Orbital davr

Orbital davr — maʼlum bir astronomik obyekt boshqa obyekt atrofida bir orbitani aylanib chiqishi uchun ketadigan vaqt miqdori. Astronomiyada bu odatda Quyosh atrofida aylanadigan sayyoralar yoki asteroidlarga, sayyoralar orbitasidagi yoʻldoshlarga, boshqa yulduzlar orbitasidagi ekzosayyoralarga yoki qoʻshaloq yulduzlarga nisbatan qoʻllanadi.

Umuman samoviy jismlar uchun yulduz davri (yulduz yili) bir jismning birlamchi jism atrofida, masalan,Yerning Quyosh atrofida, osmonda proyeksiyalangan qoʻzgʻalmas yulduzlarga nisbatan 360° aylanishi bilan aniqlanadigan orbital davr deb ataladi. Orbital davrlarni bir necha usul bilan aniqlash mumkin.

Tropik davr, ayniqsa, asosiy yulduzning pozitsiyasiga bog'liq. Quyosh yili va mos ravishda kalendar yil uchun asosdir hioblanadi.
Sinodik davr nafaqat asosiy yulduzga, balki boshqa samoviy jismlarga ham orbital munosabatni o'z ichiga oladi, bu esa uni atrofidagi jismning orbitasiga shunchaki boshqacha yondashuv emas, balki boshqa jismlar, odatda Yer bilan orbital munosabatlar davridir. Bu sayyoralar bir xil hodisa yoki joylashuvga qaytishi uchun o'tgan vaqtga taalluqlidir, masalan, har qanday sayyora Quyosh bilan ketma-ket kuzatilgan holati yoki qarama-qarshi turishi orasida sarflangan vaqt. Misol uchun, Yupiter Yerdan 398,8 kunlik sinodik davrga ega; shunday qilib, Yupiterning qarama-qarshiligi har 13 oyda bir marta sodir bo'ladi.

Astronomiyadagi davrlar qulay tarzda turli vaqt birliklarida, koʻpincha soatlar, kunlar yoki yillar bilan ifodalanadi. Ular, shuningdek, boshqa samoviy jismlarning kichik murakkab tashqi tortishish taʼsiridan kelib chiqadigan turli xil maxsus astronomik taʼriflar ostida ham aniqlanishi mumkin. Bunday oʻzgarishlar, shuningdek, ikkita astronomik jism (barisentr) oʻrtasida tortishish markazining haqiqiy joylashuvi, boshqa sayyoralar yoki jismlar tomonidan buzilishlar, orbital rezonans, umumiy nisbiylik nazariyasi va boshqalarni oʻz ichiga oladi. Koʻpchilik aniq pozitsion kuzatuvlar yordamida samoviy mexanikadan foydalangan holda batafsil murakkab astronomik nazariyalar tomonidan tekshiriladi.

Tegishli davrlar

Obyektlarning orbitalari bilan bogʻliq koʻplab davrlar mavjud, ularning har biri koʻpincha astronomiya va astrofizikaning turli sohalarida qoʻllanadi, ayniqsa ularni aylanish davrlari kabi boshqa aylanish davrlari bilan aralashtirib yubormaslik kerak. Baʼzi umumiy orbitalarga misollar keltiraylik:

