Periudha sinodike e revolucionit(S) e një planeti është intervali kohor midis dy konfigurimeve të tij të njëpasnjëshme me të njëjtin emër.
Periudha sidereale ose sidereale e revolucionit(T) e një planeti është periudha kohore gjatë së cilës planeti bën një rrotullim të plotë rreth Diellit në orbitën e tij.
Periudha sidereale e revolucionit të Tokës quhet viti sidereal (T☺). Një lidhje e thjeshtë matematikore mund të vendoset ndërmjet këtyre tre periudhave nga arsyetimi i mëposhtëm. Lëvizja këndore në orbitë në ditë është e barabartë për planetin dhe për Tokën. Dallimi midis zhvendosjeve këndore ditore të planetit dhe Tokës (ose Tokës dhe planetit) është zhvendosja e dukshme e planetit në ditë, pra për planetët më të ulët
për planetët e sipërm
Këto barazi quhen ekuacione të lëvizjes sinodike.
Vetëm periudhat sinodike të rrotullimeve të planetëve S dhe periudha sidereale e rrotullimit të Tokës mund të përcaktohen drejtpërdrejt nga vëzhgimet, d.m.th. vitin sideral T ☺. Periudhat e rrotullimit sidereal të planetëve T llogariten duke përdorur ekuacionin përkatës të lëvizjes sinodike.
Kohëzgjatja e një viti sidereal është 365.26... ditë mesatare diellore.
Kepleri ishte një mbështetës i mësimeve të Kopernikut dhe i vuri vetes detyrën për të përmirësuar sistemin e tij bazuar në vëzhgimet e Marsit, të cilat u kryen nga astronomi danez Tycho Brahe (1546-1601) për njëzet vjet dhe nga vetë Kepleri për disa vjet.
Në fillim, Kepler ndante besimin tradicional se trupat qiellorë mund të lëviznin vetëm në rrathë, dhe kështu ai kaloi shumë kohë duke u përpjekur të gjente një orbitë rrethore për Marsin.
Pas shumë vitesh llogaritjesh shumë intensive, duke braktisur keqkuptimin e përgjithshëm rreth rrotullimit të lëvizjeve, Kepler zbuloi tre ligje të lëvizjeve planetare, të cilat aktualisht janë formuluar si më poshtë:
1. Të gjithë planetët lëvizin në elips, në një nga fokuset (e përbashkët për të gjithë planetët) është Dielli.
2. Vektori i rrezes së planetit përshkruan zona të barabarta në intervale të barabarta kohore.
3. Katroret e periudhave sidereale të rrotullimeve të planetëve rreth Diellit janë në përpjesëtim me kubet e boshteve gjysmë të mëdha të orbitave të tyre eliptike.
Siç dihet, në një elips shuma e distancave nga cilado nga pikat e saj në dy pika fikse f 1 dhe f 2 të shtrira në boshtin e saj AP dhe të quajtur vatra është një vlerë konstante e barabartë me boshtin kryesor AP (Fig. 27). Distanca PO (ose OA), ku O është qendra e elipsës, quhet bosht gjysmë i madh , dhe raporti është ekscentriciteti i elipsës. Kjo e fundit karakterizon devijimin e elipsit nga një rreth për të cilin e = 0.
Orbitat e planetëve ndryshojnë pak nga rrathët, d.m.th. ekscentricitetet e tyre janë të vogla. Orbita e Venusit ka ekscentricitetin më të vogël (e = 0,007), ekscentriciteti më i madh është orbita e Plutonit (e = 0,247). Ekscentriciteti i orbitës së tokës është e = 0,017.
Sipas ligjit të parë të Keplerit, Dielli ndodhet në një nga vatrat e orbitës eliptike të planetit. Lëreni në Fig. 27, dhe ky do të jetë fokusi f 1 (C - Dielli). Atëherë thirret pika e orbitës P më afër Diellit perihelion, dhe pika A është më e largëta nga Dielli aphelion. Boshti kryesor i orbitës së AP quhet linjë apsi d, dhe linja f 2 P që lidh Diellin dhe planetin P në orbitën e tij është vektori i rrezes së planetit.
Largësia e planetit nga Dielli në perihelion
q = a (1 - e), (2.3)
Q = a (l + e). (2.4)
Distanca mesatare e planetit nga Dielli merret si boshti gjysmë i madh i orbitës.
