خروج از مرکز مداری الشذوذ مداری

مکانیک سماوی شاخه‌ای از علم ستاره‌شناسی است که به مطالعهٔ اجرام سماوی می‌پردازد. این رشته علمی می کوشد قوانین فیزیک را با رفتار ستاره‌ها و سیارات منطبق کند. در زیرشاخه‌های این رشته به مطالعهٔ مدار قمرهای مصنوعی و یا مدار ماه پرداخته می‌شود.
محتویات [نمایش]
تاریخچه [ویرایش]

مدل تحلیلی مکانیک آسمانی مدرن، بیش از ۳۰۰ سال پیش با Principia نوشته اسحاق نیوتن از سال ۱۶۸۷ آغاز شده است. اما نام «مکانیک سماوی» جدیدتر از آن است. نیوتن نوشت که این زمینه از فیزیک باید «مکانیک منطقی» نامیده شود . اصطلاح «دینامیک» کمی بعد با گوتفرید لایبنیتس به وجود آمد، و بیش از یک قرن بعد از نیوتن، پیر سیمون لاپلاس اصطلاح «مکانیک سماوی» را معرفی کرد. با این وجود، مطالعاتی که در زمینهٔ پرداختن به مسائل سیاره‌ای و موقعیت‌های آنها برای مورخین شناخته شده است، بر می گردد به ۳۰۰۰ سال پیش یا بیشتر، زمان ستاره‌شناسان بابلی.
نویسندگان کلاسیک یونانی به صورت گسترده در مورد حرکات سماوی اندیشه می‌کردند، که این تفکرات به ارائه مدل هندسی حرکت سیارات و ساز و کارهای آنها منجر شد. این مدل، نظریهٔ زمین‌مرکزی بود که حرکات ترکیبی یکنواخت دایره‌واری را توضیح داد که به مرکزیت زمین بودند. شخصیت غیر معمول در میان ستاره‌شناسان یونانی، آریستارکوس ساموس بود که مدل مترقی‌تر خورشیدمرکزی را ارائه داد و در تلاش برای اندازه گیری فاصله زمین از خورشید بود.
تنها حامی شناخته شده آریستارکوس، سلئوکوس، یک ستاره شناس بابلی بود که در مورد اثبات نظریهٔ خورشید مرکزی در قرن دوم قبل از میلاد سخن گفته است. این گفته‌ها ممکن است دربرگیرنده پدیده جزر و مد باشند، چرا که او به درستی نظر میدهد که جزر و مد توسط جاذبه ماه است و اشاره می کند که ارتفاع جزر و مد بستگی به موقعیت ماه نسبت به خورشید دارد.
بطلمیوس [ویرایش]
کلودیوس بطلمیوس یک اخترشناس و طالع‌بین در اوایل امپراتوری روم بود که چندین کتاب در مورد ستاره شناسی نوشت. مهمترین اینها المجسطی بود که برای ۱۴۰۰ سال، مهم‌ترین کتاب برای پیش بینی هندسی نجومی باقی ماند. بطلمیوس بهترین اصول نجومی را از اسلاف یونانی خود، به خصوص هیپارکوس، انتخاب نمود و به نظر می رسد که آنها را به طور مستقیم یا غیر مستقیم با داده ها و پارامترهای به دست آمده از بابل ترکیب کرد. گرچه بطلمیوس تا حد زیادی دقت موقعیت‌های پیش‌بینی شده از سیارات را بهبود داد و اگر چه مدل او بسیار دقیق بود، به آن بیشتر در ساخت سازه هندسی تکیه می‌شود تا انگیزه‌های فیزیکی.
در اوایل قرون وسطی [ویرایش]
ون درواردن مدل‌های سیاره‌ای توسعه یافته توسط آریابهاتا ستاره‌شناس هندی و ابومعشر بلخی، ستاره شناس ایرانی را به مدل خورشید مرکزی تعمیم داد؛ اما این دیدگاه به شدت توسط دیگران مورد مناقشه قرار گرفت. در قرن ۹ میلادی، فیزیکدان و ستاره شناس ایرانی، ابو جعفر محمد بن موسی، فرضیه‌ای را رائه کرد که بر طبق آن اجسام آسمانی و افلاک مشمول همان قوانین فیزیکی هستند که در زمین رخ می‌دهد، بر خلاف پیشینیان که معتقد بود که افلاک آسمانی به قوانین فیزیکی مخصوص به خود را دنبال می‌کنند که متفاوت از قوانین زمینی است.[۱] او همچنین از یک نیروی جاذبه بین اجسام آسمانی سخن گفته است،[۲]
ابن هیثم [ویرایش]
در اوایل قرن ۱۱، ابن هیثم یک نظریه توسعه یافته از مدل زمین‌مرکزی اپی‌سیکلیک بطلمیوس برحسب حوزه های تو در توی آسمانی ارائه داد. او همچنین در فصل ۱۵ تا ۱۶ از کتاب خود «نورشناسی»، کشف کرد که افلاک آسمانی از ماده جامد تشکیل نشده‌اند.[۳]
یوهانس کپلر [ویرایش]
اسحاق نیوتن [ویرایش]
آلبرت اینشتین [ویرایش]
منابع [ویرایش]

