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액시온 역사
1977년에, 로베르토 페체이Roberto Peccei와 헬렌 퀸Helen Quinn은 강력한 CP 문제인 Peccei–Quinn 메커니즘에 대한 보다 우아한 해, 페체이-퀸 이론을 상정했다. 그 아이디어는 효과적으로 Θ를 한 장으로 승격시키는 것이다. 이는 자발적으로 깨지는 한 새로운 대역적 대칭(페체이-퀸(PQ) 대칭이라고 불림)을 추가함으로써 달성된다. 이것은 프랭크 윌첵과 스티븐 와인버그가 독립적으로 제시한 바와 같이, Θ의 역할을 채우고 자연스럽게 CP 위반 매개변수를 0으로 완화하는 한 새로운 입자를 생성한다. 윌첵은 그것이 한 문제를 "말끔히 청소"했기 때문에.이 새로운 가설 입자를 한 세탁 세제 브랜드(Axion)의 이름을 따서 "액시온"이라고 명명했으며, 한편 와인버그는 이것을 "히글렛(higglet)"이라고 불렀다. 와인버그는 나중에 입자에 대한 윌첵의 이름을 채택하는 데 동의했다. 그것은 0이 아닌 질량을 가지고 있기 때문에, 액시온은 어떤 남부-골드스톤 유사 보손(pseudo-Nambu-Goldstone boson)이다.
액시온 액시온 암흑 물질
QCD 효과들은 그곳에서 액시온 장이 움직이는 한 효과적인 주기적 퍼텐셜을 생성한다. 유효적 퍼텐셜의 최소값에 대한 액시온 장의 진동, 소위 오정렬 메커니즘은, 액시온의 질량에 의존하는 한 존재도를 갖는 한 차가운 액시온의 우주론적 종족을 생성한다. 5μpeV/c²(전자 질량(electron mass)의 10-11배) 이상의 질량을 가진 액시온은 암흑 물질을 설명할 수 있었으므로, 또한 따라서 암흑 물질 후보이자 강한 CP 문제에 대한 하나의 해가 될 수 있었다. 만일 급팽창이 한 낮은 척도에서 발생하고 또한 충분히 오래 지속한다면, 액시온 질량은 1peV/c²만큼 낮을 수 있다.
다음 두 가지 조건에 따라서, 액시온 장이 진화를 시작하는 두 가지 시나리오들이 있다:
대체로 말해서, 다음의 두 부섹션에서 요약된 두 가지 가능한 시나리오들 중 하나가 발생한다:
액시온 액시온 암흑 물질
(a)와 (b)가 모두 충족된다면, 우주 급팽창은 PQ 대칭의 자발적인 파괴가 액시온 장의 초기 값의 균일한 값으로 이어지는 우주의 한 패치를 선택한다. 이 "급팽창-이전" 시나리오에서는 위상 결함(topological defect)들은 급팽창되고  또한 액시온 에너지 밀도에 기여하지 않는다. 그렇지만, 등곡률(isocurvature) 모드에서 오는 다른 경계(bound)들은 이 시나리오를 심각하게 제한하며, 그것들은 실행 가능하려면 상대적으로 낮은 에너지 규모의 급팽창을 필요로 한다.
만일 조건 (a) 또는 (b) 중 적어도 하나가 위반되면, 액시온 장은 처음에는 인과적 접촉(causal contact)이 없었지만, 그러나 오늘날 우리의 허블 지평선(Hubble horizon)으로 둘러싸인 부피에 거주하는 패치들 내에서는 다른 값들을 갖는다. 이 시나리오에서는, PQ 필드의 등곡률 요동들은 파워 스펙트럼에서 선호하는 값이 없이, 액시온 장을 무작위화한다(randommise).
액시온 액시온 암흑 물질
이 시나리오에서 적절한 처리는, "액시온적(acxionic)" 끈(string)들 및 도메인 벽(domain wall)들과 같은 위상 결함들의 기여를 포함하여, 오정렬(misalignment) 메커니즘에서 오는 모든 특징들을을 포착하는 위해서, 한 확장하는 우주에서 PQ 필드의 운동 방정식을 수치적으로 해결하는 것이다. 0.05–1.50 meV 사이의 한 액시온 질량 추정치가 보러사니Borsanyi 등에 의해 보고되었다. (2016). 그 결과는 슈퍼컴퓨터에서 급팽창-이후 기간 동안 액시온의 형성을 시뮬레이션함으로써 계산되었다.
수치 시뮬레이션을 사용하여 KSVZ-유형의 액시온의 현재 존재도를 결정하는 최근의 진전은 0.02과 0.1 meV 사이의 값으로 이어졌는데, 하지만 이 결과들은 (우주) 끈들로부터 방출된 액시온의 파워 스펙트럼에 대한 상세들에 의해 도전을 받고 있다.
액시온 액시온 장의 현상학
액시온 모형들은 이전 실험에서 감지하기에는 너무 약한 커플링 강도를 신중하게 선택한다. 이러한 "보이지 않는 액시온들(invisible axions)"은 이전에 관찰하기에는 여전히 너무 작으면서 강한 CP 문제를 해결했다고 생각되었다. 현재 문헌에서는 KSVZ(Kim–Shifman–Vainshtein–Zakharov) 및 DFSZ(Dine–Fischler–Srednicki–Zhitnitsky)라는 두 가지 형태의 "보이지 않는 액시온드" 메커니즘에 대해 논의한다.
매우 약하게 결합된 액시온은, 액시온 커플링들과 질량이 비례하기 때문에, 역시 매우 가볍다. "보이지 않는 액시온"에 대한 만족은 매우 가벼운 액시온이 초기 우주에서 과잉 생산되었을 것이며 따라서 제외되어야 한다는 것이 밝혀졌을 때 바뀌었다.
액시온 액시온 장의 현상학
피에르 시키비Pierre Sikivie는 1983년에 한 가볍고, 안정적인 액시온으로부터 발생하는 맥스웰 방정식의 수정본을 발표했다. 그는 이러한 액시온들이 강한 자기장을 사용하여 광자들로 변환함으로써 지구에서 탐지될 수 있음을 보여주었고, 따라서 몇 가지 실험으로 이어졌다: 그 액시온 암흑 물질 실험(Axion Dark Matter Experiment,ADMX); 태양의 액시온들은 CERN 액시온 태양 망원경(CERN Axion Solar Telescope, CAST)에서와 같이 X선들로 변환될 수 있다; 다른 실험들에서는 액시온들의 징후를 찾기 위해 레이저 빛을 찾고 있다. 현재 액시온 암흑 물질을 찾기 위한 수십 개의 실험이 제안되었거나 진행 중이다.
액시온 전기역학의 방정식들은 일반적으로 "자연 단위"로 작성되며, 여기서 환원된 플랑크 상수는 , 빛의 속도는 , 그리고 진공 유전율 은 모두 단위로 설정된다. 이 단위계에서 그것들은 다음과 같다:
위에서, 점은 시간 도함수를 나타내며 또한 액시온-광자 커플링은 이다.
액시온 액시온 장의 현상학
이러한 방정식의 대안 형태들이 제안되었으며, 이것들은 완전히 다른 물리적 서명을 의미한다. 예를 들어, 비시넬리는 자기 홀극의 존재를 가정하여 이중성 대칭을 부과하는 방정식 세트를 작성했다. 그렇지만, 이러한 대안 공식들은 이론적 동기가 적으며 또한 많은 경우에 어떤 작용으로부터 도출할 수도 없다.
