Çift merkezi
Şablon:YönlendirmeŞablon:Çoklu resimŞablon:Astrodinamik
Astronomide çift merkezi (barisenter, yalpalama merkezi, kütle merkezi veya ağırlık merkezi; Eski Yunanca βαρύς (barús) 'ağır' ve κέντρον (kéntron) 'merkez')[1] birbirinin yörüngesinde dönen iki veya daha fazla cismin kütle merkezidir ve cisimlerin etrafında döndüğü noktadır. Çift merkez fiziksel bir nesne değil, dinamik bir noktadır. Astronomi ve astrofizik gibi alanlarda önemli bir kavramdır. Bir cismin kütle merkezinden çift merkeze olan mesafesi iki cisim problemi olarak hesaplanabilir.
Yörüngede dönen iki cisimden biri diğerinden çok daha büyükse ve cisimler birbirine nispeten yakınsa, çift merkez tipik olarak daha büyük kütleli cismin içinde yer alacaktır. Bu durumda, iki cisim aralarında bir nokta etrafında dönüyor gibi görünmek yerine, daha az kütleli cisim daha kütleli cismin etrafında dönüyor gibi görünürken, daha kütleli cismin hafifçe yalpaladığı gözlemlenebilir. Bu durum, Dünya-Ay sistemi için geçerlidir; Dünya'nın merkezinden ortalama Şablon:Dönüştürme uzakta bulunan bu merkez, Dünya'nın Şablon:Dönüştürme olan yarıçapının %75'ine denk gelmektedir. İki cisim benzer kütlelere sahip olduğunda, çift merkez genellikle cisimlerin aralarındaki bir noktada yer alacak ve her iki cisim de onun etrafında dönecektir. Bu durum Plüton ve Plüton'un doğal uydularından biri olan Charon'un yanı sıra birçok ikili asteroit ve ikili yıldız için de geçerlidir. Daha az kütleli nesne uzakta olduğunda, çift merkez daha kütleli nesnenin dışında yer alabilir. Jüpiter ve Güneş için durum böyledir; Güneş Jüpiter'den bin kat daha büyük olmasına rağmen, aralarındaki nispeten büyük mesafe nedeniyle çift merkezleri Güneş'in biraz dışındadır.[2]
Astronomide çift merkezli koordinatlar, kökeni belirli iki veya daha fazla cismin merkez noktası olan ve dönmeyen konumlardır. Uluslararası Göksel Referans Sistemi (ICRS), Güneş Sistemi'nin çift merkezini merkez alan çift merkezli bir koordinat sistemidir.
İki cisim problemi
Şablon:Ana Çift merkez, her cismin eliptik yörüngesinin odaklarından biridir. Bu, astronomi ve astrofizik alanlarında önemli bir kavramdır. İki cisimli basit bir durumda, birincil merkezden çift merkeze olan uzaklık, r1, şu şekilde hesaplanır:
bu formülde:
- r 1 ana cismin merkezinden ağırlık merkezine olan mesafedir
- a iki cismin merkezleri arasındaki mesafedir
- m 1 ve m 2 iki cismin kütleleridir.
İkincil yörüngenin yarı büyük ekseni r 2, Şablon:Kayma formülü ile hesaplanır.
Çift merkez daha büyük kütleli cismin içinde yer aldığında, bu cisim fark edilebilir bir yörüngeyi takip etmek yerine "yalpalıyor" gibi görünecektir.
Birincil-ikincil örnekler
Aşağıdaki tabloda Güneş Sisteminden bazı örnekler verilmiştir. Rakamlar üç özel işarete yuvarlanarak verilmiştir. "Birincil" ve "ikincil" terimleri, ilgili aktörler arasında ayrım yapmak için kullanılmıştır; büyük olan birincil, küçük olan ise ikincil aktördür.
| Birincil | m1 | İkincil | m2 | a
(km) |
r1
(km) |
R1
(km) |
Şablon:Sfrac |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Dünya | 1 | Ay | 0,0123 | 384.000 | 4.670[3] | 6.380 | 0,732Şablon:Efn |
| Plüton | 0,0021 | Charon | Şablon:Longitem | 19.600 | 2.110 | 1.150 | 1,83Şablon:Efn |
| Güneş | 333.000 | Dünya | 1 | Şablon:Longitem | 449 | 696.000 | 0,000646Şablon:Efn |
| Güneş | 333.000 | Jüpiter | Şablon:Longitem | Şablon:Longitem | 742.000 | 696.000 | 1,07[4]Şablon:Efn |
| Güneş | 333.000 | Satürn | 95,2 | Şablon:Longitem | 409.000 | 696.000 | 0,588 |
Güneş örneği
Eğer halihazırda geçerli olan Şablon:Kayma durumunda oranŞablon:Sfrac'dir :
Bu nedenle, Güneş-gezegen sisteminin çift merkezi yalnızca aşağıda hesaplanmakta olan durumlarda Güneş'in dışında olacaktır:
— yani gezegenin kütlesinin büyük ve Güneş'e olan mesafesinin fazla olduğu durumda bu gerçekleşir..
