Enberi açısı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Bu diyagramda yörünge düzlemi (sarı) bir referans düzlemiyle (gri) kesişiyor. Dünya yörüngesindeki uydular için referans düzlemi genellikle Dünya'nın ekvator düzlemi, Güneş yörüngesindeki uydular için ise tutulum düzlemidir. İki düzlemin kesişim noktasına yörünge düğümü adı verilir. Referans düzlemi, referans yönü yani ilkbahar noktasıyla (♈︎) birlikte bir referans çerçevesi oluşturur. ω sembolüyle ifade edilen enberi açısı ise, çıkış düğümü boylamı ile enberi noktası arasındaki açıdır.

Enberi açısı (ayrıca enberi argümanı, galaktik enberi argümanı veya perifokus argümanı olarak da adlandırılır), 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.

Belirli yörünge türleri için, günberi açısı (güneş merkezli yörüngeler için), yerberi açısı (yer merkezli yörüngeler için), periastron açısı (yıldızların etrafındaki yörüngeler için) gibi terimler kullanılabilir (daha fazla bilgi için Apsis'e bakın).

0°'lik bir enberi açısı, yörüngedeki cismin referans düzlemini güneyden kuzeye geçtiği anda merkezi cisme en yakın yaklaşımda olacağı konum anlamına gelir. 90°'lik bir enberi açısı ise, yörüngedeki cismin referans düzleminden en kuzeydeki uzaklığında enberi noktası konumuna ulaşacağı anlamına gelir.

Çıkış düğümü boylamına enberi açısının eklenmesi enberi boylamını verir. Bununla birlikte, özellikle çift yıldızlar ve ötegezegenlerle ilgili tartışmalarda, "enberi açısı" veya "periastron açısı" terimleri genellikle "enberi boylamı" ile eş anlamlı olarak kullanılır.


Hesaplama[değiştir | kaynağı değiştir]

Astrodinamikte, enberi açısı ω aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

ez < 0 ise ω → 2πω olur.

burada:

  • n çıkış düğümüne doğru işaret eden bir vektördür (yani, n'nin z bileşeni sıfırdır),
  • e dışmerkezlik vektörüdür (enberi noktasına doğru yönelen bir vektör).

Çıkış düğümü olmayan yani yörünge eğikliği bulunmayan ekvatoral yörüngeler söz konusu olduğunda, bu açı kesinlikle tanımsızdır. Ancak, çıkış düğümü boylamını Ω 0 olarak ayarlama geleneği takip edilirse, ω değeri iki boyutlu senaryodan takip edilir:

Yörünge saat yönündeyse (ör. (r × v)z < 0) o zaman ω → 2πω olarak hesap yapılır.

burada:

  • ex ve ey, dışmerkezlik vektörünün (e) x- ve y- bileşenleridir.

Dairesel yörüngeler söz konusu olduğunda, genellikle enberi açısının yükselen düğüme yerleştirildiği ve bu nedenle ω = 0 olduğu varsayılır. Bununla birlikte, profesyonel ötegezegen bilimcileri arasında, dairesel yörüngeler için ω = 90 ° değeri sıklıkla varsayılır; bu, bir gezegenin alt kavuşum zamanının (geometri uygun olsaydı gezegenin geçeceği zaman olurdu) periastron zamanına eşit olması avantajına sahiptir.[1][2][3]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Iglesias-Marzoa, Ramón; López-Morales, Mercedes; Jesús Arévalo Morales, María (2015). "Thervfit Code: A Detailed Adaptive Simulated Annealing Code for Fitting Binaries and Exoplanets Radial Velocities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (952): 567-582. arXiv:1505.04767 $2. Bibcode:2015PASP..127..567I. doi:10.1086/682056.  Geçersiz |doi-access=free (yardım)
  2. ^ Kreidberg, Laura (2015). "Batman: BAsic Transit Model cAlculatioN in Python". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (957): 1161-1165. arXiv:1507.08285 $2. Bibcode:2015PASP..127.1161K. doi:10.1086/683602. 
  3. ^ Eastman, Jason; Gaudi, B. Scott; Agol, Eric (2013). "EXOFAST: A Fast Exoplanetary Fitting Suite in IDL". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (923): 83. arXiv:1206.5798 $2. Bibcode:2013PASP..125...83E. doi:10.1086/669497.