Siderisk period

Siderisk cirkulationsperiod (av lat. sidus , stjärna; släktfall sideris ) - en tidsperiod under vilken vilken himmelsk satellitkropp som helst gör ett fullständigt varv runt huvudkroppen i förhållande till avlägsna stjärnor. Begreppet "siderisk revolutionsperiod" appliceras på kroppar som kretsar runt jorden - Månen (siderisk månad) och konstgjorda satelliter, såväl som planeter som kretsar runt solen, kometer, etc.

Den sideriska perioden kallas också ett år - till exempel Merkurius-året, Jupiter-året, etc. Man bör inte glömma att termen " år " kan syfta på olika tidsperioder. Så man bör inte blanda ihop det terrestra sideriska året (tiden för ett varv av jorden runt solen) och det tropiska året (den tid under vilken alla årstider ändras): det tropiska året är kortare än det sideriska året med cirka 20 minuter (denna skillnad beror främst på precessionen av jordaxeln ) [1] .

Länk till medellängdgrad

I teorierna om rörelsen hos planeter och andra kroppar i solsystemet är den sideriska perioden associerad med den genomsnittliga heliocentriska longituden [2] för kroppen λ , vilket vanligtvis uttrycks som en serie i tidens makter:

\lambda (t)=\lambda _{0}+\lambda _{1}t+\lambda _{2}t^{2}+\lambda _{3}t^{3}+\dots

Tid uttrycks vanligtvis i julianska århundraden eller årtusenden (ett julianskt århundrade är 36 525 dagar , ett årtusende är 365 250 dagar ). Till exempel, för jorden (mer exakt, för barycentret av Earth-Moon-systemet) [3]

λ( t ) = 100,466 456 83° + 1 295 977 422,834 29′′ t − 2,044 11′′ t 2 − 0,005 23′′ + ..., t 3

där tiden t uttrycks i julianska årtusenden och räknas från epoken J2000.0 (Greenwich middag den 1 januari 2000).

Den sideriska perioden är per definition den tid det tar för longituden att öka med 360°. Härifrån

T_{\text{sid.}}={\frac {360^{\circ }}{\dot {\lambda }}},

där således, för litet t , den sideriska perioden är omvänt proportionell mot koefficienten λ 1 , som faktiskt representerar kroppens medelvinkelhastighet i en heliocentrisk bana: ${\dot {\lambda ))={\frac {\partial \lambda }{\partial t))=\lambda _{1}+2\lambda _{2}t+3\lambda _{3 }t^{2}+\dots$

{\displaystyle T_{\text{sid.))\approx {\frac {360^{\circ }}{\lambda _{1))))

på

t\to 0.

Sideriska perioder av kroppar i solsystemet

Tabellen inkluderar sideriska perioder för alla planeter, såväl som för Månen (omloppsperioden runt jorden), huvudbältets asteroider, dvärgplaneter och Sedna. Dagar i tabellen betyder SI- dagar (julianska dagar) lika med exakt 86 400 SI sekunder , eftersom den faktiska perioden för jordens axiella rotation i förhållande till medelsolens medelvärde (medelsoldagar) skiljer sig något från detta värde och inte är konstant (för året) 2000, skilde sig soldagarna från Julian med 0,002 sekunder).

Planet	siderisk period
Merkurius	87,97 dagar
Venus	224,7 dagar
Jorden	365,256 363 dagar eller 365 dagar 6 timmar 9 minuter 9,8 sekunder eller 31 558 149,8 s (1 sideriskt år) [4] [5]
Månen (runt jorden)	27.322 dagar
Mars	686,98 dagar (1,88 år)
Asteroider (genomsnitt)	4,6 år
Jupiter	11,86 år
Saturnus	29,46 år gammal
Uranus	84,02 år
Neptunus	164,78 år
Pluto	248,09 år
Haumea	285 år
Makemake	309,88 år
Eris	557 år
Sedna	12 059 år

