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 $d R / d t$ zaman değişim oranının, yani radyal hızının kütle ile çarpımıdır.

Cisim		Eğiklik
Cisim		Ekliptik	Güneş ekvatoru	Değişmeyen düzlem^[7]
Karasal	Merkür	7,01°	3,38°	6,34°
	Venüs	3,39°	3,86°	2,19°
	Dünya	0°	7,155°	1,57°
	Mars	1,85°	5,65°	1,67°
Gaz ve Buz devleri	Jüpiter	1,31°	6,09°	0,32°
	Satürn	2,49°	5,51°	0,93°
	Uranüs	0,77°	6,48°	1,02°
	Neptün	1,77°	6,43°	0,72°
Küçük gezegenler	Plüton	17,14°	11,88°	15,55°
	Ceres	10,59°		9,20°
	Pallas	34,83°		34,21°
	Vesta	5,58°		7,13°

Tanım

Bir gezegenin yörüngesel açısal momentum vektörünün büyüklüğü $L=R^{2}M{\dot {\theta }}$ 'dır. Burada $R$ gezegenin yörünge yarıçapı (ağırlık merkezinden), $M$ gezegenin kütlesi ve ${\dot {\theta }}$ 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

^ "MeanPlane (invariable plane) for 142400/01/01". 8 Nisan 2009. 3 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009.
^ "MeanPlane (invariable plane) for 168000/01/01". 6 Nisan 2009. 3 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009.
^ "invariable plane". Oxford Reference (İngilizce). doi:10.1093/oi/authority.20110803100009480. 6 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Kasım 2023.
^ 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.
^ 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.
^ La Place, P.-S., Marquis de (1829) [1799–1825]. Celestial Mechanics. Bowditch, Nathaniel tarafından çevrildi. volume I, chapter V, esp. page 121.
^ 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

Souami, D.; Souchay, J. (2012). "The solar system's invariable plane" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 543: A133. doi:10.1051/0004-6361/201219011.

[mean142k4-1] "MeanPlane (invariable plane) for 142400/01/01". 8 Nisan 2009. 3 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009.

[mean168k-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.

[meanplane-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.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]