Sipas ligjit të dytë të Keplerit, zona CP 1 P 2 e përshkruar nga vektori i rrezes së planetit me kalimin e kohës t afër perihelionit, është e barabartë me sipërfaqen e CP 3 P 4 të përshkruar prej tij për të njëjtën kohë t pranë afelionit (Fig. 27, b). Meqenëse harku P 1 P 2 është më i madh se harku P 3 P 4, atëherë, rrjedhimisht, planeti pranë perihelionit ka një shpejtësi më të madhe se afër afelit. Me fjalë të tjera, lëvizja e tij rreth Diellit është e pabarabartë.
Periudha anësore e qarkullimit(nga lat. sidus, yll; gjini. case sideris) - periudha kohore gjatë së cilës çdo trup satelitor qiellor bën një revolucion të plotë rreth trupit kryesor në lidhje me yjet. Koncepti i "periudhës sidereale të revolucionit" zbatohet për trupat që rrotullohen rreth Tokës - Hëna (muaji sidereal) dhe satelitët artificialë, si dhe për planetët, kometat, etj. që rrotullohen rreth Diellit.
Periudha sidereale quhet gjithashtu vit. Për shembull, viti i Mërkurit, viti i Jupiterit etj. Nuk duhet harruar se fjala “ vit“Mund të quhen disa koncepte. Kështu, nuk duhet ngatërruar vitin sidereal të tokës (koha e një rrotullimi të Tokës rreth Diellit) dhe vitin tropikal (koha gjatë së cilës ndryshojnë të gjitha stinët), të cilat ndryshojnë nga njëri-tjetri me rreth 20 minuta (ky ndryshim është kryesisht për shkak të precesionit të boshtit të tokës).
Tabela përfshin gjithashtu tregues për Hënën, asteroidët e brezit kryesor, planetët xhuxh dhe Sedna.
Planeti | Periudha siderale |
---|---|
Mërkuri | 87.97 ditë |
Venusi | 224.7 ditë |
Toka | 1 vit ose 365.2564 ditë |
Hëna (rreth Tokës) |
27,322 ditë |
Mars | 1.88 vjet |
Asteroidet (mesatare) |
4.6 vjet |
Jupiteri | 11.86 vjet |
Saturni | 29.46 vjeç |
Urani | 84.02 vjet |
Neptuni | 164.78 vjet |
Plutoni | 248.09 vjet |
Haumea | 285 vjet |
Bëj | 309.88 vjet |
Eris | 557 vjet |
Sedna | 12059 vjet |
|
2. Në shkencat okulte: që nga koha e Paracelsus, do të thotë "dalja nga forcat jashtëtokësore".
Periudha kohore gjatë së cilës Toka bën një orbitë rreth Diellit në raport me yjet fikse. Gjatësia e vitit sidereal është 365 ditë 6 orë 9 minuta dhe 9,54 sekonda, që është pak më e gjatë se viti diellor.
Periudha kohore gjatë së cilës Toka bën një rrotullim rreth boshtit të saj në lidhje me një pikë fikse në hapësirën e jashtme. Më saktësisht, dita sidereale fillon dhe mbaron kur meridiani lokal në çdo zonë të caktuar në Tokë kalon nëpër 0° Dashi (pika e pranverës). Për shkak të faktit se Toka lëviz rreth Diellit, ditët sidereale janë pak më të shkurtra se ditët e zakonshme diellore. Një ditë sidereale është 23 orë 56 minuta dhe 4,09 sekonda, dhe një orë sidereale është 1/24 e gjatësisë së një dite sidereale.
Zodiaku është një rrip i përbërë nga dymbëdhjetë shenja - Dashi, Demi, Binjakët, Gaforrja, Luani, Virgjëresha, Peshorja, Akrepi, Shigjetari, Bricjapi, Ujori dhe Peshqit. Emrat e shenjave korrespondojnë me brezin e dymbëdhjetë yjësive që rrethojnë sistemin diellor, të cilët disa mijëra vjet më parë i dhanë emrat e tyre zodiakut. Zodiaku sidereal, i quajtur edhe zodiaku fiks, vendoset aty ku janë në të vërtetë këto yjësi. Sistemi sidereal përdoret më së miri nga ata që praktikojnë astrologjinë hindu. Një tjetër zodiak u krijua nga Ptolemeu, astrologu-astronom i madh i antikitetit, i cili me këmbëngulje argumentoi se zodiaku duhet të fillojë (0° gradë Dashi duhet të jetë) në pikën ku ndodhet Dielli gjatë ekuinoksit pranveror. Për shkak të një fenomeni të njohur si precesioni i ekuinokseve, kjo pikë lëviz mbrapa shumë ngadalë çdo vit; Kështu, aktualisht 0° Dashi ndodhet afër fillimit të konstelacionit të Peshqve. Astrologët Ptolemaikë - shumica dërrmuese e astrologëve modernë perëndimorë - përdorin zodiakun tropikal (i quajtur i lëvizshëm për arsye të dukshme). Sidoqoftë, popullariteti i zodiakut sidereal është rritur ndjeshëm në Perëndim gjatë dhjetë viteve të fundit.
