Înclinarea orbitală

Inclinația este unul dintre cei șase parametri orbitali care descriu forma și orientarea unei orbite ; este distanța unghiulară a planului orbital față de planul de referință (de obicei ecuatorul planetei sau ecliptica ), exprimată în grade .

Înclinarea și celelalte elemente orbitale

Înclinarea planetelor în sistemul solar

În sistemul solar , înclinația orbitei unei planete este definită ca unghiul dintre planul orbitei planetei și ecliptica , care este planul orbital al Pământului .

Înclinare cu privire la
Corp		Ecliptic	Ecuatorul solar	Plan invariabil ^[1]
Terre- stri	Mercur	7,01 °	3,38 °	6,34 °
	Venus	3,39 °	3,86 °	2,19 °
	Teren	0	7.155 °	1,57 °
	Marte	1,85 °	5,65 °	1,67 °
Uriași gazos	Jupiter	1,31 °	6,09 °	0,32 °
	Saturn	2,49 °	5,51 °	0,93 °
	Uranus	0,77 °	6,48 °	1,02 °
	Neptun	1,77 °	6,43 °	0,72 °
Planete minori	Pluton	17,14 °	11,88 °	15,55 °
	Ceres	10,62 °	-	9,20 °
	Pallas	35,06 °	-	34,43 °
	Vesta	5,58 °	-	7,13 °

Înclinația sateliților

Înclinarea orbitelor sateliților naturali sau a sateliților artificiali se măsoară în raport cu planul ecuatorial al corpului în jurul căruia orbitează (planul ecuatorial este planul perpendicular pe axa de rotație a corpului):

o înclinație de 0 grade înseamnă că corpul orbitează planeta la ecuatorul său și în aceeași direcție de rotație ca planeta (de exemplu, o orbită geostaționară are $the$ ${\ displaystyle i}$ $the$ = 0)
o înclinație de 90 de grade indică o orbită polară , satelitul trece peste polul nord și sud al planetei.
o înclinație de 180 de grade indică o orbită ecuatorială retrogradă .

Cu toate acestea, pentru Lună este mai logic să măsurăm înclinația față de ecliptică.

Înclinarea stelelor binare

Înclinarea orbitală a unei exoplanete sau a unei stele multiple este unghiul dintre planul orbital și planul perpendicular pe linia de vedere a obiectului. Prin urmare:

o înclinație de 0 ° caracterizează o orbită progradă văzută din față, adică paralelă cu bolta cerească ;
o înclinație mai mare de 0 ° și mai mică de 90 ° caracterizează o orbită progradă înclinată față de punctul nostru de vedere;
o înclinație de exact 90 ° caracterizează o orbită tăiată, progradă sau retrogradă , adică o orbită perpendiculară pe bolta cerească;
o înclinație mai mare de 90 ° și mai mică de 180 ° caracterizează o orbită retrogradă înclinată față de punctul nostru de vedere;
o înclinație de 180 ° este caracterizată de o orbită retrogradă văzută din față, adică paralelă cu bolta cerească ;

Rezultă că stelele binare cu înclinații apropiate de 90 ° eclipsează adesea deoarece tind să treacă una în fața celeilalte.

Deoarece cu metoda vitezei radiale este mai ușor să descoperiți orbite văzute tăiate, majoritatea exoplanetelor descoperite ar trebui să aibă orbite cu înclinații cuprinse între 45 ° și 135 °, deși înclinația lor orbitală nu este cunoscută în cea mai mare parte. În consecință, majoritatea exoplanetelor au mase mai mari de cel mult 70% din masa minimă calculată. Dacă orbita este văzută ca o margine, atunci planeta tranzitează în fața stelei. Dacă orbita este văzută aproape de pe față și planeta a fost descoperită prin metoda vitezei radiale, atunci ar putea fi de fapt o pitică maro sau chiar o pitică roșie . Un exemplu este HD 33636 B care are o masă reală de 142 M _J , corespunzătoare unei stele din clasa spectrală M6V, în timp ce masa sa minimă este de 9,28 M _J. Înclinările și, prin urmare, masele adevărate ale aproape tuturor exoplanetelor vor fi măsurate de telescoapele spațiale următoare, cum ar fi Satellite Gaia sau James Webb . Aceste măsurători vor determina câte dintre corpurile care orbitează stelele sunt exoplanete și câte pitici maronii sau pitici roșii.

Calcul

În astrodinamică, înclinație $the$ ${\ displaystyle i}$ $the$ poate fi calculat după cum urmează:

$i=arccos{h_{z} \over \left|\mathbf {h} \right|}$ ${\ displaystyle i = arccos {h_ {z} \ over \ left | \ mathbf {h} \ right |}}$ ${\ displaystyle i = arccos {h_ {z} \ over \ left | \ mathbf {h} \ right |}}$

unde este:

$h_{z}$ ${\ displaystyle h_ {z}}$ ${\ displaystyle h_ {z}}$ este componenta z a $\mathbf {h}$ ${\ displaystyle \ mathbf {h}}$ $\ mathbf {h}$ ,
$\mathbf {h}$ ${\ displaystyle \ mathbf {h}}$ $\ mathbf {h}$ este momentul unghiular orbital specific perpendicular pe planul orbital.

Notă

^ Heider, KP, The Mean Plane (planul invariabil) al sistemului solar care trece prin baricentrul (GIF), al home.surewest.net, 3 aprilie 2009. Accesat la 10 aprilie 2009 (depus de 'url original 3 iunie 2013) ) . produs folosind Aldo Vitagliano, Solex 10 , pe chemistry.unina.it .

Elemente conexe

linkuri externe

( EN ) Inclinație orbitală , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.

Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică

[meanplane-1] Heider, KP, The Mean Plane (planul invariabil) al sistemului solar care trece prin baricentrul (GIF), al home.surewest.net, 3 aprilie 2009. Accesat la 10 aprilie 2009 (depus de 'url original 3 iunie 2013) ) . produs folosind Aldo Vitagliano, Solex 10 , pe chemistry.unina.it .

[1]