Orbital tid

Orbitaltiden eller revolutionstiden i astronomi er den tid, hvor et himmellegeme fuldender sin bane omkring et referencepunkt (har passeret sin bane en gang), dvs. varigheden af en revolution.

Grundlæggende

Det skal her bemærkes, at der kan være forskellige referencepunkter, som den komplette 360 ° -cirkel måles til. B. månens revolution med eller uden at tage hensyn til jordens samtidige bevægelse omkring solen .

De astronomiske koordinatsystemer er generelt ikke faste i forhold til hinanden i rummet. Derfor gives rotationsperioden mod et referencesystem, der er så statisk som muligt:

Enten bruges stjernehimlen til dette, en sådan orbital periode kaldes siderisk periode (i forhold til stjernerne).
Eller orbital tiden måles i plan bane i forhold til pericenter (punktet tættest på midten af den orbitale ellipse), dette er den anomalistic periode , den omløbstid, som den fremgår af den tredje Kepler loven .
Især med jorden er den tropiske periode afgørende, den tager højde for driften af forårsjævndøgn , som er basisreferencepunktet for alle geocentriske koordinatsystemer
Ved langtidsberegninger af galakser er deres centrum afgørende, for eksempel det galaktiske centrum ( galaktisk koordinatsystem ) for Mælkevejen .

Referencen kan også være solens (tilsyneladende) position ( synodisk periode ), knuden på de enkelte planetbaner ( drakonisk periode ), tyngdepunktet for hele solsystemet , dets samlede massecenter ( barycentriske periode ) eller "resten af universet " (se inertialsystemet ).

Tabel: Bane tider i solsystemet

I det særlige tilfælde af jordens bane omkring solen er revolutionens periode et år , dette udtryk er generaliseret, for eksempel til et "Mars -år", et "Venus -år" osv.

Banetiderne følger Newtons tyngdelov :

U={\sqrt {\frac {4\pi ^{2}a^{3}}{G\left(M_{1}+M_{2}\right)}}}

{\ displaystyle U = {\ sqrt {\ frac {4 \ pi ^ {2} a ^ {3}} {G \ venstre (M_ {1} + M_ {2} \ højre)}}}}}

U = {\ sqrt {\ frac {4 \ pi ^ {2} a ^ {3}} {G \ venstre (M_ {1} + M_ {2} \ højre)}}}}

med

U er revolutionens periode,
a er den halvstore akse ,
M ₁ og M _{2 er} masserne af det centrale legeme og satellitten,
G er tyngdekraftens konstant .

Planeternes kredsløbstider er relateret til hinanden i henhold til Keplers tredje lov :

Orbitaltidernes firkanter er i samme forhold som terningerne i de store semiaxer.

Den følgende tabel indeholder tiderne for de synodiske, sideriske eller unormale perioder rotation af planeter den solsystemet , et organ i asteroidebæltet og trans-Neptunes samt jordens måne, satellitter og solen (angivet i dage og kalenderår ):

Bortset fra Jordens måne er forskellen mellem den anomalistiske orbitalperiode og den sideriske orbitalperiode ubetydelig i denne nøjagtighed, fordi planternes og asteroidernes pericenter kun skifter minimalt i forhold til rotationsperioden ( pericenterrotation ).
I modsætning til månen er de synodiske kredsløbstider for Merkur og Venus betydeligt længere , men for Mars og de ydre planeter (udtrykket "inde / ude" refererer til asteroidebæltet, ikke jorden), er det stadig kortere . Den nøjagtige forklaring på dette findes i afsnittet Planeter i artiklen Synodic Orbital Period .

objekt	Sidereal uregelmæssig orbital periode "I forhold til de faste stjerner / kredsløbets geometri"	Synodisk periode "I forhold til jord og sol"
ISS	0000 1,51 timer ^I1	000 1,53 timer ^I2
Geosynkron	000 23,93 timer ^G1	00 24.00 timer
Månen ^M1	0000 27.322 dage / 0000 27.554 dage ^M2	00 29,53 dage
Kviksølv	0000 87,969 dage	0 115,88 dage
Venus	000 224.701 dage	0 583,92 dage
Jord ^E1	000 365,256 dage	000 -
Mars	000 686.980 dage	0 779,94 dage
Ceres	00000 4.605 år	0 466,72 dage
Jupiter	000≈ 11.862 år	0 398,88 dage
Saturn	000≈ 29.458 år	0 378,09 dage
Uranus	000≈ 84,014 år	0 369,66 dage
Neptun	00≈ 164,793 år	0 367,49 dage
Pluto	00 ≈247,94 0 år ^NP	0 366,73 dage
Orcus	00 ≈247,97 0 år ^NP	000 -
Varuna	00 ≈283,56 0 år ^NP	000 -
Haumea	00 ≈284,61 0 år ^NP	000 -
Quaoar	00 ≈285,09 0 år ^NP	0 366,54 dage
Makemake	00 ≈309,41 0 år ^NP	000 -
Eris	0 0 ≈557,4 00 år ^NP	000 -
Sedna	≈10704, 000 år ^NP	0 365,29 dage
Sun ^S.	0 0 ≈230 millioner år	000 -