Periudha kohore gjatë së cilës Hëna bën një rrotullim rreth Tokës në lidhje me një pikë fikse në hapësirën e jashtme, veçanërisht në lidhje me një yll fiks (prandaj përkufizimi sidereal: në greqisht sidus do të thotë "yll"). Për shkak të lëvizjes së Tokës rreth Diellit, muajt sidereal janë më të shkurtër se muajt e matur nga një hënë e re në tjetrën. Një muaj sideral është i barabartë me 27 ditë, 7 orë, 43 minuta dhe 11.5 sekonda.
Periudha sidereale mbulon kohën që i duhet një trupi qiellor, siç është një planet, për të përfunduar një revolucion orbital, kur matet në sfondin e yjeve të palëvizshëm. Muajt sidereal (koha që i duhet Hënës për të bërë një revolucion) dhe vitet anësore (koha që i duhet Tokës për të bërë një revolucion) janë shembuj të periudhave anësore.
Shihni: Ditë Sidereale.
Koha anësore (nga fjala greke sidus - yll), si shumica e matjeve konvencionale të kohës, bazohet në lëvizjen rrotulluese dhe orbitale të Tokës. Megjithatë, ndryshe nga mënyrat e tjera të matjes së kalimit të kohës, koha sidereale përdor një pikë fikse në hapësirën e jashtme (zakonisht një nga yjet fikse; prandaj emri "sidereal") si pikë referimi për fillimin dhe fundin e një dite, muaji. , ose vit. Në të kundërt, ditët dhe vitet e zakonshme, si dhe muajt hënor (nga një hënë e re në tjetrën), përdorin pozicionet relative të Diellit, Hënës dhe Tokës që ndryshojnë vazhdimisht. Si rezultat, ka një ndryshim të vogël në gjatësi midis ditëve, muajve dhe viteve të zakonshme nga njëra anë dhe ditëve, muajve dhe viteve të zakonshme nga ana tjetër. Koha anësore, e cila përdoret edhe nga astronomët, përdoret në tabelat e pozicioneve planetare (ephemeris) si dhe në tabelat e shtëpive. Hapi i parë në ndërtimin e një grafiku natale është shndërrimi i kohës së lindjes në kohë të padëshiruar.
"Mekanika qiellore", siç quhej rëndom shkenca e yjeve në kohën e Isak Njutonit, u bindet ligjeve klasike të lëvizjes së trupave. Një nga karakteristikat e rëndësishme të kësaj lëvizjeje janë periudhat e ndryshme të rrotullimit të objekteve hapësinore në orbitat e tyre. Artikulli do të diskutojë periudhat sidereale dhe sinodike të revolucionit të yjeve, planetëve dhe satelitëve të tyre natyrorë.
Pothuajse të gjithë ne e dimë se planetët lëvizin në orbita eliptike rreth yjeve të tyre. Yjet, nga ana tjetër, orbitojnë rreth njëri-tjetrit ose rreth qendrës së Galaxy. Me fjalë të tjera, të gjitha objektet masive në hapësirë kanë trajektore të caktuara të lëvizjes, duke përfshirë kometat dhe asteroidet.
Një karakteristikë e rëndësishme për çdo objekt hapësinor është koha që duhet për të përfunduar një rrotullim të plotë përgjatë trajektores së tij. Kjo kohë zakonisht quhet periudhë. Më shpesh në astronomi, kur studiohet sistemi diellor, përdoren dy periudha: sinodike dhe sidereale.
Periudha kohore sidereale është koha që i duhet një objekti për të përfunduar orbitën e tij rreth yllit të tij, me një yll tjetër të largët të marrë si pikë referimi. Kjo periudhë quhet edhe reale, pasi kjo është vlera e kohës orbitale që do të marrë një vëzhgues i palëvizshëm, i cili do të monitorojë procesin e rrotullimit të objektit rreth yllit të tij.