↑ Saliba, George (1994a), "Early Arabic Critique of Ptolemaic Cosmology: A Ninth-Century Text on the Motion of the Celestial Spheres", Journal for the History of Astronomy 25: 115–141 [116]
↑ Waheed, K. A. (1978), Islam and The Origins of Modern Science, Islamic Publication Ltd., Lahore, p. 27
↑ Edward Rosen (1985), "The Dissolution of the Solid Celestial Spheres", Journal of the History of Ideas 46 (1), p. 13-31 [19-20, 21].
Wikipedia contributors، "Celestial mechanics،" Wikipedia، The Free Encyclopedia، http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Celestial_mechanics&oldid=398789122 (accessed January ۲۹، ۲۰۱۱).
[نهفتن]
ن • ب • و
ستاره‌شناسی در دوران اسلامی
ستاره‌شناسان
سده ۸ام
احمد نهاوندی فضل پسر نوبخت ابراهیم فزاری و محمد بن ابراهیم فزاری ماشاالله پسر اطهری یعقوب بن طارق
سده ۹ام
ابومعشر بلخی ابوسعید جرجانی ابن کثیر فرغانی ابویوسف کندی ابوعبدالله محمد بن عیسی ماهانی حجاج ابن یوسف پسر مطر حبش حاسب علی پسر عیسای اسطرلابی بنی موسی ابوالعباس ایرانشهری خالد پسر عبدالمالک محمد بن موسی خوارزمی سهل پسر بشر ثابت بن قره
سده ۱۰ام
عبدالرحمان صوفی ابومحمود حامدبن خضر خجندی ابوجعفر خازن خراسانی ابوسهل بیژن کوهی ابوالوفای بوزجانی احمد پسر یوسف بتانی القبیصی ابوالعباس نیریزی ساجانی ابن یونس مصری ابراهیم پسر سنان
سده ۱۱ام
بونصر منصور ابوریحان بیرونی ابن زرقالی ابن هیثم ابن سینا ابن صفار کوشیار گیلانی صاعد اندلسی ابوسعید سجزی
سده ۱۲ام
بطروجی بهاءالدین مروزی خازنی سموال مغربی ابو الصلت انوری ابن کماد جابر پسر افلح خیام شرف‌الدین طوسی
سده ۱۳ام
ابن بناء ابن هائم جمال‌الدین بخاری محیی‌الدین مغربی خواجه نصیر طوسی قطب‌الدین شیرازی شمس‌الدین سمرقندی زکریای قزوینی ابن ابی الشکر مویدالدین اوردی اثیرالدین ابهری محمد پسر ابی بکر فریسی
سده ۱۴ام
ابن شاطر شمس‌الدین خلیلی ابوالعقول
سده ۱۵ام
علی بن محمد سمرقندی(ملا علی قوشچی) بدرالدین عبدالواجد غیاث‌الدین جمشید کاشانی قاضی‌زاده رومی الغ‌بیگ سبط ماردینی شهاب‌الدین پسر مجدی
سده ۱۶ام
مولانا عبدالعلی بیرجندی شیخ بهایی پیری رئیس تقی‌الدین محمد پسر معروف
آثار
عجایب‌المخلوقات نام ستاره‌ها در زبان عربی کتاب منظره‌ها رسائل اخوان الصفا گاه‌شماری هجری قمری نقشه آسمان نزهة المشتاق فی اختراق الآفاق کتاب شفا
زیج: Alfonsine tables سالنما جدول نجومی صورالکواکب کاتالوگ ستاره‌ای Toledan Tables تابع‌های مثلثاتی زیج ایلخانی زیج سلطانی سلم السماء
ابزارها
آلیداد رایانه قیاسی روزنه حلقه‌دار اسطرلاب ساعت فلکی گلوب آسمانی قطب‌نما صفحه جهت‌یاب دیوپترا حلقه استوایی Equatorium گلوب کاغذ میلیمتری ذره‌بین Mural instrument اسطرلاب ناوبری سحابی (ستاره‌شناسی) جهان‌نمای مسطح ربع (ابزار) سدس Shadow square حلقه‌دار ساعت آفتابی تلسکوپ Triquetrum
مفاهیم
Almucantar اوج و حضیض اخترفیزیک انحراف محوری سمت مکانیک سماوی Celestial spheres مدار دایروی فلک تدویر حرکت وضعی زمین خروج از مرکز مداری دایرةالبروج مدار بیضوی اکوانت کهکشان زمین‌مرکزی انرژی پتانسیل گرانش خورشیدمرکزی لختی کیهان‌شناسی اسلامی مهتاب Multiverse دیدگاه مسلمانان درباره ستاره‌بینی انحراف محوری اختلاف منظر حرکت تقدیمی قبله اوقات شرعی وزن مخصوص زمین مدور نور ستاره Sublunary sphere نور سفید خورشید ابرنواختر کرانداری زمانی نوسان حرکت تقدیمی مثلث‌سازی جفت طوسی گیتی
مراکز
دانشگاه الازهر دارالحکمه بیت‌الحکمه ستاره‌شناسی در دوران اسلامی رصدخانه تقی‌الدین استانبول مدرسه (اسلام) رصدخانه مراغه رصدخانه بنیاد پژوهشی رصدخانه الغ‌بیگ مسجد اموی دمشق دانشگاه قرویین
تأثیرپذیرفته
ستاره‌شناسی بابلی ستاره‌شناسی قبطی ستاره‌شناسی یونانی ستاره‌ شناسی هندی
تأثیرگذاشته
ستاره‌ شناسی بیزانسی ستاره‌ شناسی چینی ستاره‌ شناسی اروپایی ستاره‌ شناسی هندی
رده‌ها: مکانیک سماوی ستاره‌ شناسی مکانیک

