Ağırlık_merkezi_(astronomi)

"Barycenter veya çift merkezi" buraya yönlendirilmektedir. Fizikte genel kullanımı için Kütle merkezi sayfasına bakınız. Çift merkez animasyonları 90 Antiope asteroid sistemi gibi benzer kütleye sahip iki cisim Plüton ve Charon gibi kütleleri biraz farklı iki cisim Dünya ve Ay gibi kütleleri arasında önemli fark olan iki cisim Güneş ve Dünya gibi kütleleri arasında aşırı fark olan iki cisim Aynı kütleye sahip iki cismin eksantrik eliptik yörüngeleri, ikili yıldızlar için yaygındır Yörünge mekaniği Yörünge mekaniği Yörünge öğeleri Apsis Enberi açısı Dışmerkezlik Yörünge eğikliği Ortalama ayrıklık Yörünge düğümü Yarı büyük eksen Gerçek anomali Dışmerkezliğe göre iki cisim problemi Dairesel yörünge Eliptik yörünge Transfer yörüngesi ( Hohmann transfer yörüngesi Bi-elliptic transfer yörüngesi ) Parabolik yörünge Hiperbolik yörünge Radyal yörünge Yörünge bozulması Denklemler Dinamik sürtünme Kurtulma hızı Kepler denklemi Kepler'in gezegensel hareket yasaları Yörünge süresi Yörünge hızı Yüzey kütle çekimi Spesifik yörünge enerjisi Vis-viva denklemi Gök mekaniği Yerçekimi etkileri Çift merkezi Hill küresi Tedirginlik Etki alanı N-cisim yörünge Lagrange noktası ( Halo yörünge ) Lissajous yörünge Lyapunov kararlılığı Mühendislik ve verimlilik Uçuş öncesi mühendisliği Kütle oranı Yük oranı İtici madde kütle oranı Tsiolkovsky roket denklemi Verimlilik önlemleri Kütle çekimsel sapan Oberth etkisi g t d Astronomide çift merkezi (barisenter, yalpalama merkezi, kütle merkezi veya ağırlık merkezi ; Eski Yunanca βαρύς (barús) 'ağır' ve κέντρον (kéntron) 'merkez') [ 1 ] birbirinin yörüngesinde dönen iki veya daha fazla cismin kütle merkezidir ve cisimlerin etrafında döndüğü noktadır. Çift merkez fiziksel bir nesne değil, dinamik bir noktadır. Astronomi ve astrofizik gibi alanlarda önemli bir kavramdır. Bir cismin kütle merkezinden çift merkeze olan mesafesi iki cisim problemi olarak hesaplanabilir. Yörüngede dönen iki cisimden biri diğerinden çok daha büyükse ve cisimler birbirine nispeten yakınsa, çift merkez tipik olarak daha büyük kütleli cismin içinde yer alacaktır. Bu durumda, iki cisim aralarında bir nokta etrafında dönüyor gibi görünmek yerine, daha az kütleli cisim daha kütleli cismin etrafında dönüyor gibi görünürken, daha kütleli cismin hafifçe yalpaladığı gözlemlenebilir. Bu durum, Dünya-Ay sistemi için geçerlidir; Dünya'nın merkezinden ortalama 4.671 km (2.902 mi) uzakta bulunan bu merkez, Dünya'nın 6.378 km (3.963 mi) olan yarıçapının %75'ine denk gelmektedir. İki cisim benzer kütlelere sahip olduğunda, çift merkez genellikle cisimlerin aralarındaki bir noktada yer alacak ve her iki cisim de onun etrafında dönecektir. Bu durum Plüton ve Plüton'un doğal uydularından biri olan Charon 'un yanı sıra birçok ikili asteroit ve ikili yıldız için de geçerlidir. Daha az kütleli nesne uzakta olduğunda, çift merkez daha kütleli nesnenin dışında yer alabilir. Jüpiter ve Güneş için durum böyledir; Güneş Jüpiter'den bin kat daha büyük olmasına rağmen, aralarındaki nispeten büyük mesafe nedeniyle çift merkezleri Güneş'in biraz dışındadır. [ 2 ] Astronomide çift merkezli koordinatlar , kökeni belirli iki veya daha fazla cismin merkez noktası olan ve dönmeyen konumlardır. Uluslararası Göksel Referans Sistemi (ICRS), Güneş Sistemi 'nin çift merkezini merkez alan çift merkezli bir koordinat sistemidir.

