Тисеранов параметар

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Тисеранов параметар (или Тисеранова инваријанта) — вредност добиена со пресметка користејќи неколку орбитални елементи (голема полуоска, орбитално занесување и наклон) на релативно мало тело и поголемо „пертурбирачко тело“. Се користи за разликување на различните видови на орбити. Наречен е по францускиот астроном Феликс Тисеран и важи за ограничени проблеми на три тела, каде сите три имаат значајно различна маса.

Дефиниција[уреди | уреди извор]

За мало тело со голема полуоска , орбиталното занесување и орбиталниот наклон , во однос на орбитата на поголемото пертурбирачко тело со голема полуоска , параметарот се дефинира вака:[1][2]

Квазизапазувањето на Тисерановиот параметар е последица од Тисерановиот однос.

Примени[уреди | уреди извор]

  • TJ, Тисерановиот параметар во однос на Јупитер како пертурбирачко тело честопати се користи за разликување на астероидите (обично ) од кометите од Јупитеровото осемејство (обично ).[3]
  • Астероидната група дамоклоиди are defined by a Тисерановиот параметар на Јупитер од 2 или помалку (TJ ≤ 2).[4]
  • Приближно постојаната вредност на параметарот пред и по заемодејството со (средбата) служи за одредување дали набљудуваното орбитирачко тело е истото што и претходно забележаното во Тисерановиот критериум.
  • Квазизапазувањето на Тисерановиот параметар ги ограничува достижните орбити со помош на гравитациски маневар со цел истражување на надворешниот Сончев Систем.
  • TN, Тисерановиот параметар во однос на Нептун е предложен како начин на разликување на речиси расеаните (засегнати од Нептун) од проширено расеаните заднептунци (незасегнати од Нептун; како на пр. 90377 Седна).
  • Тисерановиот параметар може да послужи како показател за присуството на среднотешка црна дупка во средиштето на Млечниот Пат користејќи ги движењата на орбитирачките ѕвезди.[5]

Сродни поими[уреди | уреди извор]

Параметарот се изведува од една од таканаречените Делонееви стандардни променливи, со кои се изучува пертурбираната Хамилтонова во еден трителесен систем. Занамарувајќи ги вишите поими на пертурбација, запазена е следнава вредност:

Следствено на тоа, пертурбациите може да доведат до резонанца помеѓу орбиталниот наклон и занесување, позната како Козаина резонанца. Речиси кружните високонаклонети орбити со тоа стануваат многу занесени во замена за помал наклон. На пример, таквиот механизам може да доведе појава на околусончеви комети, бидејќи големата занесеност со постојана голема полуоска дава мал перихел.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Murray, Carl D.; Dermott, Stanley F. (2000). Solar System Dynamics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-57597-4.
  2. Bonsor, A.; Wyatt, M. C. (2012-03-11). „The scattering of small bodies in planetary systems: constraints on the possible orbits of cometary material: Scattering in planetary systems“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 420 (4): 2990–3002. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20156.x.
  3. „Dave Jewitt: Tisserand Parameter“. www2.ess.ucla.edu. Посетено на 2018-03-27.
  4. Jewitt, David C. (August 2013). „The Damocloids“. UCLA – Department of Earth and Space Sciences. Посетено на 15 February 2017.
  5. Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 9781400846122.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]