قس عربی

فی الدینامیکا الفلکیة، تحت المقیاس الطبیعی أی مدار لابد أن یکون شکله قطع مخروطی. وشذوذ القطع المخروطی ، أی الشذوذ المداری بالإمکان شرحه على أنه مقدار انحراف شکل المدار عن الدائرة ویعبر عن هذا الانحراف ریاضیا بمعامل الانحراف المرکزی ویرمز له بالرمز e . أی أن معامل الانحراف المرکزی e یحدد بالضبط شکل المدار : فیمکن أن یکون دائریا أو إهلیجیا (فی شکل القطع الناقص) ، أو ذو شکل القطع المکافئ أو ذو شکل قطع زائد. تعیّن تلک الأشکال على أساس معامل الانحراف المرکزی e کالآتی:



للمدارات الدائریة: .
للمدارات الإهلیجیة: .
مدارات القطع المکافئ: .
مدارات القطع الزائد: .
فی أسهل الحالات یکون الشدود المداری وبالتالی معامل الانحراف المرکزی مساویا للصفر ( ) وهذا یعنی أن الشکل الناتج للمدار دائری تماما. وقد صاغ کیبلر قوانینه عن حرکة الأجرام الکواکب حول الشمس بأنها على وجه العموم تکون فی شکل قطع ناقص (إهلیجی) ، أی تکون مثلا . .



القانون الثانی لکبلر (الشمس تقع فی إحدى البؤرتین).

فی المجموعة الشمسیة نجد الشکیان الأولین وهما الدائرة و القطع الناقص یصفان حرکة الکواکب حول الشمس ، ونلاحط أنهما مدارین مغلقین . أما الشکلان الأخریان (القطع المکافیء و القطع الزائد) فهما یصفان حرکة مذنبات وهی أجسام لا تتبع المجموعة الشمسیة وتأتی إلیها من أعماق الفضاء تحت فعل جاذبیة الشمس وتمر علیها وتغادر المجموعة الشمسیة ثانیا ، ومساراتها تکون مفتوحة .

[عدل]اقرأ ایضا

قطع ناقص
قطع مکافیء
قطع زائد

.