액시온들을 설명하기 위해 맥스웰의 방정식에 추가될 용어와 유사한 용어는 이러한 물질의 전기역학에 대한 효과적인 액시온 설명을 제공하는 위상절연체에 대한 최근(2008) 이론적 모형에도 나타난다.
이 용어는 양자화된 자기전기 효과{magnetoelectric effect}를 포함하여 몇 가지 흥미로운 예측 속성으로 이어진다. 이 효과에 대한 증거는 럿거스 대학교에서 개발된 양자 체제 박막 위상절연체에 대해 존스 홉킨스 대학교에서 수행된 THz 분광 실험(THz spectroscopy experiment)들에서 제공되었다.
2019년에, (Max Planck Institute for Chemical Physics of Solids|막스 플랑크 고체 화학 물리학 연구소(Max Planck Institute for Chemical Physics of Solids|Max Planck Institute for Chemical Physics of Solids))의 팀은 한 바일 반금속(Weyl semimetal) 속에서 액시온 절연체들을 발견했다고 발표했다. 한 액시온 절연체는 한준입자―한 액시온으로서 함께 거동하는 한 전자들의 들뜸―이며, 그 발견은 한 기본 입자로서의 액시온의 존재와 일치한다.
액시온 실험
아직 발견되지 않았음에도 불구하고, 액시온 모형들은 40년 이상 동안 잘 연구되어 왔으며, 물리학자들이 감지될 수 있는 액시온 효과들에 대한 통찰력을 개발할 수 있는 시간을 제공했다. 액시온에 대한 몇 가지 실험적 검색들이 현재 진행 중이다; 대부분은 액시온들의 강한 자기장에서 광자와 약간의 상호작용을 공략한다. 액시온은 또한 암흑 물질 입자에 대한 몇 안 되는 그럴듯한 후보 중 하나이며, 또한 일부 암흑 물질 실험에서 발견될 수 있다.
몇몇 실험들은 전자기장들에서 액시온들을 광자들로 또는 그 반대로 변환하는 프리마코프 효과(Primakoff effect)에 의해 천체물리학적 액시온들을 검색한다.
액시온 실험
워싱턴 대학교의 액시온 암흑 물질 실험{Axion Dark Matter Experiment, ADMX)는 강력한 자기장을 사용하여 액시온들이 마이크로파들로의 약한 변환의 가능성을 탐지한다. ADMX는 한 차가운 마이크로파 캐비티와 공명하는 액시온들을 찾기 위해 은하의 암흑 물질 헤일로를 검색한다. ADMX는 1.9~3.53μeV 범위에서 낙관적 액시온 모형들 제외했다. 2013년부터 2018년까지 일련의 업그레이드가 수행되었으며, 4.9–6.2 µeV를 포함하는 새로운 데이터를 수집하고 있다. 2021년 12월에는 KSVZ 모형에 대해 3.3~4.2μeV 범위를 제외했다.
이러한 유형의 다른 실험에는 DMRadio, HAYSTAC, CULTASK, 및 ORGAN[48]이 포함된다. HAYSTAC은 최근 20 µeV 이상에서 헤일로망원경(haloscope)의 첫 스캐닝 실행을 완료했다.
액시온 실험
이탈리아의 레이저로의 진공의 편광(polarization of the vacuum with laser, PVLAS) 실험은 한 자기장에서 전파되는 빛의 편광 변화들을 검색한다. 이 개념은 1986년 루치아노 마이아니Luciano Maiani, 로베르토 페트론지오Roberto Petronzio, 및 에밀리오 자바티니Emilio Zavattini에 의해 처음 제안되었다. 2006년 한 회전 클레임은 업그레이드된 설정으로 제외되었다. 한 최적화된 검색은 2014년에 시작되었다.
액시온 실험
또 다른 기술은 "장벽들을 통해 빛나는 빛"이라고 불리는데, 그곳에서 빛이 강한 자기장을 통과하여 광자들을 액시온들로 변환하고, 그것들은 그리고 금속을 통과하고 장벽의 다른 쪽에 있는 다른 자기장에 의해서 광자들로 재구성된다. BFRS에 의한 실험과 또한 리쪼Rizzo가 이끄는 한 팀의 실험은 한 액시온 원인을 배제했다. GammeV는, 한 2008년 물리학 리뷰 레터(Physics Review Letter)에 보고된, 어떤 사건들도 보지 못했다. ALPS I은 2010년에 새로운 제약을 설정하면서 유사한 실행을 수행했다; ALPS II는 현재 2022년에 건설되고 있다. OSQAR는 신호를 찾지 못하여, 커플링을 제한하고 또한 계속할 것이다.
액시온 실험
액시온-같은 보손들은 천체물리학적 환경에서 한 특징(signiture)을 가질 수 있다. 특히, 몇몇 최근 연구들에서는 TeV 광자들에 대한 우주의 겉보기 투명도에 대한 한 해서 액시온-같은 입자들을 제안했다. 또한 컴팩트한 천체물리학적 천체들(예: 마그네타들)의 대기를 관통하는 커다란 자기장속에서는, 광자들이 훨씬 더 효율적으로 변환한다는 것도 입증되었다. 이는 차례로 현재의 망원경으로 감지할 수 있는 스펙트럼에서 뚜렷한 흡수-같은 특징을 발생시킬 것이다. 한 새로운 유망한 방법은 강한 자기 구배들이 있는 시스템에서 유사-입자 굴절을 찾는 것이다. 특히, 굴절은 높게 자기화된 펄서의 전파광 곡선들에서 빔 분할로 이어지고 또한 현재 달성할 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 감도를 허용할 것이다. 국제 액시온 천문대(International Axion Observatory, IAXO)는 제안된 4세대 태양 망원경이다.
액시온 실험
액시온은 중성자별들의 자기권들안에서 공명적으로 광자들로 변환될 수 있다. 최근 생겨난 광자들은 GHz 주파수 범위에 있으며 잠재적으로 전파 탐지기들에서 포착될 수 있으며, 액시온 매개변수 공간의 민감한 탐사로 이어진다. 이 전략은 그린 뱅크 망원경(Green Bank telscope)과 에펠스버그(Effelsberg) 100m 망원경의 기존 데이터를 재분석하여 5~11μeV 질량 범위에서 액시온-광자 커플링을 제한하는 데 사용되었다. 한 새롭고, 대안적인 전략은 우리은하에서 한 중성자별과 한 액시온 미니클러스터 간의 만남으로부터의 일시적인 신호를 감지하는 것이다.
액시온 실험
강한 전기장에서 X선들이 산란될 때 태양의 핵에서 액시온들이 생성될 수 있다. CERN 액시온 태양 망원경(CERN Axion Solar Telescope, CAST)은 작동 중이며, 또한 광자들과 전자들과의 커플링에 대한 한계를 설정했다. 액시온들은 핵자-핵자 제동 복사에 의해서 중성자별 내에서 생성될 수 있다. 그 감마선으로의 액시온의 후속 붕괴는 페르미 LAT를 사용하는 감마선들에서 중성자별들의 관측으로부터 액시온 질량에 대해 부여된 제약들을 허용한다. 4개의 중성자별들 한 분석으로부터, 베렌지Berenji 외(2016)는 0.079eV의 액시온 질량에 대한 95% 신뢰 구간 상한을 얻었다. 2021년에는 웅장한 7성(Magnificent Seven)으로 알려진 중성자별 시스템에서 한 보고된 고에너지 X-선 방출의 과잉이 액시온 방출로 설명될 수 있다고 또한 제안되었다.