Yulduz davri - bu yulduz yiliga nisbatan obyektning to'liq orbitani bir marta aylanib chiqish uchun ketadigan vaqt miqdori. Bu inertval sanoq sistemasidagi orbital davrdir.
Sinodik davr - obyektning ikki yoki undan ortiq boshqa obyektlarga nisbatan xuddi shu nuqtada qayta paydo bo'lishi uchun ketadigan vaqt. Umumiy foydalanishda bu ikki obyekt odatda Yer va Quyoshdir. Ikki ketma-ket qarama- qarshilik yoki ikkita ketma- ket bog'lanish orasidagi vaqt ham sinodik davrga teng. Quyosh sistemasidagi samoviy jismlar uchun sinodik davr (Yer va Quyoshga nisbatan) Yerning Quyosh atrofidagi harakati tufayli tropik davrdan farq qiladi. Masalan, Quyoshga nisbatan Yerdan ko'rinadigan Oy orbitasining sinodik davri 29,5 o'rtacha quyosh kuni, chunki Oyning fazasining Quyosh va Yerga nisbatan pozitsiyasi bu davrdan keyin takrorlanadi. Bu Yerning Quyosh atrofidagi harakati tufayli uning Yer atrofidagi orbitasining yulduz davridan uzoqroq, ya'ni 27,3 o'rtacha quyosh kuniga teng.
Drakonit davri (shuningdek, drakonik davr yoki tugun davri), obyektning ko'tarilish tugunidan ikki marta o'tishi o'rtasida o'tadigan vaqt, uning orbita nuqtasi, u ekliptikani janubdan shimoliy yarim sharga kesib o'tadi. Bu davr yulduz davridan farq qiladi, chunki obyektning orbital tekisligi ham, ekliptika presessining tekisligi ham qo'zg'almas yulduzlarga nisbatan, shuning uchun ularning kesishishi, tugunlar chizig'i ham qo'zg'almas yulduzlarga nisbatan o'tadi. Garchi ekliptika tekisligi ko'pincha ma'lum bir davrda egallagan holatda sobit bo'lsa ham, obyektning orbital tekisligi hali ham oldinga o'tadi, bu esa drakonit davrining yulduz davridan farqlanishiga olib keladi^[1].
Anomalistik davr - bu ob'ektning periapsisdagi ikkita o'tishi orasidagi vaqt (Quyosh tizimidagi sayyoralar misolida, perigeliy deb ataladi), uning jalb qiluvchi jismga eng yaqin kelish nuqtasi. U yulduz davridan farq qiladi, chunki obyektning yarim katta o'qi odatda sekin oldinga siljiydi.
Shuningdek, Yerning tropik davri (tropik yil) - uning aylanish o'qining Quyosh bilan ikki tekislanishi orasidagi interval, shuningdek, 0 soatlik o'ng ko'tarilishda obyektning ikkita o'tish joyi sifatida qaraladi. Bir Yer yili Quyoshning ekliptika bo'ylab bitta aylanish davrini (yulduzli yil) yakunlash davridan biroz qisqaroq, chunki egimli o'q va ekvator tekisligi orbita tugashidan oldin Quyosh bilan mos keladiganga nisbatan sekin o'tadi (yo'naltiruvchi yulduzlarga nisbatan aylanadi). Yer uchun eksenel presessiyaning bu aylanishi, deb nomlanadi. Tengkunlik kunlarining retsessiyasi taxminan har 25770-yilda takrorlanadi.

Markaziy jism atrofida aylanish

Ellipsning yarim katta o'qi (a) va yarim kichik o'qi (b).

Keplerning uchinchi qonuniga koʻra, aylana yoki elliptik orbita boʻylab bir-birini aylanib yuruvchi ikki nuqta massasining orbital davri T^[2]:

$T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}}$ Bu yerda:

a - orbitaning yarim katta o'qi
m = GM - standart tortishish parametri
G - tortishish doimiysi ,
M - kattaroq jismning massasi.

Berilgan yarim katta oʻqi boʻlgan barcha ellipslar uchun ekssentriklikdan qatʼi nazar, orbital davri bir xil boʻladi.

Manbalar

↑ Oliver Montenbruck, Eberhard Gill (2000) „Satellite Orbits: Models, Methods, and Applications“. Springer Science & Business Media.
↑ Robert, Lea „Kepler's Third Law: The movement of solar system planets“. space.com.

[bir-1] Oliver Montenbruck, Eberhard Gill (2000) „Satellite Orbits: Models, Methods, and Applications“. Springer Science & Business Media.

[2] Robert, Lea „Kepler's Third Law: The movement of solar system planets“. space.com.

[1]

[2]