[أخف]ع · ن · ت
مدارات (علم الفلک)
مدارات
مدار شمسی المرکز، مدار متزامن مع الشمس، مدار أرضی منخفض، مدار أرضی مرتفع، مدار أرضی متوسط، مدار أرضی جغرافی متزامن، مدار أرضی، مدار، المدار الجغرافى الثابت، مدار إهلیجی، مدار قطبی، مدار دائری، مستوى مداری،
الخصائص
إطار مرجعی عطالی، إطار مرجعی غالیلی، الشذوذ المداری، تدهور مداری، زاویة العقدة المداریة، زاویة میلان، سرعة الإفلات، سرعة مداریة، نصف المحور الرئیسی، نظام إحداثی سماوی، فترة دورانیة، حرکة تراجعیة، حرکة تزامنیة، حضیض (فلک)، حلقة کوکبیة، أوج (فلک)، أنالمة، دوران الأرض، رنین مداری، عقدة مداریة، مسار الشمس
تصنیفات: میکانیکا سماویةمداراتمیکانیکا مداریة

قس انگلیسی

The orbital eccentricity of an astronomical object is a parameter that determines the amount by which its orbit around another body deviates from a perfect circle. A value of 0 is a circular orbit, values between 0 and 1 form an elliptical orbit, 1 is a parabolic escape orbit, and greater than 1 is a hyperbola. The term derives its name from the parameters of conic sections, as every Kepler orbit is a conic section. It is normally used for the isolated two-body problem, but extensions exist for objects following a rosette orbit through the galaxy.
Contents [show]
[edit]Definition

In a two-body problem with inverse-square-law force, every orbit is a Kepler orbit. The eccentricity of this Kepler orbit is a positive number that defines its shape.
The eccentricity may take the following values:
circular orbit:
elliptic orbit: (see Ellipse)
parabolic trajectory: (see Parabola)
hyperbolic trajectory: (see Hyperbola)
The eccentricity is given by

where E is the total orbital energy, is the angular momentum, is the reduced mass. and the coefficient of the inverse-square law central force such as gravity or electrostatics in classical physics:

( is negative for an attractive force, positive for a repulsive one) (see also Kepler problem).
or in the case of a gravitational force:

where is the specific orbital energy (total energy divided by the reduced mass), the standard gravitational parameter based on the total mass, and the specific relative angular momentum (angular momentum divided by the reduced mass).
For values of e from 0 to 1 the orbit's shape is an increasingly elongated (or flatter) ellipse; for values of e from 1 to infinity the orbit is a hyperbola branch making a total turn of 2 arccsc e, decreasing from 180 to 0 degrees. The limit case between an ellipse and a hyperbola, when e equals 1, is parabola.
Radial trajectories are classified as elliptic, parabolic, or hyperbolic based on the energy of the orbit, not the eccentricity. Radial orbits have zero angular momentum and hence eccentricity equal to one. Keeping the energy constant and reducing the angular momentum, elliptic, parabolic, and hyperbolic orbits each tend to the corresponding type of radial trajectory while e tends to 1 (or in the parabolic case, remains 1).
For a repulsive force only the hyperbolic trajectory, including the radial version, is applicable.
For elliptical orbits, a simple proof shows that arcsin() yields the projection angle of a perfect circle to an ellipse of eccentricity . For example, to view the eccentricity of the planet Mercury (=0.2056), one must simply calculate the inverse sine to find the projection angle of 11.86 degrees. Next, tilt any circular object (such as a coffee mug viewed from the top) by that angle and the apparent ellipse projected to your eye will be of that same eccentricity.
[edit]Etymology

From Medieval Latin eccentricus, derived from Greek ekkentros "out of the center", from ek-, ex- "out of" + kentron "center". Eccentric first appeared in English in 1551, with the definition "a circle in which the earth, sun. etc. deviates from its center." Five years later, in 1556, an adjective form of the word was added.
[edit]Calculation

Eccentricity of an orbit can be calculated from orbital state vectors as a magnitude of eccentricity vector:

where:
is eccentricity vector.
For elliptical orbits it can also be calculated from distance at apoapsis and periapsis:


where:
is radius at apoapsis (i.e., the farthest distance of the orbit to the center of mass of the system, which is a focus of the ellipse).
is radius at periapsis (the closest distance).
The eccentricity of an elliptical orbit can also be used to obtain the ratio of the periapsis to the apoapsis:

