Yörünge mekaniği
Yörünge mekaniği
Yörünge öğeleri Apsis Enberi açısı Dışmerkezlik Yörünge eğikliği Ortalama ayrıklık Yörünge düğümü Yarı büyük eksen Gerçek anomali
Dışmerkezliğe göre iki cisim problemi Dairesel yörünge Eliptik yörünge Transfer yörüngesi (Hohmann transfer yörüngesi Bi-elliptic transfer yörüngesi) Parabolik yörünge Hiperbolik yörünge Radyal yörünge Yörünge bozulması
Denklemler Dinamik sürtünme Kurtulma hızı Kepler denklemi Kepler'in gezegensel hareket yasaları Yörünge süresi Yörünge hızı Yüzey kütle çekimi Spesifik yörünge enerjisi Vis-viva denklemi
Gök mekaniği
Yerçekimi etkileri Çift merkezi Hill küresi Tedirginlik Etki alanı
N-cisim yörünge Lagrange noktası (Halo yörünge) Lissajous yörünge Lyapunov kararlılığı
Mühendislik ve verimlilik
Uçuş öncesi mühendisliği Kütle oranı Yük oranı İtici madde kütle oranı Tsiolkovsky roket denklemi
Verimlilik önlemleri Kütle çekimsel sapan Oberth etkisi
g t d

Gerçek anomali, gök mekaniğinde Kepler yörüngesinde hareket etmekte olan bir cismin pozisyonunu belirleyen açısal bir parametredir. Gerçek anomali, bir yörüngedeki çeşitli noktaların konumlarını tanımlamak için kullanılan bir terimdir.^[1] Enberi noktası yönü ile elipsin ada odağından görünen cismin mevcut konumu yani nesnenin etrafında döndüğü nokta arasındaki açıyı göstermektedir.

Gerçek anomali genellikle ν ya da θ Yunan harfleri veya f sembolüyle gösterilmekte olup, sıklıkla 0-360° (0–2π^c) ölçeğinde sınırlanmıştır.

Gerçek anomali f yörünge üzerindeki bir pozisyonu tanımlayan üç açısal parametre/anomalilikten birisidir. Kalan diğer iki anomalilik ise dışmerkezlik anomalisi ve ortalama anomali/ayrıklıktır.

Formüller[değiştir | kaynağı değiştir]

Durum vektörlerinden[değiştir | kaynağı değiştir]

Eliptik yörüngeler için gerçek anomali yörünge durum vektörlerinden şu şekilde hesaplanabilir:

${\displaystyle \nu =\arccos {{\mathbf {e} \cdot \mathbf {r} } \over {\mathbf {\left|e\right|} \mathbf {\left|r\right|} }}}$

(eğer r ⋅ v < 0 ise ν 2π − ν ile değiştirilir.)

Bu hesaplamada;

• v, yörüngedeki cismin yörünge hız vektörü,
• e dışmerkezlik vektörüdür,
• r, yörüngedeki cismin yörünge konum vektörüdür (şekilde FP bölgesi).

Dairesel yörünge[değiştir | kaynağı değiştir]

Dairesel yörüngeler için gerçek anomali değeri tanımsızdır. Bunun nedeni dairesel yörüngelerin tanımlı bir enberi noktası bulunmamasıdır. Bunun yerine enlem açısı u parametresi kullanılır:

${\displaystyle u=\arccos {{\mathbf {n} \cdot \mathbf {r} } \over {\mathbf {\left|n\right|} \mathbf {\left|r\right|} }}}$

(eğer r_z < 0 ise u 2π − u olarak değiştirilir.)

Bu hesaplamada:

• n, yükselen düğüm açısına kadar olan bir vektördür (yani n'nin z bileşeni sıfırdır).
• r_z , yörünge konum vektörü olarak gösterilen r'nin z bileşenidir

Dairesel yörüngeler için enlem açısının sıfır eğimliliği de tanımsızdır. Bunun nedeni düğüm noktalarının parametrelerinin tanımlanamamasıdır. Bu durumda gerçek boylam değeri kullanılır:

${\displaystyle l=\arccos {r_{x} \over {\mathbf {\left|r\right|} }}}$

(eğer v_x > 0 ise l 2π − l olarak değiştirilir.)

Bu hesaplamada:

• r_x, yörünge konum vektörü olarak gösterilen r'nin x bileşenidir
• v_x, yörünge hız vektörü olarak gösterilen v'nin x bileşenidir.

