ما هو مدار النظام الشمسي؟ التاريخ والأنواع وأكثر

يتكون المدار من المسار الذي يكون له جسم في النظام الشمسي حول آخر ، مثل ، على سبيل المثال ، جميع الكواكب حول الشمس. في المقالة التالية سوف نتعلم المزيد حول مكونات المدارات. مدارات النظام الشمسي وأكثر من ذلك.

في مجال الفيزياء، تعريف المدار هو المسار الذي يتبعه جسم مادي حول جسم آخر أثناء وجوده تحت تأثير قوة مركزية قوية، مثل الجاذبية. إن معرفة هذه المدارات أمر ضروري لفهم مختلف خصائص كواكب النظام الشمسي.

تاريخ

يبدأ الأمر بالمساهمة الرياضية العظيمة لـ Johannes Kepler ، الذي كان من المفترض أن يكون الشخص الذي صاغ النتائج العظيمة للقوانين الثلاثة لحركة الكواكب التي صنعها بنفسه ، وهي:

• قانون كليبر الأول لحركة الكواكب: حيث أشار إلى أن مدارات جميع الكواكب داخل النظام الشمسي تصبح إهليلجية وأنها ليست دائرية أو ، في حالة عدم حدوث ذلك ، أفلاك التدوير ، كما كان يعتقد سابقًا ، وأن الشمس كانت في إحدى بؤرها وليس مثل الجميع. يعتقد أنه يقع في مركز مدارات الكواكب.

• قانون كليبر الثاني لحركة الكواكب: إنه حيث يصف أن السرعة المدارية لكل كوكب ليست متكررة كما كان يعتقد أيضًا ، لكن سرعة الكوكب ستعتمد على نوع المسار بين الكوكب والشمس.

• قانون كليبر الأول لحركة الكواكب: إنه المكان الذي جاء فيه كبلر ليجد نوعًا من الارتباط بطريقة عالمية بين الخصائص المدارية لكل من الكواكب التي تدور حول الشمس. ³) ، عادة ما يكون القياس بالوحدات الفلكية ، وهذا هو نفس الطريقة كما في حالة فترة الكوكب التربيعي (فترة الكوكب ²) ، والتي تُقاس بسنوات الأرض.

كان إسحاق نيوتن الشهير هو الشخص الذي أثبت أن قوانين يوهانس كيبلر العظيم جاءت من نظرية نيوتن في الجاذبية، وأن مدارات كل من الأجسام التي تستجيب عادة لقوة الجاذبية كانت بشكل عام عبارة عن قطاعات مخروطية. علاوة على ذلك، كان عمله أساسيا لفهم كواكب المجموعة الشمسية.

لذلك أشار إسحاق نيوتن نفسه أيضًا إلى أن جسمين يستمران في مداراتهما ذات الأبعاد التي تتناسب عكسيًا مع كتلتيهما حول مركز كتلتهما المعتاد. عندما يصبح أحد الجسد أكبر بكثير وكتلة أكبر مما في حالة الآخر ، يتم عمل نوع من الاتفاقية يتم بموجبه اعتبار مركز كل كتلة هو النقطة المركزية في الجسم بكتلة أكبر بكثير. أكبر أو أكبر.

ومن خلال معرفة المدارات يمكننا أن نتعلم، على سبيل المثال، عن حركات الأرضلهذا السبب من المهم أن نعرف ما هو المدار؟ وكل ما يتعلق بها.

مدارات كوكبية

ضمن ما هو نظام كوكبي يتكون من:

• الكواكب
• الكواكب القزمة
• الكويكبات
• المذنبات
• خردة الفضاء

كلهم يدورون حول أكبر نجم رئيسي في نظامنا الشمسي ، أي الشمس. على سبيل المثال ، حالة مذنب في مدار يسمى القطع المكافئ أو المعروف أيضًا باسم القطعي حول النجم الرئيسي أو المركزي والذي سيكون الشمس ، ليس لها علاقة جاذبية بالنجم المذكور ، وبالتالي لن يتم اعتبارها جزءًا من هذا النظام الكوكبي للنجم الرئيسي.

