Dış merkezlik (astronomi)

küçükresim|250x250pik|Dışmerkezliğe göre eliptik yörüngeler Astrodinamikte, bir astronomik cismin yörünge eksantrikliği, başka bir cisim etrafındaki yörüngesinin mükemmel bir daireden ne kadar saptığını belirleyen boyutsuz bir parametredir. 0 değeri dairesel bir yörüngedir, 0 ile 1 arasındaki değerler eliptik bir yörünge oluşturur, 1 parabolik bir kaçış yörüngesidir (veya yakalama yörüngesi) ve 1'den büyük değerler hiperboldür. Her Kepler yörüngesi bir konik kesit olduğundan, terim adını konik kesitlerin parametrelerinden alır. Normalde izole edilmiş iki cisim problemi için kullanılır, ancak Galaksi boyunca bir rozet yörüngesini takip eden nesneler için uzantılar da mevcuttur. == Tanım == Ters-kare-yasa kuvvetine sahip iki cisim probleminde, her yörünge bir Kepler yörüngesidir. Bu Kepler yörüngesinin eksantrikliği, şeklini tanımlayan negatif olmayan bir sayıdır. Eksantriklik aşağıdaki değerleri alabilir: Dairesel yörünge: e = 0 Eliptik yörünge: 0 < e < 1 Parabolik yörünge: e = 1 Hiperbolik yörünge: e > 1 Eksantriklik (e) şu şekilde hesaplanır: : e = \sqrt{1 + \frac{2 E L^2}{m_\text{red}\, \alpha ^2}} Burada toplam yörünge enerjisi, açısal momentum, indirgenmiş kütle ve klasik fizikteki yerçekimi veya elektrostatik teorisinde olduğu gibi ters-kare yasası merkezi kuvvet katsayısıdır: : F = \frac{\alpha}{r^2} (\alpha Bu, çekici bir kuvvet için negatif, itici bir kuvvet için pozitiftir; Kepler problemi ile ilgilidir.) veya bir yerçekimi kuvveti durumunda; : e = \sqrt{1 + \frac{2 \varepsilon h^{2}}{\mu^2}} burada özgül yörünge enerjisi (toplam enerjinin indirgenmiş kütleye bölümü), toplam kütleye dayalı standart yerçekimi parametresi ve özgül göreli açısal momentumdur (açısal momentumun indirgenmiş kütleye bölümü). 0'dan 1'e kadar olan e değerleri için yörüngenin şekli giderek uzayan (veya daha düz) bir elipstir; 1'den sonsuza kadar olan e değerleri için yörünge, 180'den 0 dereceye azalan 2 arccsc(e) toplam dönüş yapan bir hiperbol dalıdır. Burada toplam dönüş, dönüş sayısına benzer, ancak açık eğriler içindir (hız vektörü tarafından kapsanan bir açı). Elips ve hiperbol arasındaki sınır durum, e 1'e eşit olduğunda, paraboldür. Radyal yörüngeler, eksantrikliğe göre değil yörüngenin enerjisine göre eliptik, parabolik veya hiperbolik olarak sınıflandırılır. Radyal yörüngeler sıfır açısal momentuma ve dolayısıyla bire eşit eksantrikliğe sahiptir. Enerji sabit tutulup açısal momentum azaltıldığında, eliptik, parabolik ve hiperbolik yörüngelerin her biri karşılık gelen radyal yörünge tipine yönelirken e 1'e yönelir (veya parabolik durumda 1 olarak kalır). İtici bir kuvvet için, radyal versiyon da dahil olmak üzere sadece hiperbolik yörünge geçerlidir. Eliptik yörüngeler için basit bir gösterge; \arcsin(e)'nin mükemmel bir dairenin eksantrikliği e olan bir elips'e izdüşüm açısını verdiğini gösterir. Örneğin, Merkür gezegeninin eksantrikliğini (e = 0,2056) görmek üzere, 11,86 derecelik izdüşüm açısını bulmak için ters sinüs hesaplamak yeterlidir. Daha sonra, herhangi bir dairesel nesneyi bu açıyla eğerek, izleyicinin gözüne yansıtılan bu nesnenin görünen elipsi aynı dışmerkezliğe sahip olacaktır. == Örnekler == 500px|küçükresim| Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ın önümüzdeki yıl içinde değişen yörünge dış merkezliliğinin grafiği. Merkür ve Mars'ın eksantriklikleri Venüs ve Dünya'nınkilerden çok daha büyük olduğu için oklar kullanılan