Αστρονομία. Απο την αρχαία Ελλάδα μέχρι σήμερα.

Εισαγωγή

Ήλιος Ερμής Αφροδίτη Γη Άρης Δήμητρα - Ζώνη Αστεροειδών Δίας Κρόνος Ουρανός Ποσειδώνας Πλούτωνας Σελήνη

Αστρονομικοί Υπολογισμοί

Η Σελήνη του Μήνα

Διάφορα

Τροχιά Πλανητών Ορολογία Ανατολή Δύση Φάσεις Σελήνης

Πρώτη Σελίδα

Αστρονομία

Το Ηλιακό Μας Σύστημα

Ήλιος	Ερμής	Αφροδίτη	Γη	Σελήνη	Αρης	Ζ. Αστερ.	Δίας	Κρόνος	Ουρανός	Ποσειδώνας	Πλούτωνας



Συγκριτικά μεγέθη των Πλανητών του Πλανητικού μας συστήματος

ΟΡΟΛΟΓΙΑ

Για αρχή κρίνουμε σκόπιμο να αναφέρουμε ορισμένους όρους που χρησιμοποιούμε στην αστρονομία με μία σύντομη περιγραφή τους ώστε να ορίσουμε ακριβώς αυτό που θα μελετήσουμε.
Περιήλιο και Αφήλιο, είναι τα σημεία της τροχιάς στα οποία ο πλανήτης είναι πιο κοντά και πιο μακριά από τον ήλιο αντίστοιχα. (Μια παραβολική τροχιά έχει μόνο ένα περιήλιο.)
Το περίγειο και το απόγειο είναι τα σημεία της τροχιάς της Σελήνης γύρω από την Γη (ή στην τροχιά ενός τεχνητού γήινου δορυφόρου) στα οποία βρίσκεται πιο κοντά και πιο μακριά από την Γη αντίστοιχα.
Η ουράνια σφαίρα είναι μια φανταστική σφαίρα γύρω από τον παρατηρητή, σε μια αυθαίρετη απόσταση.
Ο ουράνιος ισημερινός είναι το Γήινο ισημερινό επίπεδο προβαλλόμενο στην ουράνια σφαίρα.
Η εκλειπτική είναι το επίπεδο της τροχιάς της Γης. Αυτό είναι επίσης το επίπεδο της ετήσιας προφανής κίνηση του Ήλιου. Η εκλειπτική της Γης σχηματίζει γωνία περίπου ίση με 23,4 μοίρες με τον ουράνιο ισημερινό. Η εκλειπτική τέμνει τον ουράνιο ισημερινό σε δύο σημεία: Το Εαρινό σημείο (ή -το πρώτο σημείο του Άρη-), και το Φθινοπωρινό σημείο. Το Εαρινό σημείο είναι το σημείο προέλευσης για δύο διαφορετικές (τις οποίες και συνήθως χρησιμοποιούμε) ουράνιες συντεταγμένες: τις ισημερινές συντεταγμένες και τις εκλειπτικές συντεταγμένες.
Η Right Ascension (συμβολισμός ως RA) και η Declination (απόκλιση) είναι ισημερινές συντεταγμένες που χρησιμοποιούν τον ουράνιο ισημερινό ως θεμελιώδες επίπεδο. Στο εαρινό σημείο και οι δύο συντεταγμένες είναι μηδέν. Η πρώτη μετριέται συνήθως σε ώρες και λεπτά(όταν μία περιστροφή διαρκεί 24 ώρες, σημαίνει ότι 1 ώρα είναι ίση με 15 μοίρες). Μετριέται κατά μήκος του ουράνιου ισημερινού κατά την φορά περιστροφής των δεικτών του ρολογιού. Η απόκλιση κυμαίνεται μεταξύ +90 έως -90 μοίρες, και είναι θετική στα βόρεια, και αρνητική στα νότια του ουράνιου ισημερινού.
Το γεωγραφικό μήκος και το γεωγραφικό πλάτος(Longitude και Latitude) είναι εκλειπτικές συντεταγμένες, οι οποίες χρησιμοποιούν την εκλειπτική ως θεμελιώδες επίπεδο. Και οι δύο μετριούνται στους μοίρες, και είναι επίσης μηδέν στο Εαρινό σημείο. Το γεωγραφικό μήκος μετριέται κατά μήκος της εκλειπτικής κατά την φορά των δεικτών του ρολογιού. Το γεωγραφικό πλάτος είναι θετικό βόρεια της εκλειπτικής. Φυσικά το γεωγραφικό μήκος και το γεωγραφικό πλάτος χρησιμοποιούνται επίσης ως επίγειες συντεταγμένες, για να μετρήσουν μια θέση ενός σημείου στην επιφάνεια της γης.
Ηλιοκεντρικός, γεωκεντρικός, τοποκεντρικός. Μια θέση σε σχέση με τον ήλιο είναι ηλιοκεντρική. Εάν η θέση είναι σε σχέση με το κέντρο της γης, είναι γεωκεντρική. Μια τοποκεντρική θέση είναι η θέση σε σχέση με έναν παρατηρητή ο οποίος βρίσκεται στην επιφάνεια της γης. Με στόχο ακρίβειάς τα 1-2 λεπτών της μοίρας, η διαφορά μεταξύ της γεωκεντρικής και τοποκεντρικής θέσης είναι αμελητέα για όλα τα ουράνια σώματα, εκτός από το φεγγάρι (και ίσως κάποιους περιστασιακούς αστεροειδής που μπορεί να τύχει να περάσουν πολύ κοντά στη γη).
Τα τροχιακά στοιχεία αποτελούνται από 6 ποσότητες που καθορίζουν εντελώς μια κυκλική, ελλειπτική, παραβολική ή υπερβολική τροχιά. Τρεις από αυτές τις ποσότητες περιγράφουν τη μορφή, το μέγεθος, και τη θέση του πλανήτη στην τροχιά:

a, Η μέση απόσταση, ή ο μεγάλος ημιάξονας
e, η εκκεντρικότητα
Τ, ο Χρόνος στο περιήλιο

Μια κυκλική τροχιά έχει μηδενική εκκεντρικότητα. Μια ελλειπτική τροχιά έχει μια εκκεντρικότητα μεταξύ μηδενός και της μονάδας. Μια παραβολική τροχιά έχει μια εκκεντρικότητα ακριβώς 1. Τέλος, μια υπερβολική τροχιά έχει μια εκκεντρικότητα μεγαλύτερη από τη μονάδα. Μια παραβολική τροχιά έχει έναν άπειρο ημι- άξονα, α, επομένως η απόσταση στο περιήλιο θα είναι, q, για μια παραβολική τροχιά:
q = a * (1 - e)
Συνηθίζουμε να υπολογίζουμε το q αντί του a επίσης για την υπερβολική τροχιά, και για τις ελλειπτικές τροχιές με εκκεντρικότητα κοντά στο 1.
Τα τρία εναπομείναντα τροχιακά στοιχεία που καθορίζουν τον προσανατολισμό της τροχιάς στο διάστημα είναι:
i η κλίση, δηλ. η απόκλιση της τροχιάς σε σχέση με την εκλειπτική. Κυμαίνεται από 0 έως 180 μοίρες. Εάν η κλίση είναι μεγαλύτερη από 90 μοίρες, τότε ο πλανήτης έχει ανάδρομη φορά, δηλ. αυτό κινείται προς τα πίσω. Το Πιό γνωστό ουράνιο σώμα με ανάδρομη κίνηση είναι κομήτης του Halley.
Ν (που γράφεται συνήθως ως κεφαλαίο ωμέγα -Ω-. Longitude of Ascending Node. Είναι η γωνία, κατά μήκος της εκλειπτικης, από Εαρινό σημείο στον ανερχόμενος κόμβο(Ascending Node), η οποία είναι η διατομή μεταξύ της τροχιά και της εκλειπτικής, όταν ο πλανήτης κινήται από τον Νότο στον Βορρά της εκλειπτικής, δηλ. από αρνητικό στο θετικό γεωγραφικό πλάτος.
W (που γράφεται συνήθως ως μικρό ωμέγα -ω-) Είναι η γωνία από το Ascending Node με το περιήλιο, κατά μήκος της τροχιάς.
Αυτά είναι τα κύρια τροχιακά στοιχεία. Από αυτά πολλά δευτερεύοντα μπορούν να υπολογιστούν:
Απόσταση κατά το περιήλιο: q = a * (1 - e)
Απόσταση κατά το αφήλιο: Q= a * (1 + e)
Τροχιακή περίοδος P= 365.256898326 * sqtt((a*a*a)/(1+m)) ημέρες, όπου m = η μάζα του πλανήτη σε ηλιακές μάζες (0 για κομήτες και αστεροειδείς). sqrt () είναι η τετραγωνική ρίζα.
καθημερινή κίνηση n = 360_deg/ P μοίρες/ημέρα
t κάποια εποχή ως αρίθμηση ημέρας, π.χ. ιουλιανός αριθμός ημέρας. Ο χρόνος στο περιήλιο, το Τ, πρέπει τότε να εκφραστεί ως το μέτρημα της ίδιας της ημέρας.
t - T Χρόνος από περιήλιο, συνήθως σε ημέρες
Μέση ανωμαλία M = n * (t - T) = (t - T) * 360_deg / P
Είναι 0 στο περιήλιο και 180 μοίρες στο αφήλιο.
Μέσο γεωγραφικό μήκος L = M + w + N
E , Εκκεντρική ανωμαλία, που καθορίζεται από την εξίσωση του Kepler, M = E - e * sin(E)
Είναι μία ια βοηθητική γωνία για να υπολογίσουμε την θέση σε μια ελλειπτική τροχιά
v είναι η αληθινή ανωμαλία: η γωνία από περιήλιο στον πλανήτη, όπως φαίνεται από τον ήλιο
r ηλιοκεντρική απόσταση: η απόσταση του πλανήτη από τον ήλιο.
Αυτή η σχέση ισχύει για μια ελλειπτική τροχιά:
r * cos(v) = a * (cos(E) - e)
r * sin(v) = a * sqrt(1 - e*e) * sin(E)
x,y,z ορθογώνιες συντεταγμένες. Χρησιμοποιούνται π.χ. όταν μία ηλιοκεντρική θέση (όπως φαίνεται από τον ήλιο) πρέπει να μετατραπεί στην αντίστοιχη γεωκεντρική θέση (όπως φαίνεται από την γη).