https://enciklopedija.cc/index.php?action=history&feed=atom&title=Perturbacija_%28astronomija%29 2026-09-03T04:57:47Z Povijest promjena ove stranice na wikiju MediaWiki 1.42.3 https://enciklopedija.cc/index.php?title=Perturbacija_(astronomija)&diff=222351&oldid=prev 2021-10-13T23:42:30Z

<p>Bot: Automatski unos stranica</p> <p><b>Nova stranica</b></p><div>&lt;!--&#039;&#039;&#039;Perturbacija (astronomija)&#039;&#039;&#039;--&gt;[[datoteka:Moon perturbation diagram.svg|mini|desno|250px|Zbog utjecaja [[Newtonov zakon gravitacije|gravitacijskih sila]] [[Sunce|Sunca]] i [[Zemlja|Zemlje]], dolazi do malih pertubacija ili poremećaja putanje [[Mjesec]]a.]]<br /> <br /> [[datoteka:Lagrangeove točke.png|mini|250px|desno|[[Lagrangeove točke]] je jedno od rješenja [[Problem triju tijela|problema triju tijela]], s time da je treće tijelo točkasto i bez mase. Za treće je tijelo [[Joseph-Louis Lagrange]] našao da može neporemećeno opstati u sustavu, na položaju 5 točaka u ravnini u kojoj se sva tijela gibaju.]]<br /> <br /> [[datoteka:Perihelion precession.svg|mini|250px|desno|Prema [[Opća teorija relativnosti|Općoj teoriji relativnosti]], [[planet]] u svom obilasku oko [[Sunce|Sunca]] opisuje [[elipsa|elipsu]] koja se polako okreće u svojoj ravnini ([[Merkur]]ov [[zakret perihela]]).]]<br /> <br /> [[datoteka:Solar system barycenter.svg|mini|desno|250px|[[Baricentar]] [[Sunčev sustav|Sunčevog sustava]] s obzirom na [[Sunce]].]]<br /> <br /> &#039;&#039;&#039;Perturbacija&#039;&#039;&#039; ([[Latinski jezik|lat]]. &#039;&#039;perturbatio&#039;&#039;: poremećaj) ili &#039;&#039;&#039;poremećenje&#039;&#039;&#039; je općenito narušavanje ustaljenoga reda; poremećaj, pomutnja. U [[astronomija|astronomiji]], perturbacija je poremećenje, odnosno mala promjena pravilnoga [[gibanje|gibanja]] [[nebesko tijelo|nebeskog tijela]]. Razmatra se kao promjena staze nebeskog tijela u dvojnom sustavu zbog gravitacijske sile trećega tijela ([[problem triju tijela]]), ili se razmatra utjecaj više tijela, odnosno statistički mnogo tijela. Točna [[planetarna putanja|staza]] može se proračunati samo numerički. Primjeri su: međusobno remećenje planetskih staza, međusobno remećenje množine [[planetoid]]a u glavnom planetoidnom pojasu, utjecaj [[Sunce|Sunca]] na planetske [[prirodni satelit|prirodne satelite]], utjecaj rasporeda [[masa]] unutar planeta na bliži vlastiti, prirodni ili [[umjetni satelit]]. Ako je perturbacija periodična, ona se ili poništava ili izaziva [[rezonancija|rezonanciju]], a ako je neperiodična, uzrokuje nepovratne promjene. Primjerice, [[komet]]ske staze poremećene su [[gravitacija|gravitacijskim]] djelovanjem velikih planeta, osobito [[Jupiter]]a. &lt;ref&gt; &#039;&#039;&#039;perturbacija&#039;&#039;&#039;, [http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=47762] &quot;Hrvatska enciklopedija&quot;, Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.&lt;/ref&gt;<br /> <br /> Odstupanje od gibanja po [[Keplerovi zakoni|Keplerovim zakonima]] naziva se poremećenjem ili perturbacijom. Zbog poremećenja stalno se mijenjaju dijelovi staze nebeskog tijela. Stoga i staze planeta nemaju geometrijski oblik [[elipsa|elipse]], a kod nekih je [[komet]]a stazu uopće teško matematički i opisati. Poremećenja staza [[Uran]]a, a kasnije i [[Neptun]]a, dovela su do potrage [[masa]] koja dovode do poremećenja. Tako je 1846. otkriven Neptun i 1930. [[Pluton]]. U toku razvoja [[nebeska mehanika|nebeske mehanike]] mnogo je pažnje privlačio [[problem triju tijela]]. Nisu nađena onakva rješenja kakva su izvedena za sustav dvaju tijela, ali su nađene neke pravilnosti.<br /> <br /> Na slici je prikazano [[gravitacija|gravitacijsko polje]] u okolini jednog vezanog sustava s masama &#039;&#039;M&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;&#039;&#039; i &#039;&#039;M&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;&#039;&#039;; u tom polju giba se treće tijelo s masom mnogo manjom od mase prvih dvaju tijela. Sva se tri tijela gibaju u istoj ravnini i zadržavaju jednak razmještaj samo onda ako se treće tijelo nalazi u području jedne od točaka L&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;, L&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;, L&lt;sub&gt;3&lt;/sub&gt;, L&lt;sub&gt;4&lt;/sub&gt; i L&lt;sub&gt;5&lt;/sub&gt; (točke libracije ili [[Lagrangeove točke]]), uz uvjet da su i početne brzine strogo određene. Prve tri točke smještene su na pravcu koji povezuje mase &#039;&#039;M&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;&#039;&#039; i &#039;&#039;M&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;&#039;&#039;, a točke L&lt;sub&gt;4&lt;/sub&gt; i L&lt;sub&gt;5&lt;/sub&gt; smještene su na vrhovima dvaju jednakostraničnih [[trokut]]a, kojima se zajednička baza pruža od &#039;&#039;M&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;&#039;&#039; i &#039;&#039;M&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;&#039;&#039;. Taj se razmještaj javlja u nekih nebeskih objekata! Na primjer u Lagrangeovim točkama L&lt;sub&gt;4&lt;/sub&gt; i L&lt;sub&gt;5&lt;/sub&gt; smještena je grupa [[planetoid]]a, [[Trojanci (astronomija)|Trojanaca]], koji stazom [[Jupiter]]a (&#039;&#039;M&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;&#039;&#039;) putuju istim prosječnim [[period]]om koji ima i Jupiter, oko [[Sunce|Sunca]] (&#039;&#039;M&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;&#039;&#039;). Točke L&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;, L&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt; i L&lt;sub&gt;3&lt;/sub&gt; imaju važnu ulogu u prenošenju bliskih [[dvojna zvijezda|dvojnih zvijezda]]. Tamo [[plin]]ovi struje s jedne zvijezde na drugu, obmataju ih ili zauvijek odlaze s dvojne zvijezde. Krivulje na slici mjesta su stalnog zbroja [[gravitacija|gravitacijskog]] i [[Centrifugalna i centripetalna sila|centrifugalnog]] potencijala masa &#039;&#039;M&lt;sub&gt;1&lt;/sub&gt;&#039;&#039; i &#039;&#039;M&lt;sub&gt;2&lt;/sub&gt;&#039;&#039;. Najmanja zajednička ploha koja obmata obje mase, a u presjeku s ravninom crtnje ima oblik osmice, zove se [[Édouard Roche|ploha Rochea]]. <br /> <br /> == Zakret perihela ==<br /> {{glavni|Zakret perihela}}<br /> <br /> &#039;&#039;&#039;Zakret perihela&#039;&#039;&#039;, &#039;&#039;&#039;apsidna precesija&#039;&#039;&#039; ili &#039;&#039;&#039;precesija perihela&#039;&#039;&#039; je vrsta [[precesija|precesije]] [[planetarna putanja|planetarne putanje]]. U 19. stoljeću opažene su promjene u [[Merkur]]ovoj orbiti: točka u kojoj se Merkur najviše približava Suncu ([[perihel]]) zakretala se pomalo nakon svakog obilaska. Ova pojava nema objašnjenja u [[Isaac Newton|Newtonovoj]] klasičnoj mehanici i dugo se smatralo da postoji jedan nevidljiv planet, nazvan [[Vulkan (planet)|Vulkan]], koji utječe na orbitu Merkura. Izmjereno odstupanje nije se moglo pripisati isključivo [[gravitacija|gravitacijskom]] utjecaju poznatih planeta. Pojavom [[Albert Einstein|Einsteinove]] [[teorija relativnosti|teorije relativnosti]] pronađeno je objašnjenje za ova mala odstupanja. Zbog velike [[Ekscentricitet|ekscentričnosti]] putanje, [[brzina]] Merkura se mijenja, a time i njegova masa (relativistički učinak). U tome se razlikovalo predviđanje klasične mehanike: [[Johannes Kepler|Keplerovi]] zakoni predviđali su promjenu brzine planeta, ali su podrazumijevali stalnu masu. Ove promjene su male, ali izraženije kod Merkura nego kod drugih planeta, zbog njegove blizine Suncu.<br /> <br /> Velika izduženost staze, s apsolutno najvećom brzinom putovanja od svih planeta, uzrok je jednom malom, [[Opća teorija relativnosti|relativističkom učinku]] prozvanom zakret perihela. Kada bi u okolini Sunca postojao samo Merkur, položaj velike osi njegove eliptične staze zakrenuo bi se u vlastitoj ravnini za kut 43,03&quot; u 100 godina. Učinak je predvidio Albert Einstein razrađujući relativističku teoriju gravitacije. Očit razlog učinka je u promjeni [[masa|mase]] planeta pri promjeni [[brzina|brzine]]. Kako se u [[perihel]]u planet giba mnogo brže nego u [[afel]]u, a brzina gibanja je ionako velika, javlja se relativistička promjena mase. Osnovna pretpostavka [[Klasična mehanika|klasične fizike]] planeta bila je u stabilnosti njihovih masa. Ako se [[masa]] mijenja, tijelo se neće oko Sunca gibati u stalnoj elipsi, već će se [[elipsa]] zakretati, i tijelo će opisivati [[Rozeta (arhitektura)|rozetu]]. Osim relativističkog zakreta, staza Merkura zakreće se i zbog poremećaja ostalih planeta, pa se smjer velike osi elipse zakrene još za oko 500&quot; u 100 godina. Stvaran je zakret perihela jednak zbroju perturbacija i relativističkog učina. Točnost astronomskih motrenja porasla je toliko da je utvrđeno kako je teorija relativističkog učinka točna bar na 1%, ako ne i bolje. &lt;ref&gt;[[Vladis Vujnović]] : &quot;Astronomija&quot;, Školska knjiga, 1989.&lt;/ref&gt;<br /> <br /> == Izvori ==<br /> {{izvori}}<br /> <br /> [[Kategorija: Nebeska mehanika]]</div>

WikiSysop