2016년에, 매사추세츠 공과대학로부터의 한 이론팀은 MRI 스캐닝 기계에서 생성된 것보다 강하지 않아도 되는 강한 자기장을 사용하여 액시온을 감지할 수 있는 방법을 고안했다. 그것은, 액시온의 질량과 연결된, 변화인 한 약간의 흔들림을 보여줄 것이다. 2019년 현재, 이 실험은 대학에서 실험자들에 의해 시행되고 있다.
2022년에 사건 지평선 망원경(Event Horizon Telescope, EHT)에 의한 메시에 87*의 편광 측정들은 ~ eV/c^2 질량 값들의 범위를 거부하는 한 블랙홀 주위에 가상의 액시온 구름이 형성될 수 있다고 가정하는 액시온의 질량을 제한하기 위하여 사용되었다.
암흑 물질 밀도 0.3±0.1 GeV/cm3와 비교했을 때 질량 110 µeV와 밀도 0.05 GeV/cm3[73]를 가진 은하 헤일로로부터 추정되는 한 액시온의 높은 선속으로부터 조셉슨 접합들에서 공명 효과들이 분명할 수 있는데, 이는 액시온이 암흑 물질의 유일한 구성 요소가 되기에 충분한 질량을 갖지 못한다는 것을 나타낸다. ORGAN 실험은 헤일로 망원경(haloscope)을 통해 이 결과를 직접 테스트할 계획이다.
암흑 물질 극저온 검출기들은 액시온들을 나타내는 전자 반동들을 검색했다. 2009년에 발표된 극저온 암흑 물질 검색(CDMS)와 2013년에 EDELWEISS가 커플링 및 질량 한계를 설정했다. UORE와 XMASS도 2013년에 태양 액시온들에 대한 한계를 설정했다. XENON100은 현재까지 최고의 커플링 한계를 설정하고 일부 매개변수들을 제외하기 위해서 225일 실행을 사용했다.
쉬프Schiff의 정리에 따르면 한 정적인 핵 전기 쌍극자 모멘트(electric dipole moment, EDM)는 원자 및 분자 EDM들을 생성하지 않지만, 액시온은 라모르 주파수(Larmor frequency)에서 진동하는 한 핵 EDM을 유도한다. 만일 이 핵 EDM 발진 주파수가 외부 전기장과 공진하면, 핵 스핀 회전내의 한 세차 운동이 발생한다. 이 세차 운동은 세차 자력계를 사용하여 측정할 수 있으며, 또한 만일 감지되면 액시온들에 대한 증거가 될 것이다.
이 기술을 사용하는 실험이 우주 액시온 스핀 세차 실험(Cosmic Axion Spin Precession Experiment, CASPEr)이다.
액시온들은 또한 충돌기들, 특히 LHC에서의 초-주변 중이온 충돌들뿐만 아니라 전자 양전자 충돌들에서도 생성될 수 있으며, 빛에-의한-빛 산란(light-by-light scattering) 과정을 재해석한다. 이러한 검색들은 100 MeV/c²과
수백 GeV/c²사이의 다소 큰 액시온 질량들에 대해 민감하다. 엑시온들이 힉스 보손으로의 커플링을 가정하면, 2개의 엑시온들로의 변칙적인 힉스 보손 붕괴들에 대한 검색들은 훨씬 더 강력한 한계들을 제공할 수 있다.
액시온 가능한 탐지
2014년에 액시온들에 대한 증거가 태양에서 스트리밍되는 액시온들의 지구 자기장에서 변환으로 예상되는 관측된 X선 방출의 한 계절적 변화로서 감지되었을 수 있다고 보고되었다. 레스터 대학교의 연구 그룹은, 유럽 우주국의 XMM-뉴턴(XMM-Newton) 천문대에서 15년간의 데이터를 연구하면서, 기존의 설명을 찾을 수 없는 계절적 변화를 발견했다. 이 논문의 수석 저자는 이러한 변화에 대해 "타당하다"고 기술된, 태양 핵의 액시온에 의해 생성될 수 있는 엑스선들에서 태양방향 자기구체의 XMM-뉴턴에 대한 알려진 가시성의 계절적 변화이다.
계절적 변동에 대한 이러한 해석은 두 명의 이탈리아 연구원들에 의해 논쟁의 대상이 되었으며, 그들은 액시온 측면에서 해석을 배제하는 것으로 알려진 레스터 그룹의 주장에서 결함들을 식별했다. 가장 중요하게는, X선이 태양을 직접 향할 수 없는 검출기에 들어가도록 하는 데 필요한 광자 생성 중에 자기장 구배에 의해 발생한다고 레스터 그룹이 가정한 각도의 산란은, 플럭스를 너무 많이 소산시켜 감지 확률이 무시될 수 있다.
액시온 가능한 탐지
2013년에, 크리스찬 벡Christian Beck은 액시온들이 조지프슨
 접점들에서 감지될 수 있다고 제안했다; 그리고 2014년에, 그는 질량 약 110μeV와 일치하는 신호가 실제로 여러 기존 실험에서 관찰되었다고 주장했다.
2020년에, 이탈리아 그란 사소 국립연구소(Laboratori Nazionali del Gran Sasso)의 XENON1T 실험은 태양축의 발견을 암시하는 결과가 보고헀다. 그 결과들은 확인에 필요한 5-시그마 수준에서 아직 중요하지 않으며, 또한 데이터에 대한 다른 설명들은 가능성이 적지만 가능하다. 2022년 7월에 이루어진 새로운 관측은, XENON1T로 관측소를 업그레이드한 후, 초과분을 폐기했다.
액시온 특성
우주론과 관련된 액시온의 한 이론은 그것들은 전하가 없고, 1µeV/c²에서 1eV/c² 범위의 매우 작은 질량과 또한 강한 그리고 약한 힘들에 대한 매우 낮은 상호작용 단면적들을 가질 것이라고 예측했다. 그것들의 속성 때문에, 액시온들은 일반 물질과 최소한으로만 상호 작용한다. 액시온들은 또한 자기장들내에서 광자들로 또는 광자들부터 바뀔 것이다.
급팽창은 만일 액시온들이 존재한다면, 그것들은 대폭발(빅뱅) 동안 풍부하게 생성되었을 것임을 시사한다. 원시 우주의 순간자 장과의 독특한 커플링으로 인해("오정렬 메커니즘(misalignment mechanism)"), 우주 급팽창 이후, 질량을 획득하는 동안 효과적인 동역학적 마찰(dynamical friction)이 생성된다. 이것은 모든 그런 원시 액시온에게서 운동 에너지를 빼앗는다.
액시온 특성
m ~ 10−22 eV의 초경량 액시온(ultralight axion, ULA)은 차가운 암흑물질(CDM)의 작은 척도  문제들을 해결하는 것으로 보이는 일종의 스칼라장 암흑 물질(scalar field dark matter)이다. 한 대통일 이론(GUT) 척도 붕괴 상수를 갖는 한 단일 ULA는 미세 조정 없이 올바른 유물 밀도를 제공한다.
액시온들은 또한 빅뱅 이후 다른 더 무거운 암흑 입자들과는 다른 순간에 정상 물질과의 상호 작용을 중단했을 것이다.[왜?] 이 차이의 잔존 효과들은 아마도 천문학적으로 계산되고 관찰될 수 있을 것이다.