Periudha sinodike është koha pas së cilës një objekt do të shfaqet në të njëjtën pikë në qiell kur shikohet nga çdo planet. Për shembull, nëse merrni Hënën, Tokën dhe Diellin dhe bëni pyetjen se sa kohë do t'i duhet që hëna të jetë në pikën e qiellit ku ndodhet aktualisht, përgjigja për këtë pyetje do të jetë vlera të periudhës sinodike të Hënës. Kjo periudhë quhet edhe e dukshme, pasi ndryshon nga periudha reale e orbitës.
Siç u përmend tashmë, sidereal është periudha reale e qarkullimit, dhe sinodike është ajo e dukshme, por cili është ndryshimi kryesor midis këtyre koncepteve?
I gjithë ndryshimi qëndron në numrin e objekteve në lidhje me të cilat matet karakteristika e kohës. Koncepti i "periudhës sidereale" merr parasysh vetëm një objekt relativ, për shembull, Marsi rrotullohet rreth Diellit, domethënë lëvizja konsiderohet vetëm në lidhje me një yll. Periudha kohore sinodike është një karakteristikë që merr parasysh pozicionin relativ të dy ose më shumë objekteve, për shembull, dy pozicione identike të Jupiterit në lidhje me një vëzhgues tokësor. Kjo do të thotë, këtu është e nevojshme të merret parasysh pozicioni i Jupiterit jo vetëm në lidhje me Diellin, por edhe në lidhje me Tokën, e cila gjithashtu rrotullohet rreth Diellit.
Për të përcaktuar periudhën reale të rrotullimit të një planeti rreth yllit të tij ose të një sateliti natyror rreth planetit të tij, është e nevojshme të përdoret e treta, e cila përcakton marrëdhënien midis periudhës reale të orbitës së objektit dhe gjysmës së gjatësisë së tij kryesore. boshti. Në përgjithësi, forma e orbitës së çdo trupi kozmik është një elips.
Formula për përcaktimin e periodës sidereale është: T = 2*pi*√(a3/(G*M)), ku pi = 3.14 është numri pi, a është gjysma e gjatësisë së boshtit kryesor të elipsit, G = 6.674*10-11 m3 /(kg*s2) - konstante gravitacionale universale, M - masa e objektit rreth të cilit ndodh rrotullimi.
Kështu, duke ditur parametrat orbital të çdo objekti, si dhe masën e yllit, mund të llogaritni lehtësisht periudhën reale të rrotullimit të këtij objekti përgjatë orbitës së tij.
Si për të llogaritur? Periudha sinodike e një planeti ose sateliti i tij natyror mund të llogaritet nëse e dini vlerën e periudhës së tij reale të revolucionit rreth objektit në fjalë dhe periudhën reale të rrotullimit të këtij objekti rreth yllit të tij.
Formula që lejon një llogaritje të tillë është: 1/P = 1/T ± 1/S, këtu P është periudha reale e rrotullimit të objektit në shqyrtim, T është periudha reale e rrotullimit të objektit në lidhje me të cilën Lëvizja po konsiderohet rreth yllit të saj, S - periudha kohore e panjohur sinodike.
Shenja "±" në formulë duhet të përdoret si më poshtë: nëse T > S, atëherë formula përdoret me shenjën "+", por nëse T< S, тогда нужно подставить знак "-".
Për të treguar se si të përdoret saktë shprehja e mësipërme, le të marrim si shembull rrotullimin e Hënës rreth Tokës dhe të llogarisim periudhën sinodike të revolucionit të Hënës.
Dihet se planeti ynë ka një periudhë reale orbitale rreth Diellit të barabartë me T = 365.256363 ditë. Nga ana tjetër, nga vëzhgimet mund të konstatohet se në qiell Hëna shfaqet në pikën në fjalë çdo S = 29.530556 ditë, domethënë kjo është periudha e saj sinodik. Që nga S< T, то формулу, связывающую разные периоды, следует брать со знаком "+", получаем: 1/P = 1/365,256363 + 1/29,530556 = 0,0366, откуда P = 27,3216 дней. Как можно видеть, Луна на 2 дня быстрее совершает свой оборот вокруг Земли, чем земной наблюдатель снова может ее увидеть в отмеченном месте на небосводе.