Eğer Jüpiter Merkür'ün yörüngesine sahip olsaydı (Şablon:Dönüştürme), Güneş-Jüpiter çift merkezi Güneş'in merkezinden yaklaşık 55.000 km uzakta olurdu (Şablon:Kayma). Ancak Dünya Eris'in yörüngesine sahip olsaydı bile (Şablon:Dönüştürme), Güneş-Dünya çift merkezi yine de Güneş'in içinde olurdu (merkezden 30.000 km'nin biraz üzerinde).
Güneş'in gerçek hareketini hesaplamak için sadece dört dev gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) hareketlerinin dikkate alınması gerekir. Diğer tüm gezegenlerin, cüce gezegenlerin vb. katkıları ihmal edilebilir düzeydedir. Eğer dört dev gezegen Güneş'in aynı tarafında düz bir çizgi üzerinde olsalardı, birleşik kütle merkezi yaklaşık 1,17 güneş yarıçapında ya da Güneş yüzeyinden 810.000 km'nin biraz üzerinde olurdu.[5]
Yukarıdaki hesaplamalar cisimler arasındaki ortalama mesafeye dayanmaktadır ve ortalama r1 değerini sağlamaktadır. Ancak tüm göksel yörüngeler eliptiktir ve cisimler arasındaki mesafe eksantrikliğe (e) bağlı olarak apsisler arasında değişir. Dolayısıyla, çift merkezin konumu da değişken olup, bazı sistemlerde çift merkezin bazen daha büyük cismin içinde bazen de dışında olması mümkündür. Bu durum şu hallerde ortaya çıkar:
Güneş-Jüpiter sistemi eJüpiter = 0,0484 değeriyle birlikte yukarıdaki formüle göre 1,05<1,07<0,954 gerekliliğini sağlamamaktadır.
Göreli düzeltmeler
Klasik mekanikte (Newton kütleçekim kuramı) bu tanım hesaplamaları kolaylaştırmakta ve bilinen hiçbir soruna yol açmamaktadır. Genel görelilikte (Einstein kütleçekim kuramı), karmaşıklıklar ortaya çıkar, çünkü makul yaklaşımlar dahilinde çift merkezi tanımlamak mümkün olsa da, ilişkili koordinat sisteminin farklı konumlardaki saat hızlarının eşitsizliğini tam olarak yansıtmamaktadır. Brumberg, genel görelilikte çift merkezli koordinatların nasıl kurulacağını açıklamaktadır.[6]
Koordinat sistemleri bir dünya zamanı, yani telemetri ile ayarlanabilen küresel bir zaman koordinatı içerir. Benzer yapıdaki münferit saatler, farklı yerçekimi potansiyellerine maruz kaldıkları ya da farklı hızlarda hareket ettikleri için bu standartla uyuşmayacaktır, bu nedenle dünya zamanı, kendi kendine yerçekimi yapan tüm sistemden çok uzakta olduğu varsayılan ideal bir saatle senkronize edilmelidir. Bu zaman standardına Barisentrik Koordinat Zamanı (TCB [sic]) adı verilir.
Bazi çift merkezli cisimlerin yörünge elemanları
Güneş Sistemi'ndeki bazı nesneler için çift merkezli salınımlı yörünge elemanları aşağıda verilmiştir.[7]
| Nesne | Yarı büyük eksen
(AU'da ) |
Apoapsis (AU'da) |
Yörünge dönemi (yıl) |
|---|---|---|---|
| C/2006 P1 (McNaught) | 2.050 | 4.100 | 92.600 |
| C/1996 B2 (Hyakutake) | 1.700 | 3.410 | 70.000 |
| C/2006 M4 (Kuğu) | 1.300 | 2.600 | 47.000 |
| Şablon:Mpl | 799 | 1.570 | 22.600 |
| Şablon:Mpl | 549 | 1.078 | 12.800 |
| 90377 Sedna | 506 | 937 | 11.400 |
| Şablon:Mpl | 501 | 967 | 11.200 |
Bu kadar yüksek eksantriklikteki nesneler için, çift merkezli koordinatlar belirli bir dönem için güneş merkezli koordinatlardan daha kararlıdır çünkü çift merkezli salınımlı yörünge Jüpiter'in 11,8 yıllık yörüngesinde nerede olduğundan büyük ölçüde etkilenmez.[8]
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ↑ Şablon:OED kaynağı
- ↑ Şablon:Kitap kaynağı
- ↑ Şablon:Web kaynağı
- ↑ Şablon:Web kaynağı
- ↑ Şablon:Kitap kaynağı
- ↑ Şablon:Kitap kaynağı
- ↑ Şablon:Web kaynağı (Select Ephemeris Type:Elements and Center:@0)
- ↑ Şablon:Akademik dergi kaynağı