액시온 특성
만일 액시온들이 낮은 질량을 가즌다면, 따라서 다른 붕괴 모드들을 방지한다면(붕괴할 더 가벼운 입자가 없기 때문에), 이론들[어느?]은 우주가 원시 액시온들의 매우 차가운 보스-아인슈타인 응축물로 채워질 것이라고 예측한다. 따라서 액시온은 물리 우주론의 암흑 물질 문제를 그럴듯하게 설명할 수 있다. 관측 연구들이 진행 중이지만, 그러나, 만일 그것들이 초복사휘도(Superradiance)를 통해 탐사되기 시작하는 흐릿한 암흑 물질 영역을 가진 암흑 물질 문제에 대한 해라면, 그것들은 아직 질량 영역들을 탐사하기에 충분히 민감하지 않다. 자인Jain과 싱Singh(2007)에 의하여 검색된 종류의 고질량 액시온들은 현대 우주에서 지속되지 않을 것이다. 게다가, 만약 액시온들이 존재한다면, 초기 우주의 열적 욕조속에서 다른 입자들과의 산란은 피할 수 없이 한 뜨거운 액시온들의 종족을 생성한다.
액시온 특성
낮은 질량의 액시온들은 은하 규모에서 추가적인 구조를 가질 수 있었다. 만일 그들이 은하간 매질로부터 은하들 속으로 지속적으로 떨어진다면, 지속적으로 흐르는 분수의 물줄기가 최고점에서 더 두꺼워지는 것처럼, 그들은 "화면(caustic)" 고리들안에서 더 밀도가 높을 것이다. 그러면 은하 구조와 회전에 대한 이러한 고리들의 중력 효과들을 관측할 수 있다. WIMP들 및 MACHO(massive compact halo object)들와 같은, 다른 차가운 암흑 물질 이론적 후보들도, 그러한 고리를 형성할 수 있지만, 그러나 이러한 후보들이 페르미온성이고 또한 그래서 자신들게에서 마찰이나 또는 산란을 경험하기 때문에, 고리들은 덜 선명하게 정의된다.
주앙 G. 로사João G. Rosa와 토마스 W. 케프하트Thomas W. Kephart는 불안정한 원시 블랙홀들 주위에 형성된 액시온 구름들이 전자기파를 방출하는 일련의 반응을 시작했을 수 있고, 그들의 감지를 허용한다고 제안했다. 암흑 물질을 설명하기 위해 액시온들의 질량을 조정했을 때, 두 사람은 이 값이 또한 고속 전파 폭발(fast radio burst)들의 광도와 파장을 설명할 수 있으며 두 현상들의 가능한 원인임을 발견했다. 2022년에 M87*의 데이터로부터 액시온의 질량을 제한하기 위해 유사한 가설이 사용되었다.
초대칭 이론들에서 액시온은 한 스칼라와 한 페르미온 초대칭짝 둘 다를 가지고 있다. 그 액시온의 페르미온 초대칭짝은 액시노라고 불리고, 스칼라 초대칭짝은 색시온 또는 딜라톤이라고 불린다. 그것들은 모두 한 키랄 초장(chiral superfield)에 묶여 있다.
액시노는 그러한 모형에서 가장 가벼운 초대칭 입자(Lightest supersymmetric particle)로 예측되었다. 부분적으로는 이 속성으로 인해 암흑 물질의 후보로 간주된다.
수서 (역사서)
《수서》(隋書)는 수나라(隋, 581년 ~ 619년)의 역사서로, 당 고조 연간으로부터부터 당 태종·당 고종에 이르기까지 3대에 걸쳐 완성된 총 85권의 수나라 역사 통사(通史)이다.
수서는 사서로 중요한 덕목인 통치자들에 대한 포폄에 충실했다. 이것은 《수서》가 황제든 대신이든 그 과실을 숨기지 않고 포폄한 것에서 두드러진다. 개국 군주 문제에 대해서는 그의 공로와 함께 공신들을 대함에 각박했고, 시서를 좋아하지 않았으며 대도(大道)에 어둡고 여인들의 말을 들었다고 부정적인 면도 함께 기술했다. 양제에 대해서는 자신을 꾸미는 데 능했고 골육을 죽이고 충신들을 제거했다고 평가했다. 또한 당나라의 신하가 된 수나라의 관원들에 대한 포폄도 예외가 아니었다. 수나라의 대신으로 당나라의 신하가 된 우세남(虞世南)은 형 우세기(虞世基)의 실정(失政)을 기록했고, 역시 수나라의 신하로 당나라의 신하가 된 배구(裴矩)와 하조(何稠) 등도 그들이 수나라에서 저지른 착오와 실정들을 기록했다. 이러한 점들은 《수서》의 집필 방향과 사서로서의 특징을 잘 보여 준다.
수서 (역사서) 개요
제기(帝紀) 5권, 열전(列傳) 50권, 지(志) 30권으로 총 85권으로 구성되어 있다.
수나라가 멸망하고 621년 이연이 당나라를 건국한 후, 무덕(武德) 4년에 왕소(王劭)가 수서 18권을 완성하였다.
629년 당 태종 정관 3년 당 태종의 명을 받아 방현령(房玄齡)이 수서 감수를 시작하여, 636년 당 태종 10년에 위징(魏徵)과 장손무기(長孫無忌) 등이 감독하고, 실제 집필에는 안사고(顔師古)와 공영달(孔穎達) 등이 참여하여 본기 5권, 열전 50권이 완성되었다.
열전 46권에 동이(東夷)를 다루고 있는데, 고구려, 백제, 신라, 말갈, 유구, 왜국 순으로 다루고 있다. 이 열전이 완성된 지 8년 후 644년 11월 당 태종 이세민이 30만 대군을 이끌고 고구려를 침공하였다.
656년 현경 원년 제 3대 당 고종에 이르러 지(志) 30권이 추가되는데, 우지녕(于志寧) 등이 편찬작업에 참여하였다. 지에는 수나라 뿐만 아니라 남조의 양(梁), 진(陳)과 북조의 북제(北齊), 북주(北周) 등 다섯 개 왕조가 같이 수록되어 있다.
수서 (역사서) 특징
636년 당 태종 때 열전이 완성되는데, 열전에는 당나라를 둘러싼 동이, 남만, 서융, 북적 등의 외적들의 기록이 제46권에서 50권까지 다뤄지고 있다. 그중 가장 먼저인 열전 46권에는 동이(東夷)를 다루고 있는데, 고구려(高麗라고 표기), 백제(百濟), 신라(新羅), 말갈(靺鞨), 유구(琉求), 왜국(倭國) 순이다. 동이에서 고구려가 가장 먼저 언급됨으로써 644년 당 태종의 고구려 침공의 중요한 역사적 참고 자료로 삼았음을 잘 알게해 준다.
지(志) 10권에서 13권까지는 율력 편이 나오는데, 이곳에는 송 대의 조충지(429년 ~ 500년)가 원주율을 3.1415927까지 계산한 것을 기록하고 있다. 이것은 남제 서의 본전에도 서술되어 있지 않은 귀중한 기록이다. 유럽에서 이 자리수까지 계산할 수 있던 것은 16 세기에 이르러서였다.
