Çıkış düğümü boylamı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Yörünge ögeleri diyagramının bir parçası olarak çıkış düğümün boylamı (parlak yeşil).

Çıkış düğümü boylamı (☊ veya Ω), 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.[1] Çıkış düğümü, bitişik görüntüde görüldüğü gibi, nesnenin yörüngesinin referans düzleminden geçtiği noktadır. Yaygın olarak kullanılan referans düzlemleri ve boylamın kökenleri şunları içerir:

  • Yer merkezli yörüngeler için, referans düzlemi olarak Dünya'nın ekvator düzlemi ve boylamın başlangıcı olarak Koç'un ilk noktası. Bu durumda boylam, çıkış düğümün sağ açıklığı (RAAN) olarak da adlandırılır. Açı, Koç'un ilk noktasından düğüme doğuya doğru (veya kuzeyden görüldüğü gibi saat yönünün tersine) ölçülür.[2][3] Bir alternatif, uzay aracının ekvatoru geçtiği yerel ortalama zamana dayanan, çıkış düğümün yerel saatidir (LTAN). Diğer gezegenlerin etrafındaki uydular için de benzer tanımlar mevcuttur (bkz. Gezegen koordinat sistemleri).
  • Güneş merkezli yörüngeler için, referans düzlemi olarak ekliptik ve boylamın başlangıcı olarak Koç'un ilk noktası. Açı, Koç'un ilk noktasından düğüme kadar saat yönünün tersine (ekliptiğin kuzeyinden görüldüğü gibi) ölçülür.[2]
  • Güneş Sistemi dışındaki yörüngeler için, referans düzlemi olarak ilgi noktasında (gök düzlemi olarak adlandırılır) gökküresine teğet olan düzlem ve kuzey (yani, gözlemciden kuzey gök kutbuna yönün dik izdüşümü) gökyüzü düzlemine) boylamın kökeni olarak. Açı, kuzeyden düğüme doğuya doğru (veya gözlemci tarafından görüldüğü gibi saat yönünün tersine) ölçülür.[4], pp. 40, 72, 137; [5], chap. 17.

Sadece görsel gözlemlerden bilinen çift yıldız durumunda, hangi düğümün yükseldiğini ve hangi düğümün alçaldığını söylemek mümkün değildir. Bu durumda kaydedilen yörünge parametresi basitçe düğümün boylamı, Ω olarak etiketlenir ve boylamı 0 ile 180 derece arasında olan düğümün boylamını temsil eder.[5], chap. 17;[4], p. 72.

Durum vektörlerinden hesaplama[değiştir | kaynağı değiştir]

Astrodinamikte, yükselen düğümün boylamı, belirli bağıl açısal momentum vektöründen h aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

Burada n = ⟨nx, ny, nz⟩ artan düğüme doğru işaret eden bir vektördür. Referans düzleminin xy düzlemi olduğu varsayılır ve boylamın orijini pozitif x ekseni olarak alınır. k, xy referans düzleminin normal vektörü olan birim vektördür (0, 0, 1).

Eğik olmayan yörüngeler için (eğiklik sıfıra eşit), Ω tanımsızdır. Hesaplama için, o zaman, geleneksel olarak, sıfıra eşittir; yani, yükselen düğüm, n'nin pozitif x eksenini göstermesine izin vermeye eşdeğer olan referans yönünde yerleştirilir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Parameters Describing Elliptical Orbits 9 Ekim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., web page, accessed 17 Mayıs 2007.
  2. ^ a b Orbital Elements and Astronomical Terms 2007-04-03 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Robert A. Egler, Dept. of Physics, North Carolina State University. Web page, accessed 17 Mayıs 2007.
  3. ^ Keplerian Elements Tutorial 14 Ekim 2002 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., amsat.org, accessed 17 Mayıs 2007.
  4. ^ a b The Binary Stars, R. G. Aitken, New York: Semi-Centennial Publications of the University of California, 1918.
  5. ^ a b Celestial Mechanics 6 Temmuz 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Jeremy B. Tatum, on line, accessed May 17, 2007.