Movatterモバイル変換

[0]ホーム
URL:

پرش به محتوا
ویکی‌پدیادانشنامهٔ آزاد
جستجو

تناوب مداری

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
بخشی از یک مجموعه درباره
اخترپویاشناسی
نیم‌قطر بزرگ یک بیضی
مربعتناوب مداری هر مدار متناسب است با مکعب نیم‌قطر بزرگ این مدارT2∝a3{\displaystyle T^{2}\propto a^{3}}.

تناوب مداری زمان مورد نیازی‌است تا جسمی چرخش به دور جسم دیگری را در مداری کامل کند.واحد اندازه‌گیری این زمان برایاجسام آسمانی؛ یک سیاره یا سیارک به دور خورشید، ماه به دور یک سیاره، ستاره یا سیاره‌ای بر گرد یک ستاره، یا ستاره‌های دوتایی، سال است که معمولاً مقدار آن با سال زمینی سنجیده می‌شود.

برای جرم یا جرم‌های فضایی درمنظومهٔ شمسی، اشاره به این زمان را بیشتر یک دور، یا دورهٔ نجومی می‌نامند؛ که نمایان‌گر ۳۶۰ درجهٔ کامل گردش دو جسم است. برای مثال گردش سیارهٔ زمین به دور خورشید از یک نقطه بر روی صفحهٔ مداری، و هم‌ترازی دوباره با همان نقطه، بر پایهٔ موقعیت ستارگان. معمولاً در اشاره به دورهٔ مداری، تنها دوره یا دور (P) به کار می‌رود. مثلاً؛ مشتری دارای یک دوره، دورهٔ نجومی، یاتناوب مداری ۱۱٫۸۶ ساله است.

تناوب‌های مداری دراخترشناسی، بر پایهٔ مورد، و نیاز دریکاهای مختلف زمان بیان می‌شوند و اغلب در ساعت، روز یا سال. آنها را همچنین می‌توان زیر تعریف‌های گوناگون خاص اخترشناسی که عمدتاً توسط تأثیر پدیده‌های کوچک ولی پیچیده و ابدیگرانشی توسط دیگر اجرام آسمانی تعریف کرد. چنین تغییراتی شامل قرار گرفتن‌های واقعیمرکز ثقل میان دو سامانه نجومی (مرکز سنگینی سراسری)،پریشیدگی‌ها توسط دیگر سیاره‌ها یا اجرام،رزنانس مداری،نسبیت عام، و غیره نیز می‌شود. بیشتر این‌ها توسط نظریه‌های نجومی پیچیده، با استفاده از دانشمکانیک سماوی، و با کمک مشاهدات دقیق موضعی بررسی اجرام آسمانی، از طریقاخترسنجی بررسی شده‌اند.

محاسبه

[ویرایش]

قانون سوم کپلر نحوهٔ محاسبهٔ این مدت را برای ذره‌ای که در مدار می‌چرخد اینگونه شرح می‌دهد:

«مربعتناوب مداری هر مدار متناسب است با مکعبنیم‌قطر بزرگ این مدار.»
T2∝a3{\displaystyle T^{2}\propto a^{3}}

که در آن:

T تناوب مداری،
a{\displaystyle a} نیم‌قطر بزرگ.

محاسبه تناوب مداری با اهمال جِرم

[ویرایش]

اگر ذره‌ای بدور جسمی بسیار بزرگتر از خودش بچرخد می‌توان در محاسبه، جرم را برای هر دو جسم نادیده گرفت.به‌طور مثال در محاسبهٔتناوب مداریماهوارهٔ عربسات بدور زمین، جرم ماهواره نسبت به زمین بسیار ناچیز است و می‌توان آن را نادیده انگاشت و به‌صورت زیر محاسبه نمود:

T=2πa3μ{\displaystyle T=2\pi {\sqrt {a^{3} \over \mu }}}

که در آن:

a{\displaystyle a\,} نیم‌قطر بزرگ،
μ=GM{\displaystyle \mu =GM\,} ضریب گرانش استاندارد،
G{\displaystyle G\,}ثابت گرانش.
M{\displaystyle M\,} جرم جسم مرکزی.

تناوب مداری با احتساب جرم

[ویرایش]

فرض کنید دو جسم با جرم تقریباً یکسان مانندستاره‌های دوتایی دور نقطه‌ای واحدی بگردند برای محاسبهٔ دقیق باید جرمشان را در نظر گرفت:

T=2πa3G(M1+M2){\displaystyle T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G\left(M_{1}+M_{2}\right)}}}}

که در آن:

a{\displaystyle a\,} در اینجا برابر است با نصف مجموع نیم‌قطر بزرگ دومدار،
M1{\displaystyle M_{1}\,} وM2{\displaystyle M_{2}\,} جرم هر دو جسم،
G{\displaystyle G\,} ثابت گرانش.

جستارهای وابسته

[ویرایش]

منابع

[ویرایش]

ویکی‌پدیای عربی، دسترسی ۱۲ مارس ۲۰۱۱

مدارهای گرانشی
انواع مدارها
کلی
زمین‌مرکزی
درباره
نقاط دیگر
عناصر مداری
  • شکل
  • اندازه
راستا
موقعیت
تغییرات
مانور مداری
مکانیک مداری
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=تناوب_مداری&oldid=40907633»
رده‌ها:
ردهٔ پنهان:
[8]ページ先頭
©2009-2025 Movatter.jp