수서 (역사서) 구성
첫째 부분은 문제(文帝)와 양제(煬帝)의 후비(后妃)·형제·아들에 관한 것으로, 황제의 일가친척 열전이라고 할 수 있다. 권36, 권43, 권44, 권59가 여기에 해당한다. 둘째 부분은 신하들 관련 기록이다. 권37에서 권42, 권46에서 권58, 권60에서 권70 및 권85가 여기에 해당한다. 셋째 부분은 인물의 행적과 성취 등에 근거해 열 부분으로 나누어 기록한 것으로, 권71에서 권80까지가 여기에 해당한다. 마지막 넷째 부분은 수나라 주변의 이민족들을 동이(東夷)·남만(南蠻)·서역(西域)·북적(北狄) 네 부분으로 나눠 기록한 것으로, 권81에서 권84까지가 여기에 해당한다. 이 중 ＜동이＞에는 고구려(고려)·백제·신라·말갈이, ＜북적＞에는 고구려와 큰 영향을 주고받았던 돌궐과 거란 등이 수록되어 있다. 특히 ＜고려전＞은 당시 수나라 조정의 고구려에 대한 입장과 인식, 고구려와 수나라의 관계, 고구려·수 전쟁의 전개 양상, 당시 시대 상황을 엿볼 수 있는 귀중한 자료들이 수록되어 있다.
수서 (역사서) 구성
또한 고구려사와 관련된 자료는 ＜열전＞ 전체에 걸쳐 풍부하게 접할 수 있다. 우중문(于仲文)과 우문술(宇文述) 등 고구려 원정에 앞장섰던 인물들의 열전도 있고, ＜내호아전(來護兒傳)＞에서는 612년 제2차 전쟁 때 대동강까지 진격해 평양성을 공격했다가 패퇴하는 과정과 614년 제4차 전쟁 때 비사성을 함락하고 평양성으로 진격하려다 철군하는 과정이 나와 있기도 하다. ＜고려전＞에서는 고구려의 형성과 관직 및 고구려인들의 풍속, 또 수 문제가 평원왕에게 서신을 주며 입조할 것을 요구하는 과정과 고구려·말갈 연합군의 수나라 공격 과정 및 양제 때의 3차에 걸친 고구려 침공이 잘 기록되어 있다. 우리나라에서 고구려사 관련 자료는 ≪삼국사기≫ 외에 이렇다 할 사료가 없는 점을 고려할 때, ≪수서≫ ＜열전＞에 실린 고구려사 관련 기록들은 고구려사 연구에 중요한 참고 자료가 될 수 있다.
궤도
궤도 운동(軌道運動)은 어떠한 물체가 중력 또는 전자기력 등에 의해 움직임을 구속받아 다른 물체 주위를 도는 현상을 의미한다. 이때, 물체가 움직이는 길을 궤도(軌道, 문화어: 자리길)라고 한다. 물리학에서 궤도 운동이란 한 물체가 한 점이나 다른 물체 주위를 자연스럽게 곡선으로 도는 현상을 말한다. 예를 들면 별 주위의 행성의 중력 궤도 운동을 말한다. 역사적으로 행성의 겉보기 운동은 처음으로 여러 원운동을 합친 주전원 형식으로 이해했었다. 이는 아주 잘맞는 행성의 궤도 예언이었다. 케플러 시대에 비로소 행성의 궤도는 실질적으로 타원 운동이라는 것을 밝혀냈다. 아이작 뉴턴은 이것을 역제곱 법칙을 통해 해결하였고, 동시적으로 거기에 해당하는 힘은 중력이라 불리며 널리 퍼졌다. 아인슈타인은 후에 일반 상대성이론을 이용해 중력이 시공간을 휘게 만들고, 궤도는 그 위에 놓여있다고 설명했다. 이는 현재 가장 정확하다고 여겨지는 이론이다.
궤도 역사
태양계의 기하학적 모델 중에서 천구 모델은 본래 완벽한 구 혹은 테의 모양 속에서 하늘 안에 행성의 겉보기 운동을 설명하기 위해 사용되었다. 행성의 정확한 움직임을 측정한 후에 지구를 둘러싼 가상의 원과 주전원과 같은 이론적인 메커니즘이 후에 추가되었다. 하늘에서 행성의 위치를 정확하게 예측하는 것이 가능했지만 시간이 지남에 따라 점점 더 많은 주전원들이 요구되었고 행성들이 더 발견됨에 따라 그와 같은 모델로 행성의 운동을 예측하는 것은 점점더 어려워졌다.
궤도의 현대적 이해에 대한 기초는 최초로 요하네스 케플러에 의해 수학적으로 기술되었다. 그의 결론은 행성 움직임에 대한 다음 세 가지 법칙 속에 요약되어 있다.
태양으로부터 그들 거리의 세제곱은 그들의 궤도 주기의 제곱에 비례한다. 예를 들어 목성과 금성은 각각 태양으로부터 약 5.2, 0.723 천문단위만큼의 거리에 있으며 그들의 궤도 주기는 각각 약 11.86년과 0.615년이다. 그 비례는 목성에 대한 비인 5.23/11.862은 금성에 대한 0.7233/0.6152과 거의 동등하다는 사실에 의해서 그 관계와 일치하다는 것을 나타낸다.
궤도 역사
세번째 원리는 태양 궤도를 선회하는 모든 행성들의 궤도 원리간의 보편적인 관계라고 할 수 있다.
행성체는 태양에 대하여 타원궤도를 가지고 있는 반면에, 궤도의 이심률은 대체로 크지 않다. 원은 0인 이심률을 가지고 있고 지구 궤도의 이심률은 0.0167을 가지고 있다는 것은 반장축(=a)에 대한 반단축(=b)의 비가 99.99%인 것을 의미한다. 수성은 0.2056, b/a=97.86%의 가장 큰 이심률을 가지고 있는 행성이다. (에리스는 0.441의 이심률을 가지고 있고 명왕성은 0.249의 이심률을 가지고 있다.)
아이작 뉴턴은 케플러의 법칙은 그의 중력에 대한 이론으로부터 유도하는 것이 가능하며 일반적으로 중력에 영향을 받는 물체의 궤도는 중력이 즉각적으로 영향을 미친다면 원뿔 곡선이라는 것을 입증하였다. 뉴턴은 물체 쌍들에 대하여 궤도의 크기는 그들의 질량에 반비례하고 물체들은 그들 덩어리의 공통된 중심에 대하여 회전한다는 것을 보였다. 한 물체가 다른 물체보다 훨씬 더 거대한 경우에, 덩어리의 중심은 더 거대한 물체의 중심과 일치하다는 것이 더 가까운 근사치이다.
궤도 역사
알버트 아이슈타인은 중력은 시공간의 곡률을 일으키고 변화가 즉각적으로 전파된다는 뉴턴의 가설을 제거하는 것이 가능함을 보였다. 상대성 이론에서 궤도는 뉴턴의 예측에 매우 근접한 측지선의 궤도를 따른다는 것을 보였다. 그러나 거기에는 그 이론이 현실을 더 정확하게 말하고 있다고 결론내리기 위해 사용될 수 있다는 것에 차이가 있다. 필수적으로 이론들을 구별할 수 있는 모든 실험적인 증거는 실험적인 측정의 정확도내에서 상대성 이론과 일치하지만 뉴턴의 역학으로부터의 차이는 흔히 매우 작다(거기에 매우 큰 중력장과 매우 높은 속도가 있는 경우는 제외).
그러나 뉴턴의 역학은 계산이 간단하기 때문에 아직도 많이 사용된다.
궤도 행성궤도
행성계; 행성, 왜행성, 소행성, 혜성 그리고 우주 잔해는 타원궤도 안에서 중심 별들의 궤도를 돈다. 특정 중심별에 대하여 포물선 혹은 쌍곡선 궤도안의 혜성은 그 별에 중력으로 묶여있지 않으므로 별의 행성계 일부분으로 고려되지 않는다. 지금까지 혜성은 독특한 쌍곡선 궤도로 우리 태양계에서 발견되어오지 않았다. 행성계 안에서 중력으로 하나의 행성에 묶여있는 물체는 위성이든 인공위성이든 그 행성에 대한 궤도를 따른다.
