Enberi açısı sayfasının kaynağını görüntüle

[[Dosya:Orbit1.svg|sağ|küçükresim|upright=1.36|Bu diyagramda [[yörünge düzlemi]] (sarı) bir [[referans düzlemi]]yle (gri) kesişiyor. Dünya yörüngesindeki uydular için referans düzlemi genellikle Dünya'nın [[Gök ekvatoru|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 [[Apsis (astronomi)|enberi noktası]] arasındaki açıdır.]]
{{Astrodinamik}}

'''Enberi açısı''' (ayrıca '''enberi argümanı''', '''galaktik enberi argümanı''' veya '''perifokus argümanı''' olarak da adlandırılır), ω olarak sembolize edilir ve yörüngede dönen bir cismin [[Yörünge öğeleri]]nden biridir. Parametrik olarak ω, cismin [[Çıkış düğümü boylamı|çıkış düğümünden]] [[Apsis (astronomi)|enberi noktasına]] kadar olan ve hareket yönünde ölçülen açıdır.

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

0°'lik bir enberi açısı, yörüngedeki cismin [[referans düzlemi]]ni 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 boylamı]]na enberi açısının eklenmesi [[enberi boylamı]]nı verir. Bununla birlikte, özellikle [[çift yıldız]]lar ve [[ötegezegen]]lerle ilgili tartışmalarda, "enberi açısı" veya "periastron açısı" terimleri genellikle "[[enberi boylamı]]" ile eş anlamlı olarak kullanılır.

== Hesaplama ==
[[Yörünge mekaniği|Astrodinamikte]], enberi açısı ''ω'' aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

: <math>\omega = \arccos{{\mathbf{n} \cdot \mathbf{e}} \over {\mathbf{\left| n \right|} \mathbf{\left| e \right|}}}</math>
:: ''e<sub>z</sub>'' < 0 ise ''ω'' → 2{{pi}} − ''ω'' olur.

burada:

* '''n''' çıkış düğümüne doğru işaret eden bir vektördür (yani, n'nin z bileşeni sıfırdır),
* '''e''' [[dışmerkezlik vektörü]]dür (enberi noktasına doğru yönelen bir vektör).

[[Çıkış düğümü boylamı|Çıkış düğümü]] olmayan yani [[yörünge eğikliği]] bulunmayan [[Gök ekvatoru|ekvatoral yörüngeler]] söz konusu olduğunda, bu açı kesinlikle tanımsızdır. Ancak, [[çıkış düğümü boylamı]]nı Ω 0 olarak ayarlama geleneği takip edilirse, ω değeri iki boyutlu senaryodan takip edilir:<math display="block">\omega = \operatorname{atan2}\left(e_y, e_x\right)</math>

:: Yörünge saat yönündeyse (ör. ('''r''' × '''v''')<sub>''z''</sub> < 0) o zaman ''ω'' → 2{{pi}} − ''ω'' olarak hesap yapılır.

burada:

* ''e<sub>x</sub>'' ve ''e<sub>y,</sub>'' 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Thervfit ''Code'': A Detailed Adaptive Simulated Annealing Code for Fitting Binaries and Exoplanets Radial Velocities|sayı=952|sayfalar=567-582|dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|yıl=2015|cilt=127|doi=10.1086/682056|ad2=Mercedes|ad3=María|soyadı2=López-Morales|soyadı3=Jesús Arévalo Morales|ad1=Ramón|soyadı1=Iglesias-Marzoa|arxiv=1505.04767|bibcode=2015PASP..127..567I}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Batman: BAsic Transit Model cAlculatioN in Python|sayı=957|sayfalar=1161-1165|dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|yıl=2015|cilt=127|doi=10.1086/683602|ad1=Laura|soyadı1=Kreidberg|bibcode=2015PASP..127.1161K|arxiv=1507.08285|s2cid=7954832}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=EXOFAST: A Fast Exoplanetary Fitting Suite in IDL|sayı=923|sayfalar=83|dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|yıl=2013|cilt=125|doi=10.1086/669497|ad2=B. Scott|ad3=Eric|soyadı2=Gaudi|soyadı3=Agol|ad1=Jason|soyadı1=Eastman|bibcode=2013PASP..125...83E|arxiv=1206.5798|s2cid=118627052}}</ref>

== Ayrıca bakınız ==

* [[Kubbemsi yalpalanma]]
* [[Kepler yörüngesi]]
* [[Yörünge mekaniği]]
* [[Yörünge ögeleri]]
* [[Yörünge düğümü]]

== Kaynakça ==
{{kaynakça}}
{{Yörüngeler}}

[[Kategori:Gök mekaniği]]
[[Kategori:Astrodinamik]]