^I1 Uregelmæssig kredsløbstid: 91.4887 minutter ^[1]

^I2 Dette er tiden mellem to solopgange for en ISS -astronaut. ISS kører prograde rundt om jorden, så solen kommer "mod" den. Det tager 1,61 timer, før den kommer igen over en parallel

^G1 siderisk dag

^M1 Se månens kredsløbstid detaljeret: Månens bane

^M2 Den drakoniske periode er tiden mellem to passager gennem den samme måneknude. Det spiller en rolle i formørkelsen, men for planeter og mindre planeter er det uden særlig betydning

^E1 For jordens kredsløbstid se detaljeret: Jordens kredsløb

^NP Objektets kredsløbsperioder ud over Neptun er så lange, at moderne astronomi endnu ikke har forstået dem fuldt ud. De angivne værdier er baseret på planetariske teorier (f.eks. VSOP 87 ), som derefter giver meningsfulde resultater i modelberegninger. Bekræftelsen ved måling afventer stadig. Den 11. april 2009 afsluttede Neptun sin første fuldt observerede periode og har været relativt præcis siden da.

^S Omkring midten af Mælkevejen, se Solen i Mælkevejen

Konvertering synodisk - siderisk

Sidereal periode (1 til 2) og synodisk periode (1 til 3).

T_{\mathrm {E} }

{\ displaystyle T _ {\ mathrm {E}}}

T_ \ mathrm {E}

= siderisk revolutionstid på jorden

Ydre planeter:

T_{\mathrm {sid} }={\frac {T_{\mathrm {E} }}{T_{\mathrm {syn} }-T_{\mathrm {E} }}}\cdot T_{\mathrm {syn} }

{\ displaystyle T _ {\ mathrm {sid}} = {\ frac {T _ {\ mathrm {E}}} {T _ {\ mathrm {syn}} -T _ {\ mathrm {E}}}} \ cdot T _ {\ mathrm {syn}}}

T_ \ mathrm {sid} = \ frac {T_ \ mathrm {E}} {T_ \ mathrm {syn} -T_ \ mathrm {E}} \ cdot T_ \ mathrm {syn}

Indre planeter:

T_{\mathrm {sid} }={\frac {T_{\mathrm {E} }}{T_{\mathrm {syn} }+T_{\mathrm {E} }}}\cdot T_{\mathrm {syn} }

{\ displaystyle T _ {\ mathrm {sid}} = {\ frac {T _ {\ mathrm {E}}} {T _ {\ mathrm {syn}} + T _ {\ mathrm {E}}}} \ cdot T _ {\ mathrm {syn}}}

T_ \ mathrm {sid} = \ frac {T_ \ mathrm {E}} {T_ \ mathrm {syn} + T_ \ mathrm {E}} \ cdot T_ \ mathrm {syn}

Tabel: Soltider, måne, jord og de afledte tidsmængder

En tabel over middeldatoer, standard epoke J2000.0 og kalenderberegningens afledte mængder.

Det skal bemærkes, at "solens revolutionstid" er solens tilsyneladende vej observeret fra jorden. Det er ikke skabt af en bane, men af jordens rotation .

Dag	måned	år
Siderisk dag	Sidereal måned ⁽¹⁾	Siderisk år
86164.099s	27.32166 d	365,256366 d
23t 56m 4.099s	27d 7t 43m 11,5s	365d 6t 9m 9s
Sidereal dag ⁽²⁾	Tropisk måned	Tropisk år
86164.091 s	27.32158 d	365.242199 d
23t 56m 4.091s	27d 7t 43m 4,7s	365d 5t 48m 46s
Solskinsdag ⁽³⁾	Synodisk måned ⁽⁵⁾	Solår ⁽³⁾
86400s ⁽⁴⁾	29.53059 d	365.242199 d ⁽⁶⁾
24 timer ⁽⁴⁾	29d 12t 44m 2,9s	365d 5t 48m 46s ⁽⁶⁾
Kalenderdag	Kalendermåned	Kalenderår ⁽⁸⁾
1 d = 86400 s ⁽⁷⁾	30 d / 31 d	365,2425 d
24 timer ⁽⁷⁾		365d 5t 49m 12s

⁽¹⁾ Cyklus for de højeste og laveste niveauer af månen

⁽²⁾ Udtrykket tropisk dag er ikke i brug.

⁽³⁾ Betegnelserne synodisk dag og synodisk år er ikke i brug.

⁽⁴⁾ Middel længde af dagen, se gennemsnitlig lokal tid

⁽⁵⁾ Månefasecyklussen , den enkelte periode, der svinger omkring middelværdien, kaldes lunationen

⁽⁶⁾ Solåret svarer til det tropiske år.

⁽⁷⁾ Kalenderdagen er - generelt - defineret via solskinsdagen.

⁽⁸⁾ Den gregorianske kalenders mellemår .

Individuelle beviser

↑ Gerhard Dangl: ISS - Sigtbarhed 22. juli 2009 til 25. juli 2009. Hentet den 5. august 2009 .

[1] Gerhard Dangl: ISS - Sigtbarhed 22. juli 2009 til 25. juli 2009. Hentet den 5. august 2009 .

[1]