상호간의 중력 변화 때문에 우리 태양계안에 있는 행성의 이심궤도는 시간에 따라 변화한다. 태양계에서 가장 작은 행성인 수성은 가장 큰 이심궤도를 가진다. 현재 화성은 수성 다음으로 큰 이심률을 가지는 반면 금성과 해왕성의 궤도는 가장 작은 이심률을 가진다.
두 물체가 서로의 궤도를 돌 때 근점은 두 물체가 서로 서로 가까이 있을 때의 점이고 궤도 최원점은 서로로부터 가장 멀리 떨어져 있을 때의 점이다.(더 특정한 용어는 특정 물체에 사용된다. 예를 들어 근지점과 원지점은 각각 지구 궤도의 가장 낮은 부분과 가장 높은 부분이다.)
궤도 행성궤도
타원 궤도 안에서 궤도를 선회하는 궤도 계에 있는 물체 중심은 두 물체의 하나의 초점에 놓일 것이고 다른 초점에는 아무것도 존재하지 않을 것이다. 행성이 근점에 접근할 때 행성은 속도를 높일 것이다. 행성이 원지점에 접근하면 행성은 속도를 낮출 것이다.
궤도 궤도 이해하기
궤도를 이해하는 것에 대한 약간의 공통적인 방법이 있다.
물체가 옆길로 움직일 때(접선으로), 그것은 중심체 쪽으로 떨어진다. 그러나 그것은 궤도를 도는 물체를 놓칠 만큼 충분한 접선의 속도를 가지고 무기한으로 떨어지는 것을 계속할 것이다. 이 이해는 수학적인 분석을 하기에 특히 유용하다. 왜냐하면 물체의 움직임은 중력의 중심에서 진동하는 세 가지의 일차원 좌표의 합으로 묘사될 수 있다.
궤도 궤도 이해하기
행성을 둘러싼 궤도에 대한 설명에 따르면 뉴턴의 포탄 모델은 유용하게 증명할 것이다(아래의 그림을 보라). 이것은 높은 산의 꼭대기에서의 대포는 어떤 선택된 총구 속도로 수평적으로 포탄을 쏘는 것을 가능하게 하는 사고실험이다. 포탄에 대한 공기 마찰의 효과는 무시된다(혹은 아마도 산은 대포가 지구의 대기 위에 있게 할 만큼 충분히 높다).
만약 대포가 낮은 처음속도로 그것의 탄알에 불을 붙인다면, 탄알의 탄도는 아래쪽으로 곡선을 돌 것이고 땅을 칠 것이다(A). 불붙은 속도가 증가한다면, 포탄은 대포로부터 더 먼 땅에 떨어질 것이다(B). 왜냐하면 탄알이 땅으로 떨어지는 동안 땅은 탄알로부터 점점 더 곡선으로 꺾이기 때문일 것이다(위에 첫 점을 보라). 모든 이 움직임들은 사실상 기술적 의미-그것들은 중력의 중심을 둘러싼 타원 경로의 부분을 묘사한다-에서 "궤도"이지만 궤도는 지구를 striking하는 것에 의하여 방해가 된다.
궤도 궤도 이해하기
만약 포탄을 충분한 속도로 쏘게 되면 땅은 공이 떨어지는 것만큼보다는 적게 탄알로부터 꺾일 것이다 - 그래서 탄알은 결코 땅을 치지 않을 것이다. 이제부터 궤도는 차단되지 않은 혹은 일주를 하는 것이라고 할 수 있을 것이다. (C)에서 보여 지는 것처럼 중력의 중심과 행성의 덩어리 위 어떤 특정한 높이의 결합에 대하여 원형의 궤도를 만드는 어떤 특정한 발사 속도(지구의 질량에 비해 상대적으로 매우 작인 질량인 탄알의 질량에 의하여 사실상 영향 받지 않는다)가 있다.
발사 속도가 이것을 넘어설 만큼 증가될 때 주전원 궤도의 범위가 형성된다; 한 가지는 (D)에서 볼 수 있다. 만약 처음 발사가 보이는 것처럼 지구의 표면 위쪽으로 향한다면 거기에는 또한 더 느린 속도로 주전원의 궤도가 있을 것이다; 궤도의 절반 지점을 넘어서거나 직접적으로 발사지점의 반대의 지점에서 지구의 가까이에 이를 것이다.
발사 높이와 행성의 질량에 의존 탈출 속도라고 불리는 특정 속도에서 (E)와 같은 열린 궤도는 포물선의 탄도라고 결론 내려진다. 심지어 더 빠른 속도에서 물체는 쌍곡선의 탄도 범위를 따를 것이다. 유용한 의미로, 이 탄도 유형들은 물체가 행성의 중력으로부터의 “풀려난 자유”이고 “우주로 벗어난다는 것”을 의미한다. 그러므로 질량을 가지는 두 움직이는 물체의 속도의 관계는 4가지 실제적인 분류, 즉 아류형들로 고려될 수 있다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
상대론적인 효과가 무시될 수 있는 경우 뉴턴의 법칙은 운동을 정확하게 표현해준다. 각 물체의 가속도는 그것에 대한 중력의 합에다가 그것의 질량으로 나누어준 것과 동일하고 두 물체 사이의 중력은 그들 질량 값에 비례하고 그들 사이의 거리의 제곱의 역으로 감소한다. 상호적인 중력에 의하여 오직 영향을 받는 두 지점의 물체의 계 혹은 구형의 물체들(두 물체에 대한 문제)에 대한 뉴턴의 예측에 따르면, 궤도는 정확하게 계산될 수 있다. 만약 위성이나 행성 주위 궤도를 도는 작은 달, 혹은 태양 주위 궤도를 도는 지구의 경우에 더 무거운 물체가 더 작은 물체보다 훨씬 더 거대하다면 더 무거운 물체를 중심으로 하는 좌표계에서 움직임을 묘사하기에 정확하고 편리하고 우리들은 더 작은 물체가 더 무거운 물체 주변 궤도 내에 있다고 말할 수 있다. 두 물체의 질량이 비슷한 경우에는 정확한 뉴턴 해결책을 이용하는 것이 가능하다. 좌표계를 구 물체의 중심에 놓는 것에 의하여 비슷하지 않은 두 물체의 경우와 정량적으로 유사하게 해결할 수 있다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
에너지는 중력장에서 관련이 있다. 다른 것으로부터 멀리 떨어져있는 표준의 물체는 만약 아래로 당겨지게 되면 중력에 대한 위치에너지를 가지게 되므로 다른 일을 할 수 있다. 어떤 일이 거대한 두 물체를 중력의 당김에 대항하여 분리하는 것을 요구할 때 그들의 중력에 대한 위치에너지는 그들이 분리됨에 따라 증가될 것이고 그들이 서로 접근함에 따라 감소할 것이다. 물체들의 어떤 지점에서 중력의 에너지는 제한 없이 감소하여 그들은 0의 분리지점에 접근할 것이고 그들이 무한한 거리에 있을 때나 더 작은 제한된 거리에 대해 음의 값(0으로부터 감소할 때)에 있을 때 위치에너지는 0이 되는 것이 더 쉬울 것이다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
두 물체에 대하여 궤도는 원추곡선에 있다. 계의 전체 에너지(운동에너지+위치에너지)에 의존하여 궤도는 열리거나(그래서 물체는 결코 돌아갈 수 없다) 닫힐(돌아간다) 수 있다. 열린 궤도의 경우에, 궤도의 어떤 위치에서의 속도는 적어도 특정 위치에 대한 탈출 속도이고 닫힌 궤도의 경우에는 항상 더 작다. 운동에너지가 결코 음의 값이 아니기 때문에 공통의 관습으로 무한한 분리 지점에서 위치 에너지가 0이 된다는 것을 채택한다면 경계 궤도는 음의 전체 에너지를 가지고 포물선의 탄도는 0의 전체에너지를 가지고 쌍곡선의 궤도는 양의 전체에너지를 가진다.