لم يتم تصور المذنبات ذات المدارات القطعية بشكل واضح داخل النظام الشمسي. الأجسام التي لها علاقة جاذبية مع كل من كواكب النظام الكوكبي ، سواء كانت اصطناعية أو طبيعية ، هي تلك التي تنفذ ما يسمى بالمدارات الإهليلجية حول الكوكب.

بسبب اضطرابات الجاذبية الثنائية ، تميل الانحرافات في كل من مدارات الكواكب إلى الاختلاف على مر السنين. كوكب عطارد ، وهو أصغر كوكب في النظام الشمسي بأكمله ، له مدار غريب الأطوار على عكس البقية. التالي هو المريخ الكوكب الأحمر ، بينما الكواكب الأخرى الأقل انحرافًا تصبح:

• كوكب الزهرة
• كوكب نبتون

عندما يدور جسمان حول بعضهما البعض، فإن ما يسمى بالنقطة الحضيضية هي النقطة الأولية التي يكون فيها الجسمان أقرب إلى بعضهما البعض، وفي حالة ما يسمى بالنقطة الأبعد، تكون عندما يكون الجسمان بعيدين عن بعضهما البعض قدر الإمكان. لمزيد من المعلومات، يمكنك القراءة عن نشاط الأجسام في النظام الشمسي.

في حالة المدار الإهليلجي ، فإن النقطة المركزية لكتل ​​النظام بين الجسم المدار والشيء الذي يمثل المدار تقع في 1 من بؤر أي من المدارات ، مع عدم وجود شيء آخر بينهما. بؤرة أخرى.

في الوقت الذي يقترب فيه أحد الكواكب مما يسمى الحضيض ، فإن الكوكب يزيد من سرعته. على العكس من ذلك ، عندما يقترب الكوكب من apoastro ، فإنه يقلل من شدة سرعته.

شرح حدسي

هناك عدة طرق لشرح ماهية عمل المدار ، ومنها ما يلي:

• عندما يتحرك جسم (كوكب ، كويكب ، مذنب ، قمر صناعي ، من بين أشياء أخرى) بشكل غير مباشر ، فإنه يسقط باتجاه جسم مداري آخر. ومع ذلك ، فإنه يتحرك بسرعة كبيرة بحيث أن انحناء الجسم المداري المذكور سينخفض ​​تحته في جميع الأوقات.

• القوة القوية ، مثل الجاذبية ، هي المسؤولة عن سحب الجسم لمسافة منحنية أثناء محاولته إبقائه يسير في خط مستقيم.

• عندما يسقط جسم ما ، فإنه يتحرك من جانب واحد بسرعة كبيرة لأنه يتمتع بالسرعة العرضية اللازمة لتتمكن من تجنب الجسم المداري.

أحد الأمثلة الأكثر استخدامًا لتوضيح مدار حول كوكب ما هو وادي نيوتن. في هذا المثال ، سوف نتخيل مدفعًا يقع على قمة جبل يقوم بإطلاق كرات مدفع لها شكل أفقي.

سيكون مطلوبًا ألا يكون للجبل ارتفاع عالٍ جدًا من أجل تجنب ما هو الغلاف الجوي للأرض وبنفس الطريقة لتكون قادرًا على تجاهل الآثار الناجمة عن الاحتكاك على قذيفة المدفع.

إذا أطلق هذا المدفع كرة من فئة سرعة ابتدائية منخفضة ، فإن مسار الكرة سينحني ويصطدم بسطح الأرض (أ). زيادة السرعة الأولية ، ستصطدم كرة المدفع بسطح الأرض ولكن هذه المرة على مسافة أبعد بكثير من المدفع (ب) ، لأن الذيل في هذه الأثناء ينحدر ، وسطح الأرض سينحني أيضًا.

تُعرّف هذه الحركات تقنيًا على أنها مدارات ، لأنها تصف نوعًا من الاتجاه الإهليلجي حول مركز الجاذبية ، والذي ينقطع في لحظة الاصطدام بكوكب الأرض. إذا تم إطلاق كرة المدفع بسرعة عالية ، فإن الأرض ستنحني بدرجة كافية مع سقوط الكرة ، بحيث لا تصطدم الكرة أبدًا بسطح الأرض.

