Enberi açısı

Enberi açısı (veya enberi argümanı, bazen perifokus veya perisentr argümanı; İngilizce: argument of periapsis), yörüngedeki bir cismin yörünge düzlemi içindeki yönelimini belirleyen temel yörünge ögelerinden biridir ve ω (omega) sembolüyle gösterilir. Parametrik bir yörünge parametresi olarak enberi açısı, cismin hareket ettiği yörünge düzlemi içinde tanımlanır. Bu düzlem üzerinde enberi açısı, çıkış düğümünden başlayarak cismin hareket yönünde enberi noktasına kadar olan açısal mesafedir.

Yörüngenin türüne bağlı olarak bu kavram için daha özel terimler de kullanılır. Örneğin, Güneş etrafındaki (günmerkezli) yörüngeler için günberi açısı, Dünya etrafındaki (yermerkezli) yörüngeler için yerberi açısı ve bir yıldız etrafındaki yörüngeler için periastron açısı (yıldızberi açısı) terimleri tercih edilir (daha fazla bilgi için bkz. apsis).

Enberi açısının 0° olması, yörüngedeki cismin referans düzlemini güneyden kuzeye doğru geçtiği anda merkezi cisme en yakın konumda (enberi noktasında) bulunacağını gösterir. Bu açının 90° olması ise cismin, referans düzlemine göre en kuzeydeki konumundayken enberi noktasına ulaşacağı anlamına gelir.

Enberi açısının çıkış düğümü boylamına eklenmesiyle bir diğer yörünge parametresi olan enberi boylamı elde edilir. Ancak astronomi literatüründe, özellikle ikili yıldızlar ve ötegezegenler üzerine yapılan çalışmalarda, "enberi boylamı" veya "periastron boylamı" terimlerinin zaman zaman "enberi açısı" ile eş anlamlı olarak kullanıldığı da görülür.

Enberi açısının pratik uygulamalarından biri, dış merkezli (eliptik) yörüngelerde bulunan uyduların görev planlamasıdır. Yörüngenin enöte noktası, bir uydunun en yavaş hareket ettiği ve dolayısıyla belirli bir bölge üzerinde en uzun süre kalabildiği yerdir. Enberi açısı ayarlanarak enberi ve enöte noktalarının coğrafi konumları kontrol edilebilir. Bu sayede bir iletişim veya gözlem uydusunun Dünya üzerindeki hedef bir bölge üzerinde en uzun "görüş süresini" elde etmesi sağlanır.

Hesaplama

Yörünge mekaniğinde enberi açısı ω, aşağıdaki formülle hesaplanabilir:

ω = arccos ⁡ n ⋅ e | n | | e | {\displaystyle \omega =\arccos {{\mathbf {n} \cdot \mathbf {e} } \over {\mathbf {\left|n\right|} \mathbf {\left|e\right|} }}}

Eğer e_z < 0 ise, ω → 2

π

− ω dönüşümü yapılır.

Burada:

n, çıkış düğümüne doğru yönelen vektördür (yani n vektörünün z bileşeni sıfırdır),
e, enberi noktasına doğru yönelen dış merkezlik vektörüdür.

Çıkış düğümü bulunmayan ekvatoral yörüngelerde bu açı kesin olarak tanımsızdır. Ancak çıkış düğümü boylamı Ω'nın 0 kabul edilmesi kuralı uygulanırsa, iki boyutlu düzlemde ω değeri şu şekilde elde edilir: $ω = a t a n 2 ( e y , e x ) {\displaystyle \omega =\mathrm {atan2} \left(e_{y},e_{x}\right)}$

Yörünge saat yönündeyse (yani (r × v)_z < 0), ω → 2

π

− ω dönüşümü uygulanır.

Burada:

e_x ve e_y, dış merkezlik vektörünün (e) x ve y bileşenleridir.

Dairesel yörüngelerde dış merkezlik sıfır olduğu için belirgin bir enberi noktası yoktur ve kesin bir enberi açısı tanımlanamaz. Ancak hesaplamalarda genellikle enberi noktasının çıkış düğümünde bulunduğu varsayılır ve ω = 0 alınır. Ötegezegen araştırmalarında ise dairesel yörüngeler için genellikle ω = 90° kabul edilir. Bu kabulün avantajı, gezegenin alt kavuşum zamanının (geometrinin uygun olması durumunda geçiş yapacağı anın) periastron zamanına eşit olmasını sağlamasıdır.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ Bryan Weber. "Classical Orbital Elements". orbital-mechanics.space. 7 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2025.
^ McGraw, J. T.; Zimmer, P. C.; Ackermann, M. R. (19-22 Eylül 2017). "Ever Wonder What's in Molniya? We do.". Ryan, S. (Ed.). Proceedings of the Advanced Maui Optical and Space Surveillance (AMOS) Technologies Conference. Wailea, Maui, Hawaii: The Maui Economic Development Board, Inc. ss. id.107. Bibcode:2017amos.confE.107M.
^ Iglesias-Marzoa, Ramón; López-Morales, Mercedes; Jesús Arévalo Morales, María (2015). "Thervfit Code: A Detailed Adaptive Simulated Annealing Code for Fitting Binaries and Exoplanets Radial Velocities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (952): 567-582. arXiv:1505.04767 . Bibcode:2015PASP..127..567I. doi:10.1086/682056 .
^ Kreidberg, Laura (2015). "Batman: BAsic Transit Model cAlculatioN in Python". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (957): 1161-1165. arXiv:1507.08285 . Bibcode:2015PASP..127.1161K. doi:10.1086/683602.
^ Eastman, Jason; Gaudi, B. Scott; Agol, Eric (2013). "EXOFAST: A Fast Exoplanetary Fitting Suite in IDL". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (923): 83. arXiv:1206.5798 . Bibcode:2013PASP..125...83E. doi:10.1086/669497.

Parametreler

Manevralar

Yörünge mekaniği

Yörüngeler listesi

[Weber-1] Bryan Weber. "Classical Orbital Elements". orbital-mechanics.space. 7 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2025.

[McGraw2017-2] McGraw, J. T.; Zimmer, P. C.; Ackermann, M. R. (19-22 Eylül 2017). "Ever Wonder What's in Molniya? We do.". Ryan, S. (Ed.). Proceedings of the Advanced Maui Optical and Space Surveillance (AMOS) Technologies Conference. Wailea, Maui, Hawaii: The Maui Economic Development Board, Inc. ss. id.107. Bibcode:2017amos.confE.107M.

[Iglesias-Marzoa-3] Iglesias-Marzoa, Ramón; López-Morales, Mercedes; Jesús Arévalo Morales, María (2015). "Thervfit Code: A Detailed Adaptive Simulated Annealing Code for Fitting Binaries and Exoplanets Radial Velocities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (952): 567-582. arXiv:1505.04767 . Bibcode:2015PASP..127..567I. doi:10.1086/682056 .

[Kreidberg2015-4] Kreidberg, Laura (2015). "Batman: BAsic Transit Model cAlculatioN in Python". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 127 (957): 1161-1165. arXiv:1507.08285 . Bibcode:2015PASP..127.1161K. doi:10.1086/683602.

[Eastman2013-5] Eastman, Jason; Gaudi, B. Scott; Agol, Eric (2013). "EXOFAST: A Fast Exoplanetary Fitting Suite in IDL". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (923): 83. arXiv:1206.5798 . Bibcode:2013PASP..125...83E. doi:10.1086/669497.