열린 궤도는 쌍곡선(속도가 탈출 속도보다 더 클 때) 혹은 포물선(속도가 정확하게 탈출 속도일 때)의 형태를 가진다. 그 물체들은 한동안 서로에게 접근하고 그들이 가깝게 접근했을 때 서로의 주변에서 꺾이고 그때 영원히 분리된다. 이것은 그들이 태양계의 밖에 있다면 몇몇 혜성의 경우가 될 것이다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
닫힌 궤도는 타원의 형태를 갖는다. 궤도를 도는 물체가 중심으로부터 항상 같은 거리에 있는 특별한 경우에, 그것은 또한 원의 형태이다. 그렇지 않으면, 궤도를 도는 물체가 지구에 가깝게 있는 지점은 근지점이고 궤도가 지구가 아닌 다른 물체 주변일 때는 근점이라 부른다(덜 적절하게 "perifocus" 혹은 "pericentron"). 위성이 지구로부터 가장 멀리 떨어져 있는 지점은 원지점, 궤도 최원점, 혹은 때때로 apifocus 혹은 apocentron이라 불린다. 근점에서부터 원지점으로 내려가는 선은 타원장축이다. 이것은 타원의 주축이고 그것의 가장 긴 부분의 선이다.
닫힌 궤도 내에서 궤도를 도는 물체는 일정 주기의 시간 후에 그들의 경로를 반복한다. 이 움직임은 수학적으로 뉴턴의 법칙으로부터 유도될 수 있는 케플러의 경험에 의거한 법칙에 의하여 묘사된다. 이것들은 다음과 같이 표현할 수 있다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
태양 주위 행성의 궤도는 타원의 중심 지점 중에 하나 내에 있는 태양과 함께한 타원이다. 그러므로 궤도는 평면에 놓여있고 이것은 궤도 평면이라 불린다. 이끌린 물체에 가까운 궤도 위의 지점은 근점이다. 이끌린 물체로부터 가장 멀리 떨어진 지점은 궤도 최원점이라고 부른다. 또한 특정한 물체 주변의 궤도에 대한 특별한 용어가 있다; 태양 주변의 궤도를 도는 것은 근일점과 원일점을 가지고 지구 주변의 궤도를 도는 것은 근지점과 원지점을 가진다. 그리고 달 주변 궤도를 도는 것은 근월점과 원월점을 가진다(또는 아주 유사하게 periselene과 aposelene이라고도 한다). 태양이 아닌 어떤 항성 주변의 궤도는 근성점과 원성점을 가진다.
궤도 뉴턴의 운동 법칙
행성은 고정된 시간동안 그것의 궤도 주변을 이동할 때, 태양에서부터 행성까지의 선은 시간의 기간 동안 행성이 지나간 궤도의 부분에 상관없이 행성 평면의 일정 면적을 지난다. 이것은 행성은 그것의 원일점에 가까이 있을 때 보다는 근일점 가까이에서 빠르게 움직인다는 것을 의미한다. 왜냐하면 더 작은 거리 안에서 그것은 같은 면적을 커버하기 위해 더 큰 호를 도는 것이 필요하다. 이 법칙은 “동일한 시간동안 동일한 면적”과 같이 흔히 진술된다.
점질량 주변의 경계 궤도 혹은 이상적인 뉴턴의 중력장에 있는 구형의 물체는 모두 타원형에 가까워서 이것들은 정확하고 무한히 같은 경로는 반복하게 되고 구형이 아니거나 뉴턴의 효과와 다른 경우(예를 들어 약간의 지구 편평도에 의해 혹은 상대적인 효과에 의해, 거리와 함께 중력장의 영향이 변화되는 것을 일으키게 될 때)에는 뉴턴의 두 가지 물체의 움직임이 타원의 특징으로부터 더 크거나 더 적은 정도로 떨어져 있게 하는 궤도의 형태를 만들 것이다. 두 물체에 대한 해결책은 1687년에 프린시피아에서 뉴턴에 의하여 알려지게 되었다. 1912년, Karl Fritiof Sundman은 세 물체에 대한 문제를 해결하는 수렴하는 무한한 것들을 발전시켰다. 그러나 그것은 너무나 느리게 수렴하여 유용하지 않다. 칭동점과 같은 특별한 경우를 제외하고는 4개 이상의 물체에 대한 계에 대해서는 움직임의 식을 해결하는 방법은 알려져 있지 않다.
대신에, 많은 물체들에 대한 궤도는 꽤나 높은 정확도로 측정될 수 있다.
이 측정들은 두 가지 형태를 취한다.
한 가지 형태는 기본적으로 순수하게 타원형의 움직임을 취하고 다양한 물체들의 중력의 영향에 대하여 설명하기 위해 섭동항을 추가한다. 이것은 천문학적인 물체들의 위치를 계산하기에 유용하다. 달, 행성, 그리고 다른 물체들의 움직임에 대한 식은 큰 정확성을 가지는 것으로 알려져 있고, 천문 항법에 대한 표를 일반화하는데 사용된다. 여전히 거기에는 뉴턴 이후의 방법들에 의하여 다루어져온 기이한 현상들이 있다.
다른 식의 형태는 과학적으로 혹은 우주비행을 계획하는 목적으로 사용된다. 뉴턴의 법칙에 따르면 모든 힘들의 합계는 그것의 질량에 가속도를 곱하는 것(F = ma)과 동등할 것이다. 그러므로 가속도는 위치에 대하여 표현될 수 있다. 섭동항은 이 형태로 묘사하기에 훨씬 쉽다. 그 다음의 위치와 처음으로부터의 속도를 예측하는 것은 처음의 문제 값을 해결하는 것과 일치한다. 수적인 방법은 미래의 짧은 시간동안 물체의 위치와 속도를 계산하고 그때 이것은 반복 된다. 그러나 컴퓨터 수학의 제한된 정확성으로부터의 작은 수학적 오차는 이 접근의 정확성이 제한될 때 누적된다.
많은 물체에 대한 다른 모의 상황은 물체의 중심 사이의 단계적인 두 배의 형태 내에서 계산을 수행한다. 이 계획을 사용하여 은하, 성단 그리고 다른 큰 물체들을 모의실험 해왔다.
궤도 궤도움직임에 대한 분석
이 부분은 행성 궤도에 대한 케플러의 법칙(움직임에 대한 뉴턴의 법칙과 뉴턴의 중력 법칙으로부터 유도)으로 통합되었음을 알린다. (케플러 궤도, 궤도 방정식, 그리고 케플러의 제1법칙을 또한 보도록 하자.) 다음은 궤도 역학에 대한 고전적인(뉴턴의) 분석으로 이것은 일반적인 상대성에 대한 약간 미미한 효과(frame dragging과 중력에 대한 시간의 확장)는 무시했음을 유의해라. 상대적인 효과는 매우 거대한 물체(태양에 대한 수성 궤도의 세차운동과 같은)와 가까울 때나 극단적인 정확성이 필요할 때(GPS 위성에 대한 궤도의 요소와 시간 신호에 대한 계산)에는 무시해서는 안 된다.