يجب أن يقال أنها تقوم بتنفيذ مدار بدون أي نوع من الانقطاع أو بدون أي عبور. لذا يمكننا إبراز أن هناك سرعة معينة ستنتج مدارًا دائريًا (C) لكل ارتفاع فوق نقطة الجاذبية المركزية.

إذا زادت سرعة التفجير عن تلك السرعة بكثير ، فسيتم إنتاج مدارات إهليلجية (D). عند سرعة أعلى بكثير ، يُطلق عليها Escape speed ، والتي ستعتمد مرة أخرى على فئة الارتفاع من حيث تم تفجير الكرة ، والتي تسبب فيها مدارًا لانهائيًا (E) ، أولاً ، في فئة القطع المكافئ وأسرع بكثير من الزائدية صف دراسي.

في حالة الفئتين من المدارات اللانهائية ، نتيجة لذلك ، يتمكن الجسم من الهروب مما تمثله جاذبية الكوكب ويتجه نحو الفضاء الخارجي دون أي اتجاه.

تحليل الحركة المدارية

سنقوم بإجراء تحليل فيما يتعلق بالحركة المدارية للنظام الشمسي ، بدءًا من النظرية الكلاسيكية المعروفة لإسحاق نيوتن ، ثم ننتقل إلى نظرية أينشتاين النسبية ثم ننتقل لاحقًا إلى تحليل المدارات في الحالة النيوتونية والمدارات في الحالة النسبية.

نظرية إسحاق نيوتن الكلاسيكية للمدار

بالنسبة لنوع النظام الذي يتكون من جسمين فقط يؤثران على بعضهما البعض فقط عن طريق الجاذبية، يمكن حساب المدارات عن طريق قوانين نيوتن المعروفة وبنفس الطريقة عن طريق قانون أينشتاين للجاذبية العالمية والذي ينص على: مجموع كل القوى سيكون مساويًا لما يساوي الكتلة في السرعة. يمكن أن يساعدنا هذا القانون على فهم جاذبية الكواكب الأخرى.

تميل الجاذبية إلى أن تكون متناسبة مع ناتج كل كتلة وتتناسب عكسيًا مع مربع المسار (هذا النوع من الحساب هو الذي يتجاهل جميع التأثيرات الدنيا مثل الشكل وأيضًا أبعاد كل واحدة من الأجسام ، التي لا تكون ذات صلة عادةً ، إذا كانت هذه الأجسام تدور على مسافة أكبر بكثير مقارنة بأبعادها الخاصة ، وبهذه الطريقة يمكن تجاهل التأثيرات النسبية التي هي أيضًا صغيرة جدًا في الظروف العامة للنظام الشمسي) .

من أجل إجراء كل من العمليات الحسابية ، من الملائم أن تكون قادرًا على وصف الحركة في نوع من نظام الإحداثيات الذي يركز على ماهية مركز ثقل النظام. إذا أصبح أحد الأجسام أكبر بكثير من الآخر ، فعادة ما يتطابق مركز الثقل مع نوع مركز الجسم الأثقل بكثير ، لذلك يمكن استنتاج أن الجسم الأخف هو الذي يدور حول أثقل.

تنص نظرية إسحاق نيوتن على أنه في مشكلة جسمين، يصبح مدار الجسم الأول عبارة عن نوع من المقطع المخروطي. يمكن أن يكون المدار مفتوحًا إذا لم يعد الجسم أبدًا، أو يمكن أن يكون مغلقًا إذا عاد الجسم، وكل شيء سيعتمد على المجموع الكلي للطاقة الحركية وكذلك إمكانات النظام التي تمارس على الجسم الكوكبي. يمكن أن يكون هذا النوع من المدار مرتبطًا بـ أنواع الكواكب في النظام الشمسي.

نظرية النسبية لأينشتاين

من المعروف أن النظرية النسبية في تناقض كبير مع ما هي نظرية الجاذبية النيوتونية ، حيث أن عمل المسار اللحظي يحدث في الأولى. كان هذا والعديد من الأسباب هي التي دفعت أينشتاين نفسه للبحث عن نظرية أكثر عمومية أصبحت تُعرف باسم نظرية النسبية العامة التي عادةً ما تتضمن نوعًا من التمثيل النسبي الصحيح لما هو مجال الجاذبية.