[edit]Examples



Gravity Simulator plot of the changing orbital eccentricity of Mercury, Venus, Earth, and Mars over the next 50,000 years. The 0 point on this plot is the year 2007.
The eccentricity of the Earth's orbit is currently about 0.0167; the Earth's orbit is nearly circular. Over hundreds of thousands of years, the eccentricity of the Earth's orbit varies from nearly 0.0034 to almost 0.058 as a result of gravitational attractions among the planets (see graph).[1]
Mercury has the greatest orbital eccentricity of any planet in the Solar System (e=0.2056). Before 2006, Pluto was considered to be the planet with the most eccentric orbit (e=0.248). The Moon's value is 0.0549. For the values for all planets and other celestial bodies in one table, see List of gravitationally rounded objects of the Solar System.
Most of the Solar System's asteroids have orbital eccentricities between 0 and 0.35 with an average value of 0.17.[2] Their comparatively high eccentricities are probably due to the influence of Jupiter and to past collisions.
The eccentricity of comets is most often close to 1. Periodic comets have highly eccentric elliptical orbits with eccentricities just below 1; Halley's Comet's elliptical orbit, for example, has a value of 0.967. Non-periodic comets follow near-parabolic orbits and thus have eccentricities even closer to 1. Examples include Comet Hale–Bopp with a value of 0.995[3] and comet C/2006 P1 (McNaught) with a value of 1.000019.[4] As Hale–Bopp's value is less than 1, its orbit is elliptical and will in fact return.[3] Comet McNaught has a hyperbolic orbit while within the influence of the planets, but is still bound to the Sun with an orbital period of about 105 years.[5] As of a 2010 Epoch, Comet C/1980 E1 has the largest eccentricity of any known hyperbolic comet with an eccentricity of 1.057,[6] and will leave the Solar System indefinitely.
Neptune's largest moon Triton has an eccentricity of 1.6 × 10−5,[7] the smallest eccentricity of any known body in the Solar System; its orbit is as close to a perfect circle as can be currently measured.
[edit]Mean eccentricity

The mean eccentricity of an object is the average eccentricity as a result of perturbations over a given time period. Neptune currently has an instant (current Epoch) eccentricity of 0.0113,[8] but from 1800 A.D. to 2050 A.D. has a mean eccentricity of 0.00859.[9]
[edit]Climatic effect

Orbital mechanics require that the duration of the seasons be proportional to the area of the Earth's orbit swept between the solstices and equinoxes, so when the orbital eccentricity is extreme, the seasons that occur on the far side of the orbit (aphelion) can be substantially longer in duration. Today, northern hemisphere fall and winter occur at closest approach (perihelion), when the earth is moving at its maximum velocity. As a result, in the northern hemisphere, fall and winter are slightly shorter than spring and summer. In 2006, summer was 4.66 days longer than winter and spring was 2.9 days longer than fall.[10][citation needed] Apsidal precession slowly changes the place in the Earth's orbit where the solstices and equinoxes occur (this is not the precession of the axis). Over the next 10,000 years, northern hemisphere winters will become gradually longer and summers will become shorter. Any cooling effect, however, will be counteracted by the fact that the eccentricity of Earth's orbit will be almost halved[citation needed], reducing the mean orbital radius and raising temperatures in both hemispheres closer to the mid-interglacial peak.
[edit]See also

Eccentricity (mathematics)
Eccentricity vector
Equation of time
Milankovitch cycles
Orbits
[edit]References

^ A. Berger and M.F. Loutre (1991 (old, but published)). "Graph of the eccentricity of the Earth's orbit". Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years). Retrieved 2009-12-17.
^ Asteroids
^ a b "JPL Small-Body Database Browser: C/1995 O1 (Hale-Bopp)". 2007-10-22 last obs. Retrieved 2008-12-05.
^ "JPL Small-Body Database Browser: C/2006 P1 (McNaught)". 2007-07-11 last obs. Retrieved 2009-12-17.
^ "Comet C/2006 P1 (McNaught) - facts and figures". Perth Observatory in Australia. 2007-01-22. Retrieved 2011-02-01.
^ "JPL Small-Body Database Browser: C/1980 E1 (Bowell)". 1986-12-02 last obs. Retrieved 2010-03-22.
^ David R. Williams (22 January 2008). "Neptunian Satellite Fact Sheet". NASA. Retrieved 2009-12-17.
^ Williams, David R. (2007-11-29). "Neptune Fact Sheet". NASA. Retrieved 2009-12-17.
^ "Keplerian elements for 1800 A.D. to 2050 A.D.". JPL Solar System Dynamics. Retrieved 2009-12-17.
^ This information is concerning the summer of the year 2006 not the current year we are in now.
Prussing, John E., and Bruce A. Conway. Orbital Mechanics. New York: Oxford University Press, 1993.
[edit]External links

World of Physics: Eccentricity
The NOAA page on Climate Forcing Data includes (calculated) data from Berger (1978), Berger and Loutre (1991). Laskar et al. (2004) on Earth orbital variations, Includes eccentricity over the last 50 million years and for the coming 20 million years.
The orbital simulations by Varadi, Ghil and Runnegar (2003) provides series for Earth orbital eccentricity and orbital inclination.
Kepler's Second law's simulation
[show] v t e
Articles related to orbits
View page ratings
Rate this page
What's this?
Trustworthy
Objective
Complete
Well-written
I am highly knowledgeable about this topic (optional)

Submit ratings
Categories: Orbits