Upprördhet

Längden på den genomsnittliga sideriska omloppsperioden förändras gradvis med tiden på grund av gravitationell och icke-gravitationell interaktion med andra kroppar. Dessa förändringar är dock mycket små. Således, vid epok J2000.0 , ökade den genomsnittliga sideriska perioden för jordens rotation med cirka 100 µs per år (detta värde kan beräknas som ). Det bör dock noteras att periodiska störningar från andra kroppar i solsystemet, främst Jupiter och Saturnus, överlagrade på kroppens genomsnittliga rörelse, förändrar den faktiska omloppstiden mycket kraftigare, som fluktuerar med en liten amplitud runt medelvärdet. värde (i detta fall genomgår den genomsnittliga sideriska perioden, som nämnts ovan, monotona sekulära förändringar). Således störs den genomsnittliga longituden för barycentret av jord-månesystemet av periodiska svängningar med en amplitud på 7'' (period 1783 ), 4'' (period på 0,55 år ) och ett antal andra [3] . En avvikelse på 4'' motsvarar ett avstånd på 2900 km längs jordens omloppsbana, denna sträcka som jorden färdas på ≈100 sekunder - sådan är den karakteristiska spridningen av det faktiska värdet runt medelvärdet för den sideriska perioden av jordens rotation . ${\frac {\partial T_{\text{sid))}{\partial t))\approx -360^{\circ }\cdot {\frac {2\lambda _{2)){\ lambda _{1}^{2}}}$

Se även

Anteckningar

↑ Klimishin I. A. Kalender och kronologi. - Ed. 3. - M . : Vetenskap . Ch. ed. Phys.-Matte. lit., 1990. - S. 42-45. — 478 sid. - 105 000 exemplar. — ISBN 5-02-014354-5 .
↑ Definitionen av "genomsnitt" betyder att det inte är planetens verkliga (ojämna på grund av orbital excentricitet ) rörelsen som övervägs, utan den enhetliga rörelsen av en fiktiv punkt. Planeten i kretsloppet släpar antingen efter denna punkt i longitud eller tar om den, men deras longituder sammanfaller vid passageögonblicken med noll longitud.
↑ 1 2 Simon JL et al. Numeriska uttryck för precessionsformler och medelelement för månen och planeterna // Astronomy and Astrophysics. - 1994. - Vol. 282 . - s. 663-683 . - .
↑ Astronomisk almanacka för året 2019 / Regeringens förlag. — USA: Government Printing Office, 2018. — P. C2. — 628 sid. — ISBN 9780707741925 . — ISBN 0707741920 .
↑ Allen C. W. Astrofysiska kvantiteter . - Moskva: Mir, 1977. - 279 sid. Arkiverad 16 april 2018 på Wayback Machine Arkiverad kopia (länk ej tillgänglig) . Hämtad 15 april 2018. Arkiverad från originalet 16 april 2018. (obestämd)

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)

Himmelsk mekanik

Lagar och uppgifter	Newtons lagar Tyngdlagen Keplers lagar Två kroppsproblem Tre kroppsproblem Gravitationsproblem med N-kroppar Bertrands problem Keplers ekvation
Himmelssfär	Himmelskt koordinatsystem galaktisk horisontell ekvatorial ekliptika Internationellt himmelsk koordinatsystem Sfäriskt koordinatsystem världsaxeln Himmelska ekvatorn rätt uppstigning deklination Ekliptika Dagjämning Solstånd grundplan
Orbitparametrar _	Kepleriska element i omloppsbanan excentricitet halvstor axel betyda anomali stigande nod longitud periapsis argument Apocenter och periapsis Orbital hastighet Orbit nod Epok
Rörelse av himlakroppar	Solens och planeternas rörelse i himmelssfären Efemerid Planetkonfigurationer konfrontation förening kvadratur förlängning parad av planeter Förmörkelse solförmörkelse månförmörkelse saros Metonisk cykel Beläggning Genomgång klimax siderisk period synodisk period Rotationsperiod orbital resonans Equinox Prelude Närmande librering Tyngdkraftens omfattning Kozai effekt Yarkovsky effekt Dzhanibekov-effekt

Astrodynamik

Rymdfärd	rymdhastighet första (cirkulär) andra (parabolisk) tredje fjärde Tsiolkovskys formel Tyngdkraftsmanöver Hohmanns bana Metod för att oskulera element Tidvattenacceleration Orbital lutning förändring Interplanetära transportnät Dockning Lagrange poäng Pionjäreffekt
SC -banor	geostationär bana Heliocentrisk bana geosynkron bana geocentrisk bana geoöverföringsbana Låg jordbana polär bana Bana "Tundra" Solsynkron bana Orbit "Lightning" Oskulerande bana