Enberi açısı - Vikipedi

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

Enberi açısı (ayrıca enberi argümanı, galaktik enberi argümanı veya perifokus argümanı olarak da adlandırılır), ω olarak sembolize edilir ve yörüngede dönen bir cismin Yörünge öğelerinden biridir. Parametrik olarak ω, cismin çıkış düğümünden enberi noktasına kadar olan ve hareket yönünde ölçülen açıdır.

Belirli yörünge türleri için, günberi açısı (güneş merkezli yörüngeler için), yerberi açısı (yer merkezli yörüngeler için), periastron açısı (yıldızların etrafındaki yörüngeler için) gibi terimler kullanılabilir (daha fazla bilgi için Apsis'e bakın).

0°'lik bir enberi açısı, yörüngedeki cismin referans düzlemini güneyden kuzeye geçtiği anda merkezi cisme en yakın yaklaşımda olacağı konum anlamına gelir. 90°'lik bir enberi açısı ise, yörüngedeki cismin referans düzleminden en kuzeydeki uzaklığında enberi noktası konumuna ulaşacağı anlamına gelir.

Çıkış düğümü boylamına enberi açısının eklenmesi enberi boylamını verir. Bununla birlikte, özellikle çift yıldızlar ve ötegezegenlerle ilgili tartışmalarda, "enberi açısı" veya "periastron açısı" terimleri genellikle "enberi boylamı" ile eş anlamlı olarak kullanılır.

Hesaplama[değiştir | kaynağı değiştir]

Astrodinamikte, enberi açısı ω aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

${\displaystyle \omega =\arccos {{\mathbf {n} \cdot \mathbf {e} } \over {\mathbf {\left|n\right|} \mathbf {\left|e\right|} }}}$

e_z < 0 ise ω → 2π − ω olur.

burada:

• n çıkış düğümüne doğru işaret eden bir vektördür (yani, n'nin z bileşeni sıfırdır),
• e dışmerkezlik vektörüdür (enberi noktasına doğru yönelen bir vektör).

Çıkış düğümü olmayan yani yörünge eğikliği bulunmayan ekvatoral yörüngeler söz konusu olduğunda, bu açı kesinlikle tanımsızdır. Ancak, çıkış düğümü boylamını Ω 0 olarak ayarlama geleneği takip edilirse, ω değeri iki boyutlu senaryodan takip edilir:

$${\displaystyle \omega =\operatorname {atan2} \left(e_{y},e_{x}\right)}$$

Yörünge saat yönündeyse (ör. (r × v)_z < 0) o zaman ω → 2π − ω olarak hesap yapılır.

burada:

• e_x ve e_y, dışmerkezlik vektörünün (e) x- ve y- bileşenleridir.

Dairesel yörüngeler söz konusu olduğunda, genellikle enberi açısının yükselen düğüme yerleştirildiği ve bu nedenle ω = 0 olduğu varsayılır. Bununla birlikte, profesyonel ötegezegen bilimcileri arasında, dairesel yörüngeler için ω = 90 ° değeri sıklıkla varsayılır; bu, bir gezegenin alt kavuşum zamanının (geometri uygun olsaydı gezegenin geçeceği zaman olurdu) periastron zamanına eşit olması avantajına sahiptir.^[1][2][3]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Kubbemsi yalpalanma
• Kepler yörüngesi
• Yörünge mekaniği
• Yörünge ögeleri
• Yörünge düğümü

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]