في هذه النظرية ، ستؤدي حالة الكتلة الموجودة في الفضاء الخارجي إلى ثني الزمكان بطريقة تجعل هندسته تتوقف عن أن تكون إقليدية على الرغم من أنها لا تزال إقليدية إلى حد ما إذا كانت الكتل والسرعات المذكورة لكل واحدة من تأخذ الأجسام بعض القيم مثل تلك التي يتم تصورها داخل نظامنا الشمسي.

لا تكون المدارات الكوكبية المزعومة عادةً أقسامًا مخروطية بشكل صارم ، بل هي منحنيات جيوديسية ، أي أنها نوع من خط الانحناء الصغير ، على ما هو الهندسة المنحنية للفضاء والزمان. لا تصبح هذه النظرية خطية ، فعادة ما تكون مسألة إجراء حسابات بها ، على سبيل المثال ، لتكون قادرًا على الحصول على نتيجة مشكلة جسمين لهما كتل متطابقة.

شيء آخر يمكننا تعلمه هو حول أقمار المشتري, ما يسمونه ، وما هي مداراتهم وأكثر من ذلك بكثير عنهم.

ومع ذلك ، في حالة أنظمة الكواكب مثل نظامنا الشمسي ، حيث يكون النجم المركزي ، وهو الشمس ، عادة أكبر بكثير مما هو عليه في حالة الكواكب المتبقية ، لذلك فإن انحناء المكان / الزمان ملتزم تجاه مقارنةً بشمس الكواكب الأخرى ، وبهذه الطريقة يمكننا أن نفترض أن جميع الأجسام الأخرى أقل كتلة وأنها تتحرك وفقًا للهندسة الجيوديسية التي تنحني بها الشمس نفسها.

بالنسبة لحالة القيم الموجودة داخل نظامنا الشمسي ، فإن النتائج الكمية لماهية نظرية أينشتاين ، قريبة جدًا من الناحية العددية من ماهية نظرية نيوتن ، أي النظرية النيوتونية ، لذا فإن هذا يتسبب في تبريرها الأغراض الأكثر عملية لاستخدام نظرية نيوتن التي عادة ما تكون أبسط بكثير من الناحية الحسابية.

ومع ذلك ، فإن النظرية النيوتونية لم تكن قادرة بعد على شرح أنواع معينة من الحقائق التي تم حلها من خلال نظرية النسبية الخاصة لأينشتاين ، ومن بينها ما هو تأثير تقدم الحضيض الشمسي ، وخاصة كوكب عطارد ، الذي تمكن من إدارته. ليتم شرحه بتقريب ممتاز من خلال نظرية النسبية لألبرت أينشتاين ، ومع ذلك ، فإنه غير ممكن من خلال نظرية نيوتن.

مدارات في حالة نيوتن

من أجل تحليل ما هي حركة كتلة تحت تأثير قوة عظمى تتحرك في جميع الأوقات من نقطة انطلاق ثابتة ، فإن الشيء الأكثر فائدة لاستخدامه هو إحداثيات الأقطاب التي تتطابق أصولها مع تلك الخاصة بالقطب. مركز القوة نفسها. في نظام الإحداثيات هذا ، تكون المكونات الشعاعية والعرضية كما يلي:

نظرًا لحقيقة أن هذه القوة شعاعية تمامًا وأن العجلة بدورها تتناسب طرديًا مع هذه القوة ، فهذا يعني أن السرعة العرضية تصبح مساوية لـ (0) صفر.

مما يؤدي إلى: 

بعد الدمج ، سيتم الحصول على ما يلي:

,

وهو نوع من الإثبات النظري لقانون كبلر الثاني. يصبح ثابت التكامل I فرصة الزاوية لكل وحدة كتلة. بواسطة،

حيث متغير مضاف من:

 

تصبح القوة الشعاعية f (r) مضروبة في الوحدة وهي a_r، بعد حذف متغير الوقت من المكون الشعاعي للمعادلة المذكورة ، والذي يتم الحصول عليه ،

في حالة الجاذبية ، فإن القانون العام للجاذبية الذي قام به إسحاق نيوتن هو القانون الذي ينص على أن القوة تتكيف عكسياً مع مربع المسار ،