farklı ölçekleri göstermektedir. Bu çizimdeki 0 noktası 2007 yılıdır. Dünya'nın yörüngesinin dışmerkezliği şu anda yaklaşık 'dir; yörüngesi neredeyse daireseldir. Venüs ve Neptün'ün eksantriklikleri daha da düşüktür. Yüz binlerce yıl boyunca, Dünya'nın yörüngesinin dışmerkezliği, gezegenler arasındaki yerçekimsel çekimlerin bir sonucu olarak yaklaşık ile neredeyse 0,058 arasında değişmiştir. Güneş sistemi cisimlerinin dışmerkezliği Cisim Dışmerkezlik Triton Venus Neptün Dünya Titan Uranüs Jüpiter Satürn Ay 1 Ceres 4 Vesta Mars 10 Hygiea Makemake Haumea Merkür 2 Pallas Pluto 3 Juno 324 Bamberga Eris Nereid Sedna Halley Kuy. Yıl. Hale-Bopp Kuy. Yıl Ikeya-Seki Kuy. Yıl. C/1980 E1 1,057 ʻOumuamua 1,20 C/2019 Q4 (Borisov) 3,5 Tabloda tüm gezegenler ve cüce gezegenler ile seçilmiş asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve uydular için değerler listelenmektedir. Merkür, Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenden daha büyük yörünge dışmerkezliğine sahiptir (e = ). Bu eksantriklik, Merkür'ün perihelion'da aphelion'a kıyasla iki kat daha fazla güneş radyasyonu alması için yeterlidir. 2006'da gezegen statüsünden düşürülmeden önce, Plüton en dışmerkezli yörüngeye sahip gezegen olarak kabul ediliyordu (e = 0,248). Diğer Neptün ötesi nesneler, özellikle cüce gezegen Eris (0,44) önemli bir dışmerkezliğe sahiptir. Daha da uzakta, Sedna, tahmini 937 AU enöte ve yaklaşık 76 AU enberi nedeniyle gibi son derece yüksek bir dışmerkezliğe sahiptir. Güneş Sistemi'ndeki asteroitlerin çoğunun yörünge dışmerkezlikleri 0 ile 0,35 arasındadır ve ortalama değerleri 0,17'dir. Nispeten yüksek dışmerkezlikleri muhtemelen Jüpiter'in etkisinden ve geçmişteki çarpışmalardan kaynaklanmaktadır. Ay'ın değeri olup, Güneş Sistemi'nin büyük uyduları arasında en dışmerkezli olanıdır. Dört Galilei uyduları 0,01'den daha az bir dış merkezliliğe sahiptir. Neptün'ün en büyük uydusu Triton'un dışmerkezliği 'dir. (), Güneş Sistemi'ndeki bilinen uydular arasında en küçük eksantrikliğe sahip olanıdır; yörüngesi mükemmel bir daireye yakındır. Bununla birlikte, daha küçük uydular, özellikle Neptün'ün üçüncü büyük uydusu Nereid (0,75) gibi düzensiz uydular önemli dışmerkezliğe sahip olabilir. Kuyruklu yıldızlar çok farklı dışmerkezlik değerlerine sahiptir. Periyodik kuyruklu yıldızların eksantriklikleri çoğunlukla 0,2 ile 0,7 arasındadır,ancak bazılarının eksantriklikleri 1'in hemen altında olan oldukça eksantrik eliptik yörüngeleri vardır; örneğin Halley Kuyruklu Yıldızı 0,967 değerine sahiptir. Periyodik olmayan kuyruklu yıldızlar neredeyse parabolik yörünge izler ve bu nedenle 1'e daha da yakın eksantrikliklere sahiptir. Örnekler arasında 0,995 değerine sahip Hale-Bopp Kuyruklu Yıldızı ve değerine sahip C/2006 P1 (McNaught) kuyruklu yıldızı bulunmaktadır. Hale–Bopp'un değeri 1'den küçük olduğu için yörüngesi eliptiktir ve sisteme geri dönecektir. McNaught gezegenlerin etkisi altındayken hiperbolik bir yörüngeye sahiptir, ancak yine de yaklaşık 105 yıllık bir yörünge periyoduyla Güneş'e bağlıdır. C/1980 E1 Kuyruklu Yıldızı 1,057 eksantriklik ile Güneş kökenli bilinen hiperbolik kuyruklu yıldızlar arasında en büyük eksantrikliğe sahiptir, ve sonunda Güneş Sistemi'ni terk edecektir. ʻOumuamua, Güneş Sistemi'nden geçtiği tespit edilen ilk yıldızlararası nesne'dir. Yörünge dış merkezliliğinin 1,20 olması, ʻOumuamua'nın Güneş'e hiçbir zaman kütleçekimsel olarak bağlı olmadığını gösterir. Dünya'dan 