궤도 궤도 평면
지금까지 2차원에서의 분석을 보아왔다; 그것은 정상적인 타원을 벗어나지 않는 궤도는 우주의 고정된 평면안에 있는 2차원이라는 것을 증명하고 그러므로 3차원으로 확장하는 것은 간단히 2차원 평면을 평면적인 물체의 극에 상대적으로 요구되는 각으로 회전시켜보는 것이 필요하다.
궤도 궤도 주기
궤도 주기는 간단히 말해서 궤도를 도는 물체가 하나의 궤도를 완성하기 위해 걸리는 시간이다.
궤도 궤도 구체화하기
한 물체에 대한 궤도를 특정짓기 위해서는 최소 6개의 수가 요구되고 이것은 몇몇 방법으로 할 수 있다. 예를 들어 위치를 구체화시키는 3개의 수와 물체의 속도를 구체화하는 3개의 수를 통해 앞으로 계산될 수 있는 고유의 궤도가 주어진다. 그러나 전통적으로 사용되는 매개변수는 약간 다르다.
전통적으로 사용되는 궤도 요소의 세트는 Johannes Kepler와 그의 케플러의 법칙이 밝혀진 후에 케플러 요소의 세트라고 불린다. 케플러의 요소는 6가지로 다음과 같다:
물체에 대해 알려져 있는 궤도 요소들은 원칙적으로 그것의 위치는 시간에 따라 무한히 앞뒤로 계산된다. 그러나 실제적으로 궤도는 중심 물체와 시간에 따른 궤도 요소들의 변화 때문에 중력이 아닌 다른 힘에 대하여 영향을 받는다.
궤도 궤도의 작은 변화
궤도의 작은 변화는 주요 중력을 받는 물체의 전체적인 힘 혹은 평균 힘보다 훨씬 더 작고 두 궤도를 도는 물체에 대한 외부의 힘이 가속도를 유발할 때 일어난다. 이것은 시간에 따라 궤도의 매개변수를 변화시킨다.
궤도 방사상, 순행 그리고 횡적인 섭동
궤도 내에서 물체에 주어지는 작은 방사상의 충격량은 이심률을 변화시키지만 궤도주기는 변화시키지 못한다. 순행 혹은 역행의 충격(즉, 궤도 움직임에 적용되는 충격)은 이심률과 궤도 주기 둘 다 변화시킨다. 특히, 근점에 주어지는 순행의 충격은 궤도 최원점에서 고도를 높이고, 반면 역행의 충격은 반대가 된다. 횡적인 충격(궤도 평면의 밖에서)은 궤도나 이심률을 변화시키는 것 없이 궤도의 평면을 회전시킨다. 모든 예에서 닫힌 궤도는 여전히 섭동점을 가로지른다.
궤도 궤도의 쇠퇴
만약 궤도가 충분한 대기가 존재하는 평면적인 물체에 대한 것이라면 그것의 궤도는 느릿하게 지나가기 때문에 쇠퇴할 수 있다. 특히 각각의 근점에서 물체는 에너지가 손실되는 대기권의 끌림을 경험한다. 각 시간마다 궤도는 더 작은 이심률(더욱 원형)이 된다. 왜냐하면 물체는 에너지가 그것의 최대치에 있을 때 정확하게 운동 에너지를 잃어버리기 때문이다. 이것은 추가 가장 낮은 점에서는 추를 감속시키는 효과와 유사하다; 추가 좌우로 흔들리는 것의 가장 높은 지점은 더 낮아지게 된다. 궤도의 경호가 각각의 연속적인 감속과 동시에 궤도의 경로는 더욱 대기에 의해 영향을 받고 그 효과는 더욱 뚜렷해진다. 심지어 그 효과는 더 커져서 최대 운동 에너지는 대기의 끌림 효과의 제한에 의해 궤도로 돌아가기에 충분하지 않다. 이런 일이 발생할 때, 물체가 급속하게 회전하며 떨어지고 중심 물체를 가로지를 것이다. 대기의 경계는 크게 변화한다. 태양의 최대치 동안에, 지구의 대기는 태양이 최소치에 있는 동안보다 수백 킬로미터 더 높이까지 끌고 가는 것을 일으킨다. 또한 오랜 전도성의 한계를 가지는 몇몇 위성은 지구의 자기장으로부터 전자기적인 끌림 때문에 쇠퇴할 수 있다. 기본적으로 전선은 자장을 차단하고 발전기로서 행동한다. 전선은 전자를 한쪽 끝에 있는 거의 진공 가까운 곳으로부터 다른 한쪽 끝에 있는 진공 가까운 곳으로 이동시킨다. 궤도의 에너지는 전선 내에서 열로 전환된다.
궤도 궤도의 쇠퇴
궤도는 인공적으로 물체의 경로 내에 있는 몇몇 지점에서 물체의 운동에너지로 전환되는 로켓 모터의 사용을 통해서 영향을 받는다. 이것은 화학 에너지 혹은 전기에너지를 운동에너지로의 전환이다. 이 방법으로 궤도의 형태 혹은 배향의 변화가 촉진될 수 있다. 궤도에 인위적으로 영향을 미치는 또 다른 방법은 태양의 항해 혹은 자장의 항해의 사용을 통해서이다. 추진의 이 형태들은 추진체나 태양에너지 외에 다른 에너지를 필요로 하지 않으므로 이것은 무한히 사용될 수 있다. 한 가지 제안된 사용법으로의 statite를 보자. 또한, 궤도의 쇠퇴는 그들이 선회하는 물체에 대한 동기 궤도 하에서 물체에 대한 tidal force때문에 발생할 수 있다. 궤도를 도는 물체의 중력은 우선적으로 tidal bulge를 일으키고 동기 궤도 하에서 궤도를 도는 물체가 물체의 표면보다 더 빨리 움직일 때 그 bulge는 그것의 뒤에 짧은 각으로 뒤떨어진다. bulge의 중력은 약하게 제1의 위성 축에 대하여 떨어져 있고 그리하여 위성의 움직임들 사이에 구성요소를 가진다. 가까운 bulge는 물체의 속도를 먼 bulge가 그것의 속도를 높이는 것보다 더 느리게 하여 결국 궤도의 쇠퇴를 일으킨다. 반대로 말하면, bulge 위에서 위성의 중력은 우선적으로 회전력을 적용하고 그것의 회선 속도를 증가시킨다. 인위적인 위성은 너무나 작아서 그들이 궤도를 도는 행성에 대하여 분명한 조수의 효과를 가질 수 없지만 몇몇 태양계에 속하는 달들은 이 메커니즘에 의하여 궤도의 쇠퇴를 경험한다. 화성의 가장 안쪽의 달인 Phobos는 적절한 예이고 화성의 표면에 충격을 주거나 5000만년 내에 고리로 깨어질 것이 기대된다.
궤도 궤도의 쇠퇴
최종적으로 궤도는 중력의 파장을 방출하는 것을 통하여 쇠퇴할 수 있다. 이 메커니즘은 극단적으로 대부분의 항성상 천체에 대하여서는 약하고 블랙홀이나 서로 가깝게 궤도를 돌고 있는 중성자성과 같이 오직 극단적인 질량과 가속도가 결합된 경우에만 충분히 적용된다.