حيث (G) يصبح ثابت الجاذبية العامة ، (m) هو كتلة الجسم الذي يدور و (M) يتكون من كتلة الجسم المركزي. بالتعويض في المعادلة أعلاه ، نحصل على ،

في حالة قوة الجاذبية ، سيصبح المفهوم الموجود على يمين المعادلة المذكورة نوعًا من الثبات ، وبدوره ستصبح المعادلة مشابهة للمعادلة التوافقية. تتكون المعادلة التي تم إجراؤها للمدار الموصوف بالجسيم مما يلي:

حيث p و e و θ₀ تصبح ثوابت التكامل ،

إذا أصبحت المعلمة (هـ) أقل من 1 ، فإن (هـ) تصبح الانحراف المركزي و (أ) تصبح المحور شبه الرئيسي لنوع من القطع الناقص. بشكل عام ، يمكن التعرف عليها على أنها معادلة للقسم المخروطي في إحداثيات القطبين (ص ، θ).

مدارات في الحالة النسبية

الآن ، في حالة النظرية النسبية ، يمكن حل مشكلة الجسمين باستخدام ما هو حل شوارزشيلد ، وهو مجال الجاذبية الذي أنشأه جسم واحد بفئة من التناظر الكروي. يصبح المدار الكوكبي في الزمان والمكان مقياسًا جيوديسيًا لمقياس شوارزشيلد نفسه.

المدار الذي تم الحصول عليه سيكون له ، من نوع من الجيوديسية لما هو مقياس شوارزشيلد منه ، المكافئ الذي سيلاحظ الجسيم سرعة شعاعية فعالة للغاية من خلال ما يلي:

حيث يتم تقسيمها على النحو التالي:

• ز ج إنه ثابت الجاذبية العامة وأيضًا ثابت سرعة الضوء.

• r, يصبح إحداثي شوارزشيلد شعاعي.

• l, هو الزخم الزاوي المداري للكوكب لكل وحدة كتلة.

ترتبط ثوابت الحركة بالطاقة والزخم الزاوي وهي:

تجعل معادلة الحركة تغيير u = 1 / r ، كما في الحالة الكلاسيكية ، حيث يكون على النحو التالي:

بالنسبة لكل من الكواكب التي تنتمي إلى النظام الشمسي ، فإن التصحيح النسبي الذي يتم تقديمه من خلال الفصل الثالث للعضو الثاني يكون عادةً ضئيلًا مقارنة بالمصطلحات الأخرى. لإثبات كل هذا ، من الملائم وضع نوع من المعلمات غير الأبعاد التي ستكون: ∈ = 3 (GM / cl)² وعمل سعر صرف جديد للمتغير ū = ul² / GM مع ما هي معادلة الحركة والتي يمكن إعادة كتابتها بعد ذلك على النحو التالي:

أين:

بالنسبة لحالة كوكب عطارد ، المعلمة _∈ يتكون من الحد الأقصى والقيمة التي يتم الوصول إليها من ∈ = 5,09. 10 ^-8.

ومع ذلك ، فإن الحد الأدنى من المصطلح المذكور يعني أن التصحيحات النسبية هي تلك التي تنتج تصحيحات صغيرة فقط ولهذا السبب نفسه ، فإن نظرية نيوتن ، التي تسمى نيوتن ، تعطي مثل هذه التقريبات الجيدة لماهية النظام الشمسي. البحث عن كل من جذور الوظيفة ƒ (ū) ، حيث يتم أخذ الحد الأدنى من المعلمة المذكورة في الاعتبار ، وهو ما يلي:

في حالة المدارات الكوكبية ، يمكن إنشاؤها في ū₁ <ū <ū₂ الحالة u> ū₃ وهو مستبعد لأن هذا يعني أن الجسيم سوف يسقط على الشمس ū → ∞. يتم حل المعادلة على النحو التالي:

يمكن اختزال هذا النوع من التكامل إلى تكامل بيضاوي بتغيير المتغير من v = ū₁ + 1 / ر²، ليصبح مثل:

إلى أين² = 1 / (ū₂ - أو₁)، ب² = 1 / (ū₃ - أو₁). باستخدام إحدى وظائف جاكوبي الإهليلجية المسماة ، يمكن إكمال التكامل على النحو التالي: ∈ ^1/2 θ = مليار دولار ^-1 (t / a) مع وحدة تعطى بواسطة k = √ b / a ، باستخدام هذا النوع من النتائج لمعادلة المدار التي يمكن الحصول عليها:

