Mars ile aynı olan bir karasal gezegen olarak sınıflandırılır. Yüzeyi, milyarlarca yıldır biriken sayısız çarpma olayının bir sonucu olarak yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. En büyük krateri olan Caloris Planitia, 1.550 km (960 mi) çapındadır ve gezegenin çapının üçte biri kadardır. Dünya'nın uydusu Ay'a benzer şekilde Merkür'ün yüzeyi, bindirme faylarından kaynaklanan geniş bir uçurum sistemi (yarıklar) ve çarpma olayı kalıntıları tarafından oluşturulan parlak ışın sistemleri sergiler.

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter</span> Güneş Sisteminde yer alan en büyük gezegen

Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Güneş'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devi sınıfına girmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<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">Tutulum</span>

Tutulum, ekliptik veya tutulum düzlemi ya da ekliptik düzlem, Dünya'nın Güneş etrafındaki yörünge düzlemidir. Dünya'da bulunan bir gözlemcinin bakış açısından, Güneş'in bir yıl boyunca gök küre etrafındaki hareketi, yıldızların arka planına karşı ekliptik boyunca bir yol izler. Ekliptik önemli bir referans düzlemidir ve ekliptik koordinat sisteminin temelidir.

<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">Dairesel yörünge</span>

Astrodinamikte dışmerkezliği sıfıra eşit olan eliptik yörünge olarak özetlenebilecek dairesel yörünge, tanım olarak fizikte sabit eksen etrafında rotasyonun tipik bir örneğidir. Burada bahsedilen eksen, hareket düzlemine dik olarak kütle merkezlerinden geçen doğrudur.

<span class="mw-page-title-main">Eris (cüce gezegen)</span> Güneş Sistemindeki 2. en büyük cüce gezegen

Eris, Güneş Sistemi'nde bilinen en kütleli ve ikinci en büyük cüce gezegendir. Dağınık diskte bulunan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO) ve yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Apsis (astronomi)</span> Bir cismin yörüngesindeki en uzak ve en yakın nokta

Apsis, 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.

<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">Gliese 876</span>

Gliese 876, Kova takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 15 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kırmızı cüce yıldızdır. 2011 yılında yıldızı yörüngeleyen dört güneş dışı gezegen onaylanmıştır. Orta gezegenlerin ikisi Jüpiter benzeri iken, en yakın gezegenin küçük bir Neptüne ya da geniş bir karasal gezegene benzediği, en dıştaki gezegeninse kütlece Uranüs'e benzediği düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Kütleçekimsel dalga</span>

Kütleçekimsel dalga veya kütleçekim dalgası (KÇD), fizikte uzayzaman eğriliğinde oluşan kırışıklık olup kaynağından dışarıya doğru bir dalga olarak yayılır. Albert Einstein tarafından 1915'te varlığı öngörülen bu dalgalar, Genel Relativite Teorisi'ne dayanarak kütleçekimsel ışıma şeklinde enerji naklederler. Tespit edilebilir kütleçekimsel dalga kaynakları, beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik içeren çift yıldız sistemleri olabilir. Kütleçekimsel dalgaların varlığı, kendisiyle fiziksel etkileşimlerin yayılma hızını sınırlama kavramını getiren ve genel relativite ile ilgili Lorentz değişmezliğinin muhtemel bir sonucudur. Bu dalgaların, etkileşim hızını sonsuz olarak kabul eden Newton'un Çekim Teorisi'nde varlığı mümkün değildir.

<span class="mw-page-title-main">Yığılma diski</span> büyük bir merkezi cisim etrafında yörüngesel hareket halinde dağılmış olan malzeme tarafından oluşturulmuş bir yapı

Yığılma diski, büyük bir merkezi cisim etrafında yörüngesel hareket halinde dağılmış olan malzeme tarafından oluşturulmuş bir yapıdır. Bu merkezi cisim sıklıkla bir yıldızdır. Sürtünme kuvveti, dengesiz ışınım, manyetik hidrodinamik etkiler ve diğer kuvvetler, diskteki yörüngede bulunan malzemenin merkezi cisme doğru sarmal bir yapı oluşturmasına yol açan kararsızlıklara neden olur. Kütle çekimi ve sürtünme kuvvetleri malzemeyi sıkıştırarak sıcaklığını yükseltir ve elektromanyetik radyasyon yayılmasına neden olur. Bu radyasyonun frekans aralığı, merkezi cismin kütlesine bağlıdır. Spektrumun X ışını kısmındaki nötron yıldızları ve kara delikler etrafında bulunan genç yıldızlar ve önyıldızların yığılma diskleri, kızılötesinde ışık saçar. Yığılma disklerindeki salınım modlarının incelenmesi diskosismoloji olarak adlandırılır.

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

Tutulma, bir astronomik objenin geçici olarak önüne engel gelerek kapanması sonucu oluşur ki bu ya önüne başka bir cisim gelmesi ya da gözlemci ve objenin arasına başka bir cisim gelmesi ile olur.

<span class="mw-page-title-main">Çıkış düğümü boylamı</span> uzayda bir nesnenin yörüngesini belirtmek için kullanılan yörünge elemanlarından biri

Çıkış düğümü boylamı, bir nesnenin uzaydaki yörüngesini belirtmek için kullanılan yörünge ögelerinden biridir. Belirtilen bir referans düzleminde ölçüldüğü gibi, boylamın orijini olarak adlandırılan belirli bir referans yönünden çıkış düğümün yönüne olan açıdır. Çıkış düğümü, bitişik görüntüde görüldüğü gibi, nesnenin yörüngesinin referans düzleminden geçtiği noktadır. Yaygın olarak kullanılan referans düzlemleri ve boylamın kökenleri şunları içerir:

Referans düzlemi, gök mekaniğinde yörünge öğelerini tanımlarken kullanılan bir düzlemdir. Referans düzlemine göre tanımlanan iki ana yörünge öğesi yörünge eğikliği ve çıkış düğümü boylamıdır.

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

Yörünge düzlemi, dönen bir cismin yörüngesinin içinde bulunduğu geometrik bir düzlemdir. Bir yörünge düzlemini belirlemek için üç doğrusal nokta yeterlidir. Büyük bir cismin yörüngesinde hareket etmekte olan bir gökcisminin iki farklı zaman veya noktası bu ölçüme bir referans olabilir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegensel göç</span>

Gezegensel göç, bir yıldızın çevresindeki bir gezegen veya diğer bir nesnenin yakın bölgelerdeki gezegenimsiler veya gaz diski ile etkileşime girmesi sonucu özellikle yarı büyük eksenleri veya diğer yörünge parametlerinin bozuluma uğramasıyla meydana gelmektedir. Gezegensel göç, sıcak Jüpiterlerin en olası açıklamasıdır. Ön gezegen diskinden gezegen oluşumuna ilişkin genel kabul gören teori, bu tür dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın oluşamayacağını, nitekim bu kadar küçük yarıçaplarda yeterli kütle bulunmadığını ve sıcaklığın kayalık veya buzlu gezegenimsilerin oluşumuna izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu öngörmektedir.

Laplace düzlemi veya Laplasyan düzlem, adını kaşifi Pierre-Simon Laplace'tan (1749-1827) alan ve bir gezegen uydusunun anlık yörünge düzleminin ekseni etrafında döndüğü ortalama ya da referans düzlemdir.

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

Yörünge durum vektörleri veya durum vektörleri, gök mekaniği ve yörünge mekaniğinde, konum ve hız kartezyen vektörlerin zaman (devir) ile birlikte uzaydaki yörüngede bulunan bir cismin benzersiz şekildeki gidim izinin belirlenmesidir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.