0,2 AU ( km; mi) uzaklıkta keşfedilmiştir ve yaklaşık 200 metre çapındadır. Yıldızlararası hızı (sonsuzdaki hızı) 26,33 km/s ( mph)'dir. == Ortalama dışmerkezlik == Bir nesnenin ortalama dışmerkezliği, belirli bir zaman aralığında pertürbasyonlar sonucu oluşan ortalama dışmerkezliktir. Neptün şu anda anlık (güncel devir) eksantrikliğe sahiptir, ancak 1800'den 2050'ye kadar ortalama eksantriklik 'dur. == İklimsel etki == Yörünge mekaniği, mevsimlerin süresinin Dünya'nın yörüngesinin gündönümleri ve ekinokslar arasında taranan alanıyla orantılı olmasını gerektirir, bu nedenle yörünge eksantrikliği aşırı olduğunda, yörüngenin uzak tarafında (enöte) meydana gelen mevsimlerin süresi önemli ölçüde daha uzun olabilir. Kuzey yarımkürede sonbahar ve kış, Dünya'nın maksimum hızda hareket ettiği en yakın yaklaşmada (enberi) meydana gelirken, güney yarımkürede bunun tam tersi olur. Sonuç olarak, kuzey yarımkürede sonbahar ve kış, ilkbahar ve yazdan biraz daha kısadır; ancak küresel anlamda bu durum ekvatorun altında daha uzun olmaları ile dengelenir. 2006 yılında Milankovitch döngüleri nedeniyle kuzey yarımkürede yaz, kıştan 4,66 gün, ilkbahar ise sonbahardan 2,9 gün daha uzundu. Kubbemsi yalpalanma da Dünya'nın yörüngesinde gündönümleri ve ekinoksların meydana geldiği yeri yavaşça değiştirir. Bu, yörüngesel salınım olarak da adlandırılan dönme eksenindeki değil, Dünya'nın yörüngesindeki yavaş bir değişimdir. Önümüzdeki yıl boyunca, kuzey yarımkürede kışlar giderek uzayacak ve yazlar kısalacaktır. Ancak, bir yarımküredeki soğuma etkisi diğer yarımküredeki ısınma ile dengelenecek ve Dünya'nın yörüngesinin eksantrikliğinin neredeyse yarı yarıya azalacak olması nedeniyle genel değişikliklere karşı koyulacaktır. Bu durum ortalama yörünge yarıçapını azaltacak ve her iki yarımküredeki sıcaklıkları orta buzul zirvesine yaklaştıracaktır. == Dış Gezegenler == Keşfedilen birçok ötegezegenin çoğu Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerden daha yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir. Düşük yörünge eksantrikliğine (dairesele yakın yörüngeler) sahip ötegezegenler yıldızlarına çok yakındır ve yıldıza kütleçekim kilidi durumdadır. Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenin tümü dairesele yakın yörüngelere sahiptir. Keşfedilen ötegezegenler, alışılmadık derecede düşük eksantrikliğe sahip Güneş Sistemi'nin nadir ve benzersiz olduğunu göstermektedir. Bir teori bu düşük eksantrikliği Güneş Sistemi'ndeki çok sayıda gezegene bağlarken; bir diğeri bunun benzersiz asteroit kuşakları nedeniyle ortaya çıktığını öne sürmektedir. Birkaç başka çok gezegenli sistemler bulunmuştur, ancak hiçbiri Güneş Sistemi'ne benzememektedir. Güneş Sistemi, gezegenlerin neredeyse dairesel yörüngelere sahip olmasına yol açan benzersiz planetesimal sistemlere sahiptir. Güneş sistemindeki gezegenimsi sistemler asteroid kuşağı, Hilda ailesi, Kuiper kuşağı, Hills bulutu ve Oort bulutu'nu içerir. Keşfedilen ötegezegen sistemlerinde ya hiç gezegenimsi sistem yoktur ya da çok büyük bir tane vardır. Yaşanabilirlik, özellikle de gelişmiş yaşam için düşük eksantriklik gereklidir. Çok sayıda gezegen sistemlerinin yaşanabilir ötegezegenlere sahip olma olasılığı daha yüksektir. Güneş Sistemi'ne ilişkin Büyük göç hipotezi, dairesel yörüngelerini ve diğer benzersiz özelliklerini anlamaya da yardımcı olur. == Ayrıca bakınız == * Zaman denklemi == Notlar == ==Kaynakça== {{ Kategori:Gök mekaniği