أين:

K² = 2 e∈ + XNUMX (ه²) ، يصبح وحدة لجميع وظائف جاكوبي الاهليلجية للمدار. إذا كانت ∈ = 0 ، فهذا يعني أن A = 1 - e ، B = 2e ، n = ½ ، k = 0 وفي هذه الحالة يتم تقليل مدار الكوكب تمامًا إلى حالة نظرية نيوتن الكلاسيكية:

أنه نوع من القطع الناقص من الانحراف e. ومع ذلك ، فإن المدار النسبي ليس دوريًا في العادة ، ولكنه شبه بيضاوي يدور بسلاسة حول الشمس. يُعرف هذا باسم تقدم الحضيض الذي يكون عادةً أكثر وضوحًا ، خاصة بالنسبة لكوكب عطارد.

من ما هو حل المعادلات السابقة ، يحدث الحضيض عند θ = K / n والقيمة التالية المعطاة لها تصبح θ = 3 K / n حيث k هي ¼ من الفترة ، والتي نشأت لذا فهي البيضاوي جزء لا يتجزأ من الأنواع الكلية الأولى ، حيث لا تصبح الزاوية المستديرة 1 π بين الحضيضتين ولكن فئة الكمية أكبر قليلاً من:

بالنسبة لحالة كوكب عطارد مع ∈ = 5 ، 09. 10^-8 يمكن أن يكون تقدم الحضيض المشار إليه حوالي 41.07 بوصة لكل قرن ، وعادةً ما تكون فترته حوالي 88 يومًا ، وهي عادةً القيمة التجريبية 42.98 بوصة لكل قرن. كان هذا النوع من الاتفاق هو الذي أسس النجاح الأصلي الكبير للنظرية والذي أتى لمنحها موافقة عامة واسعة.

هناك العديد من الخبراء في هذا المجال الذين يواصلون الجدل حول ما هو مقالة الإفصاح العلمي للنظام الشمسي, حيث يتم تحديد مدار النظام الشمسي وكل الأجسام التي يتألف منها بشكل أساسي.

المداري

تتكون الفترة المدارية المزعومة من المدة التي يستغرقها الجسم الفضائي أو الكوكب ليكون قادرًا على تنفيذ مداره بالكامل (عندما نتحدث عن جسم ، فإننا نشير إلى الكواكب والأقمار والأقمار الصناعية ، من بين أمور أخرى). هناك فئات مختلفة من الفترات المدارية لهذه الكواكب أو الأجسام الموجودة حول الشمس:

• الأول: العصر الفلكي

الأول هو الفترة الفلكية ، والتي تتكون من الوقت الذي يستغرقه الجسم لإكمال مداره حول الشمس ، فيما يتعلق بالأقمار الصناعية أو النجوم. يعتبر هذا النوع من الفترات بمثابة كائن حقيقي.

• الثانية: الفترة المجمعية

الثاني يتألف من العصر السينودسي ، وهو الوقت الذي يستغرقه الشيء مرة أخرى ليقدم نفسه في نقطة أولية في الفضاء ، فيما يتعلق بالنجم الرئيسي وهو الشمس ، عندما يُنظر إليه من كوكب الأرض. هذا النوع من الفترات هو الذي يستشعر الوقت بين مقاربتين مستمرتين ويمكننا أيضًا أن نقول إنها الفترة المدارية الوهمية للجسم المذكور. تختلف هذه الفترة عن الأولى لأن الأرض تدور أيضًا حول الشمس.

• الثالثة: العصر الدراكوني

تتكون فترة دراكونيت من الوقت الذي سيستغرقه نفس الكائن للمرور مرتين عبر العقدة الصاعدة ، وهي نقطة مداره التي تعبر مدار مسير الشمس من جزء نصف الكرة الجنوبي إلى الشمال. يتميز هذا النوع من الفترة عن الفترة الفلكية الأولى لأن خط العقيدات يتباين بشكل عام ببطء.

