Тисеранов параметар: Разлика помеѓу преработките

[проверена преработка]

Избришана содржина Додадена содржина

Во редови

Преработка од 13:48, 10 јули 2021

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 „растроено 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

За мало тело со голема полуоска $a\,\!$ , орбиталното занесување $e\,\!$ и орбиталниот наклон $i\,\!$ , во однос на орбитата на поголемото пертурбирачко тело со голема полуоска $a_{P}$ , параметарот се дефинира вака:^[1]^[2]

T_{P}\ ={\frac {a_{P}}{a}}+2\cos i{\sqrt {{\frac {a}{a_{P}}}(1-e^{2})}}

Квазизапазувањето на Тисерановиот параметар е последица од Тисерановиот однос.

Примени

T_J, Тисерановиот параметар во однос на Јупитер како пертурбирачко тело честопати се користи за разликување на астероидите (обично $T_{J}>3$ ) од кометите од Јупитеровото осемејство (обично $2<T_{J}<3$ ).^[3]
Астероидната група дамоклоиди are defined by a Тисерановиот параметар на Јупитер од 2 или помалку ( $T J \leq 2$ ).^[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.
T_N, 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

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 растројување, запазена е следнава вредност:

{\sqrt {a(1-e^{2})}}\cos i

Следствено на тоа, растројувањата 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

Наводи

↑ Murray, Carl D.; Dermott, Stanley F. (2000). Solar System Dynamics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-57597-4.
↑ 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.
↑ „Dave Jewitt: Tisserand Parameter“. www2.ess.ucla.edu. Посетено на 2018-03-27.
↑ Jewitt, David C. (August 2013). „The Damocloids“. UCLA – Department of Earth and Space Sciences. Посетено на 15 February 2017.
↑ Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 9781400846122.

Надворешни врски

Тисеранов параметар — страница на Дејвид Џуит (англиски)
Тисеранов критериум (англиски)

[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.

[Damocloids-Jewitt-4] Jewitt, David C. (August 2013). „The Damocloids“. UCLA – Department of Earth and Space Sciences. Посетено на 15 February 2017.

[DEGN-5] Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 9781400846122.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

@@ Ред 1: / Ред 1: @@
-'''Тисеранов параметар''' (или '''Тисеранова инваријанта''') — вредност добиена со пресметка користејќи неколку [[орбитални елементи]] ([[голема полуоска]], [[орбитално занесување]] и [[орбитален наклон|наклон]]) на релативно мало тело и поголемо „[[пертурбација|пертурбирачко]] тело“. Се користи за разликување на различните видови на [[орбита|орбити]]. Наречен е по францускиот астроном [[Феликс Тисеран]] и важи за ограничени [[проблем на три тела|проблеми на три тела]], каде сите три имаат значајно различна маса.
+'''Тисеранов параметар''' (или '''Тисеранова инваријанта''') — вредност добиена со пресметка користејќи неколку [[орбитални елементи]] ([[голема полуоска]], [[орбитално занесување]] и [[орбитален наклон|наклон]]) на релативно мало тело и поголемо „[[растројување (астрономија)|растроено]] тело“. Се користи за разликување на различните видови на [[орбита|орбити]]. Наречен е по францускиот астроном [[Феликс Тисеран]] и важи за ограничени [[проблем на три тела|проблеми на три тела]], каде сите три имаат значајно различна маса.
 == Дефиниција ==
-За мало тело со голема полуоска <math>a\,\!</math>, орбиталното занесување <math>e\,\!</math> и орбиталниот наклон <math>i\,\!</math>, во однос на орбитата на поголемото пертурбирачко тело со [[голема полуоска|голема полуоска]] <math>a_P</math>, параметарот се дефинира вака:<ref>{{наведена книга |last1=Murray |first1=Carl D. | last2=Dermott | first2=Stanley F. |year= 2000|title=Solar System Dynamics|publisher=Cambridge University Press |isbn=0-521-57597-4}}</ref><ref>{{наведено списание|last=Bonsor|first=A.|last2=Wyatt|first2=M. C.|date=2012-03-11|title=The scattering of small bodies in planetary systems: constraints on the possible orbits of cometary material: Scattering in planetary systems|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2011.20156.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=420|issue=4|pages=2990–3002|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20156.x|doi-access=free}}</ref>
+За мало тело со голема полуоска <math>a\,\!</math>, орбиталното занесување <math>e\,\!</math> и орбиталниот наклон <math>i\,\!</math>, во однос на орбитата на поголемото пертурбирачко тело со [[голема полуоска]] <math>a_P</math>, параметарот се дефинира вака:<ref>{{наведена книга |last1=Murray |first1=Carl D. | last2=Dermott | first2=Stanley F. |year= 2000|title=Solar System Dynamics|publisher=Cambridge University Press |isbn=0-521-57597-4}}</ref><ref>{{наведено списание|last=Bonsor|first=A.|last2=Wyatt|first2=M. C.|date=2012-03-11|title=The scattering of small bodies in planetary systems: constraints on the possible orbits of cometary material: Scattering in planetary systems|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2011.20156.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=420|issue=4|pages=2990–3002|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20156.x|doi-access=free}}</ref>
 :<math>T_P\ = \frac{a_P}{a} + 2\cos i\sqrt{\frac{a}{a_P} (1-e^2)}</math>
@@ Ред 19: / Ред 19: @@
 == Сродни поими ==
-Параметарот се изведува од една од таканаречените [[Шарл-Ежен Делоне|Делонееви]] стандардни променливи, со кои се изучува пертурбираната [[Хамилтонова механика|Хамилтонова]] во еден [[проблем на три тела|трителесен систем]]. Занамарувајќи ги вишите поими на пертурбација, запазена е следнава вредност:
+Параметарот се изведува од една од таканаречените [[Шарл-Ежен Делоне|Делонееви]] стандардни променливи, со кои се изучува пертурбираната [[Хамилтонова механика|Хамилтонова]] во еден [[проблем на три тела|трителесен систем]]. Занамарувајќи ги вишите поими на растројување, запазена е следнава вредност:
 :<math> \sqrt{a (1-e^2)} \cos i</math>
-Следствено на тоа, пертурбациите може да доведат до [[резонанца]] помеѓу орбиталниот наклон и занесување, позната како [[Козаин механизам|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 [[околусончева комета|околусончеви комети]], бидејќи големата занесеност со постојана голема полуоска дава мал [[перихел]].
+Следствено на тоа, растројувањата може да доведат до [[резонанца]] помеѓу орбиталниот наклон и занесување, позната како [[Козаин механизам|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 [[околусончева комета|околусончеви комети]], бидејќи големата занесеност со постојана голема полуоска дава мал [[перихел]].
 == Поврзано ==
@@ Ред 42: / Ред 42: @@
  }}</ref>
 }}
 == Надворешни врски ==