Eksantrik (dış merkezlik) anomaliden[değiştir | kaynağı değiştir]

Gerçek anomali ν ile eksantrik anomali ${\displaystyle E}$ arasındaki ilişki şöyledir:

${\displaystyle \cos {\nu }={{\cos {E}-e} \over {1-e\cos {E}}}}$

veya sinüs ^[2] ve tanjant kullanılarak:

${\displaystyle {\begin{aligned}\sin {\nu }&={{{\sqrt {1-e^{2}\,}}\sin {E}} \over {1-e\cos {E}}}\\[4pt]\tan {\nu }={{\sin {\nu }} \over {\cos {\nu }}}&={{{\sqrt {1-e^{2}\,}}\sin {E}} \over {\cos {E}-e}}\end{aligned}}}$

ya da buna eşit olan:

${\displaystyle \tan {\nu \over 2}={\sqrt {{1+e\,} \over {1-e\,}}}\tan {E \over 2}}$

böylece

${\displaystyle \nu =2\,\operatorname {arctan} \left(\,{\sqrt {{1+e\,} \over {1-e\,}}}\tan {E \over 2}\,\right)}$

formülü elde edilir.

Diğer bir ifadeyle, bu eşitliğin bir türü sayısal sorunlardan kaçınılarak türetilmektedir.^[3] Argümanlar yani açılar birbirine yakın olduğunda, iki teğet sonsuz hale gelmektedir. İlave olarak, ${\displaystyle {\frac {E}{2}}}$ ve ${\displaystyle {\frac {\nu }{2}}}$ her durumda aynı çeyreklikte olacağından dolayı herhangi bir işaret sorunu yaşanmaz.

${\displaystyle \tan {{\frac {1}{2}}(\nu -E)}={\frac {\beta \sin {E}}{1-\beta \cos {E}}}}$ Neresi ${\displaystyle \beta ={\frac {e}{1+{\sqrt {1-e^{2}}}}}}$

böylece

${\displaystyle \nu =E+2\operatorname {arctan} \left(\,{\frac {\beta \sin {E}}{1-\beta \cos {E}}}\,\right)}$

formülü elde edilir.

Ortalama anomaliden[değiştir | kaynağı değiştir]

Gerçek anomali Fourier serisi kullanılmak suretiyle doğrudan doğruya ortalama anomaliden:

${\displaystyle \nu =M+2\sum _{k=1}^{\infty }{\frac {1}{k}}\left[\sum _{n=-\infty }^{\infty }J_{n}(-ke)\beta ^{|k+n|}\right]\sin {kM}}$

Bessel fonksiyonu ve ${\displaystyle \beta ={\frac {1-{\sqrt {1-e^{2}}}}{e}}}$ parametresiyle birlikte türetilebilmektedir.^[4]

${\displaystyle e^{4}}$ veya daha yüksek (${\displaystyle \operatorname {\mathcal {O}} \left(e^{4}\right)}$ ) şekilde verilen tüm varsayımlar göz ardı edilirse,^[4][5][6] aşağıdaki şekilde de yazılabilir.

${\displaystyle \nu =M+\left(2e-{\frac {1}{4}}e^{3}\right)\sin {M}+{\frac {5}{4}}e^{2}\sin {2M}+{\frac {13}{12}}e^{3}\sin {3M}+\operatorname {\mathcal {O}} \left(e^{4}\right).}$

Tutarlılık nedeniyle bu biçimdeki bir hesaplamanın dış merkezlik değerinin küçük olduğu durumlarda sınırlı olduğu unutulmamalıdır.

${\displaystyle \nu -M}$ ifadesi merkez denklemi olarak bilinmektedir ki burada genişlemeye ilişkin daha fazla ayrıntıya yer verilmiştir.

Gerçek anomaliden yarıçap bulunması[değiştir | kaynağı değiştir]

yörüngedeki cisim ile çekim odağı arasındaki mesafe olarak tanımlanan yarıçap aşağıdaki formül kullanılarak gerçek anomali değerinden elde edilebilir:

${\displaystyle r=a\,{1-e^{2} \over 1+e\cos \nu }\,\!}$

Bu hesaplamada yer alan a değeri yarı büyük ekseni ihtiva etmektedir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Kepler'in gezegensel hareket yasaları
• Eksantrik anomali
• Ortalama anomali
• Elips
• Hiperbol

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

İlave okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

• Murray, C. D. & Dermott, S. F., 1999, Solar System Dynamics, Cambridge University Press, Cambridge. 0-521-57597-4ISBN 0-521-57597-4
• Plummer, H. C., 1960, An Introductory Treatise on Dynamical Astronomy, Dover Publications, New York. OCLC 1311887OCLC 1311887 (Reprint of the 1918 Cambridge University Press edition.)