• الرابعة: الفترة الشاذة

الرابعة هي الفترة الشاذة ، والتي تتكون من الوقت الذي سيستغرقه نفس الكائن للمرور مرتين عبر منطقة الحضيض ، وهي أقرب نقطة إلى الشمس. تختلف هذه الفترة الرابعة عن الفترة الأولى بسبب حقيقة أن العقيدات الكبيرة تأتي أيضًا لتتغير ببطء.

• خامساً: الفترة الاستوائية

اليوم الخامس يدور حول الفترة الاستوائية التي تتكون من الوقت الذي سيستغرقه نفس الكائن للمرور مرتين عبر منطقة الصعود العادل للصفر (5). عادة ما يكون هذا أقصر قليلاً مما كان عليه في حالة الفترة الفلكية الأولى بسبب بداية ما يسمى بالاعتدالات.

المعلمات الهندسية للمدار

المعلمات المطلوبة لتحديد المدار هي ما يسمى بالعناصر المدارية ، باستخدام نوع من النماذج ثنائية الكتلة التي تخضع لقوانين إسحاق نيوتن للحركة. لذلك هناك حوالي 2 أنواع من المعلمات الأساسية الأساسية ، تُعرف أيضًا باسم العناصر الكبلرية ، والتي تكرم الفيزيائي الشهير كبلر وتتكون مما يلي:

• المعلمة الأولى: طول العقدة الصاعدة = (Ω)

• ش سيغوندو معامل: الملعب = (ط)

• الثالث معامل: حجة من الحضيض = (ω)

• المعلمة الرابعة: المحور شبه الرئيسي = (أ)

• المعلمة الخامسة: الانحراف = (هـ)

• المعلمة السادسة: متوسط ​​شذوذ العصر = (M_o )

من ناحية أخرى ، العناصر المدارية الأخرى المستخدمة بالإضافة إلى ما سبق هي:

• الشذوذ الحقيقي = (ت)

• المحور شبه الصغرى = (ب)

• الانحراف الخطي = (∈)

• شذوذ غريب الأطوار = (هـ)

• الطول الحقيقي = (لتر)

• الفترة المدارية = (T)

أنواع المدارات

سوف نلاحظ ما هي أنواع المدارات الموجودة في النظام الشمسي ، والتي يتم تصنيفها إلى نوعين رئيسيين هما:

• لخصائصه.

• لهيئتها المركزية.

حسب الخصائص

في حالة التصنيف حسب خصائصه يوجد حوالي 14 نوعًا وهي:

• مدار الدائرة

• مدار مسير الشمس

• مدار بيضاوي الشكل

• مدار إهليلجي للغاية أو مدار غريب الأطوار جدًا

• المدار المقبرة

• مدار انتقال هوهمان

• المسار الزائدي

• مدار مائل

• مسار القطع المكافئ

• القبض على المدار

• الهروب المدار

• مدار شبه متزامن

• المدار غير المتزامن

• مدار متزامن

عن طريق الهيئة المركزية

في حالة التصنيف الثاني ، يتم توزيع هذا في 2 فئات من المدارات وهي:

• مدارات الأرض

• مدارات المريخ

• مدارات القمر

• المدارات الشمسية

مدارات الأرض

في حالة المدارات الأرضية ، هناك حوالي 12 فئة من المدارات وهي:

• مدار مركزية الأرض

• المدار المتزامن مع الأرض

• المدار الثابت بالنسبة للأرض

• مدار النقل الثابت بالنسبة للأرض

• المدار الأرضي المنخفض

• مدار أرضي متوسط

• مدار مولنيا

• بالقرب من المدار الاستوائي

• مدار القمر

• المدار القطبي

• المدار المتزامن مع الشمس

• مدار التندرا

مدارات المريخ

في حالة مدارات المريخ ، هناك فئتان فقط من المدارات هما:

• مدار غير متزامن

• المدار الثابت الجوي

مدار القمر

في حالة المدار القمري ، يوجد واحد فقط وهو ما يلي:

• مدار القمر

في حال كنت لا تعرف ما هو ملف حركات القمر, يمكنك اكتشافه حتى تتمكن من معرفة شكل المدار القمري وكيف يتم إنشاؤه.

المدار الشمسي

في حالة المدار الشمسي ، مثل المدار القمري ، يوجد 1 فقط ، وهو:

• مدار شمسي