İki cisim problemi Ana madde: İki cisim problemi Çift merkez, her cismin eliptik yörüngesinin odaklarından biridir. Bu, astronomi ve astrofizik alanlarında önemli bir kavramdır. İki cisimli basit bir durumda, birincil merkezden çift merkeze olan uzaklık, r1 , şu şekilde hesaplanır: r 1 = a ⋅ m 2 m 1 + m 2 = a 1 + m 1 m 2 {\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}}} bu formülde: r 1 ana cismin merkezinden ağırlık merkezine olan mesafedir a iki cismin merkezleri arasındaki mesafedir m 1 ve m 2 iki cismin kütleleridir . İkincil yörüngenin yarı büyük ekseni r 2 , r 2 = a − r 1 formülü ile hesaplanır. Çift merkez daha büyük kütleli cismin içinde yer aldığında, bu cisim fark edilebilir bir yörüngeyi takip etmek yerine "yalpalıyor" gibi görünecektir. Birincil-ikincil örnekler Aşağıdaki tabloda Güneş Sisteminden bazı örnekler verilmiştir. Rakamlar üç özel işarete yuvarlanarak verilmiştir. "Birincil" ve "ikincil" terimleri, ilgili aktörler arasında ayrım yapmak için kullanılmıştır; büyük olan birincil, küçük olan ise ikincil aktördür. m 1 Dünya kütlelerindeki birincil kütlenin kütlesi ( M 🜨 ) m 2 Dünya kütlelerindeki ikincil kütlenin kütlesi ( M 🜨 ) a (km) iki cismin merkezleri arasındaki ortalama yörünge mesafesidir r 1 (km) birincilin merkezinden çift merkeze olan mesafedir R 1 (km) birincil yarıçapıdır r 1 / R 1 birden küçük bir değer, çift merkezinin birincilin içinde olduğu anlamına gelir Birincil-İkincil örnekler Birincil m 1 ( M 🜨 ) İkincil m 2 ( M 🜨 ) a ( km ) r 1 (km) R 1 (km) r 1 / R 1 Dünya 1 Ay 0,0123 384.000 4.670 [ 3 ] 6.380 0,732 [ a ] Plüton 0,0021 Charon 0,000254 (0,121 M ♇ ) 19.600 2.110 1.150 1,83 [ b ] Güneş 333.000 Dünya 1 150.000.000 (1 AU ) 449 696.000 0,000646 [ c ] Güneş 333.000 Jüpiter 318 (0,000955 M ☉ ) 778.000.000 (5,20 AU) 742.000 696.000 1,07 [ 4 ] [ d ] Güneş 333.000 Satürn 95,2 1.430.000.000 (9,58 AU) 409.000 696.000 0,588 ↑ Dünya'nın gözle görülür bir "sallantısı" vardır. Ayrıca bkz. Gelgit . ↑ Plüton ve Charon bazen ikili bir sistem olarak kabul edilir çünkü çift merkezleri her iki cismin de içinde yer almaz. ↑ Güneş'in yalpalaması zorlukla algılanabilir. ↑ Güneş, yüzeyinin hemen üzerindeki bir ağırlık merkezinin etrafında döner. Güneş örneği Güneş Sistemi'nin ağırlık merkezinin Güneş'e göre hareketi Eğer halihazırda geçerli olan m 1 ≫ m 2 durumunda oran r 1 / R 1 'dir : a R 1 ⋅ m 2 m 1 . {\displaystyle {\frac {a}{R_{1}}}\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}}}.} Bu nedenle, Güneş-gezegen sisteminin çift merkezi yalnızca aşağıda hesaplanmakta olan durumlarda Güneş'in dışında olacaktır: a R ⊙ ⋅ m p l a n e t m ⊙ > 1 ⇒ a ⋅ m p l a n e t > R ⊙ ⋅ m ⊙ ≈ 2.3 × 10 11 m ⊕ km ≈ 1530 m ⊕ AU {\displaystyle {a \over R_{\odot }}\cdot {m_{\mathrm {planet} } \over m_{\odot }}>1\;\Rightarrow \;{a\cdot m_{\mathrm {planet} }}>{R_{\odot }\cdot m_{\odot }}\approx 2.3\times 10^{11}\;m_{\oplus }\;{\mbox{km}}\approx 1530\;m_{\oplus }\;{\mbox{AU}}} — yani gezegenin kütlesinin büyük ve Güneş'e olan mesafesinin fazla olduğu durumda bu gerçekleşir.. Eğer Jüpiter Merkür 'ün yörüngesine sahip olsaydı ( 57.900.000 km, 0,387 AU ), Güneş-Jüpiter çift merkezi Güneş'in merkezinden yaklaşık 55.000 km uzakta olurdu ( r 1 / R 1 ≈ 0.08 ). Ancak Dünya Eris 'in yörüngesine sahip olsaydı bile ( 1,02 × 10 10 km, 68 AU ), Güneş-Dünya çift merkezi yine de Güneş'in içinde olurdu (merkezden 30.000 km'nin biraz üzerinde). Güneş 'in gerçek hareketini hesaplamak için sadece dört dev gezegenin ( Jüpiter , Satürn , Uranüs , Neptün ) hareketlerinin dikkate alınması gerekir. Diğer tüm gezegenlerin, cüce gezegenlerin vb. katkıları ihmal edilebilir düzeydedir. Eğer dört dev gezegen Güneş'in aynı tarafında düz bir çizgi üzerinde olsalardı, birleşik kütle merkezi yaklaşık 1,17 güneş yarıçapında ya da Güneş yüzeyinden 810.000 km'nin biraz üzerinde olurdu. [ 5 ] Yukarıdaki hesaplamalar cisimler arasındaki ortalama mesafeye dayanmaktadır ve ortalama r1 değerini sağlamaktadır. Ancak tüm göksel yörüngeler eliptiktir ve cisimler arasındaki mesafe eksantrikliğe (e) bağlı olarak apsisler arasında değişir. Dolayısıyla, çift merkezin konumu da değişken olup, bazı sistemlerde çift merkezin bazen daha büyük cismin içinde bazen de dışında olması mümkündür. Bu durum şu hallerde ortaya çıkar: 1 1 − e > r 1 R 1 > 1 1 + e {\displaystyle {\frac {1}{1-e}}>{\frac {r_{1}}{R_{1}}}>{\frac {1}{1+e}}} Güneş-Jüpiter sistemi e Jüpiter = 0,0484 değeriyle birlikte yukarıdaki formüle göre 1,05<1,07<0,954 gerekliliğini sağlamamaktadır.

Göreli düzeltmeler Klasik mekanikte ( Newton kütleçekim kuramı ) bu tanım hesaplamaları kolaylaştırmakta ve bilinen hiçbir soruna yol açmamaktadır. Genel görelilikte (Einstein kütleçekim kuramı), karmaşıklıklar ortaya çıkar, çünkü makul yaklaşımlar dahilinde çift merkezi tanımlamak mümkün olsa da, ilişkili koordinat sisteminin farklı konumlardaki saat hızlarının eşitsizliğini tam olarak yansıtmamaktadır. Brumberg , genel görelilikte çift merkezli koordinatların nasıl kurulacağını açıklamaktadır. [ 6 ] Koordinat sistemleri bir dünya zamanı, yani telemetri ile ayarlanabilen küresel bir zaman koordinatı içerir. Benzer yapıdaki münferit saatler, farklı yerçekimi potansiyellerine maruz kaldıkları ya da farklı hızlarda hareket ettikleri için bu standartla uyuşmayacaktır, bu nedenle dünya zamanı, kendi kendine yerçekimi yapan tüm sistemden çok uzakta olduğu varsayılan ideal bir saatle senkronize edilmelidir. Bu zaman standardına Barisentrik Koordinat Zamanı (TCB [sic] ) adı verilir.

Bazi çift merkezli cisimlerin yörünge elemanları Güneş Sistemi'ndeki bazı nesneler için çift merkezli salınımlı yörünge elemanları aşağıda verilmiştir. [ 7 ] Nesne Yarı büyük eksen ( AU'da ) Apoapsis (AU'da) Yörünge dönemi (yıl) C/2006 P1 (McNaught) 2.050 4.100 92.600 C/1996 B2 (Hyakutake) 1.700 3.410 70.000 C/2006 M4 (Kuğu) 1.300 2.600 47.000 (308933) 2006 SQ 372 799 1.570 22.600 (87269) 2000 OO 67 549 1.078 12.800 90377 Sedna 506 937 11.400 2007 TG 422 501 967 11.200 Bu kadar yüksek eksantriklikteki nesneler için, çift merkezli koordinatlar belirli bir dönem için güneş merkezli koordinatlardan daha kararlıdır çünkü çift merkezli salınımlı yörünge Jüpiter'in 11,8 yıllık yörüngesinde nerede olduğundan büyük ölçüde etkilenmez. [ 8 ]