gök mekaniği

Gibi bir dalı astronomi, gök mekaniği açıklar hareketini astronomik nesnelerin fiziksel temelinde teorileri yardımıyla matematiksel modelleme . Gezegensel hareketin Kepler yasalarıyla tanımlanması matematiksel bir modellemedir ve daha sonra Newton mekaniği tarafından teorik olarak doğrulanmıştır. Vadeli astrodynamics bazen eşanlamlı kullanılır, ancak özellikle hareketini açıklar edilir yapay organlar içinde çekim alanına . Özel ilgi ve karmaşıklığı hem sebebiyle ayrı bir alt alan, olduğu Aysal teori , ile fırsatlar hareketi aya . Astronomik nesnelerin hareketinin tablo halinde genel görünümlerinin oluşturulması, efemeris hesaplaması olarak bilinir .

Gök mekaniği esasen yerçekimi yasasına ve koordinat ve zaman sistemlerinin kesin bir tanımına dayanır . Konu olarak astrometri ile yakından ilgilidir .

gelişim

Antik Çağ ve Orta Çağ

Gök mekaniğinin başlangıcında, başlangıçta dünyayı değil, güneşi ve ayı da içeren gezegenlerin hareketinin tahmini vardır. Bu hareketlerin zaten çok kesin gözlemlerinden düzenlilikler çıkaran ilk kişi muhtemelen MÖ 3. binyıldan sonraydı. Mezopotamya sakinleri . Bu, Babillilerin ve Asurluların daha sonraki çivi yazılı metinlerinde, örneğin Ammi-saduqa'nın Venüs tabletlerinde aktarılmıştır . Bulguları arasında , günümüzde Saros döngüsü olarak bilinen güneş veya ay tutulmalarının oluşumundaki düzenliliğin keşfi de yer alıyor . Mısırlılar da 3. binyıl başardı. Gözlemleyerek yükselen heliacal ait Sirius, yılın uzunluğu getirilmesi kadar Avrupa'da var 365,25 gün olduğu belirlendi Gregoryen takvimine modern zamanlarda.

Yunanlılar bir sonraki büyük adımı matematiksel yöntemler ve modeller geliştirerek attılar. Eratosthenes geometrik yöntemlerle MÖ 3. yüzyılda belirlendi . Toprak çevresi 252,000 ile stadyum veya 50 kez mesafe Alexandria ve Aswan çok yakın gerçek değeri (ekvator 40.075 km) olan, diğer bir deyişle 41.750 km. MÖ 2. yüzyılda Hipparchus Chr. Dünyanın 30 çapıyla (= 382.260 km) Ay'ın mesafesini hesapladı, bu da bugün ölçülen ortalama mesafe olan 385.000 km'ye neredeyse tekabül ediyor. Buna ek olarak, daha eski ölçümlerle yapılan bir karşılaştırmaya dayanarak, Hipparchus , dünyanın ekseni 25.000 yıldan fazla bir süre boyunca sallandığında meydana gelen bir fenomen olan vernal ekinoksun presesyonunu keşfetti .

MS 2. yüzyılın ortalarında, antik çağın astronomik bilgisi Claudius Ptolemaeus tarafından ayrıntılı bir yermerkezli dünya görüşüne dönüştürüldü (→  Ptolemaik dünya görüşü ). Almagest adlı çalışması , yaklaşık 1400 yıl boyunca gökyüzündeki tüm pratik hareket hesaplamaları için belirleyici oldu. Model, sabit bir dünyayı varsayar ve yalnızca tek biçimli dairesel hareketlerden oluşan güneş, ay ve gezegen hareketlerini atar, çünkü Aristoteles felsefesine göre bunlar, sabit bir dürtü olmaksızın mümkün olan tek hareket biçimidir. Ptolomew , üzerinde bir (veya daha fazla) daha küçük dairenin ( episiklik ) döndüğü daha büyük bir daireden ( deferent ) oluşan karmaşık yörüngeleri varsayarak, tek tek gezegenlerin gözlemleriyle yaklaşık bir uyum sağladı . Ek olarak, dünyanın deferentlerin merkezinde değil, daha ziyade eksantrik olarak olduğunu ve farklı merkez noktalarıyla ( eşdeğerler ) ilişkiliyse, deferentler üzerindeki dairesel hareketlerin yalnızca sabit bir açısal hızda çalıştığını varsaymak zorunda kaldı . Karmaşık yapıya rağmen, gezegenlerin gözlenen konumları, hesaplanan konumlardan düzensiz bir şekilde, genellikle 10 ′ kadar saptı (bu, ayın çapının 1/3'üne karşılık gelir).

Kopernik dönüşü

İçin dönüş Güneş merkezli dünya görüşü olarak da bilinen, Kopernik dönüş , oldu hazırlanan tarafından 16. yüzyılın başında Nicolaus Copernicus yaptığı çalışmalarıyla Commentariolus ve içinde desteklenen onun ana çalışması ile 1543 göksel kürelerin devinimleri üzerine . Model, Ptolomew ile aynı (kısmen yanlış) gözlem verilerine dayanmaktadır, ancak dünyayı, yörüngeleri artık güneş etrafında dönen gezegenlerin altında sınıflandırmaktadır.

Bununla Copernicus, güçlü bir kavramsal basitleştirme elde etti, çünkü gezegenlerin düzensiz hareketlerinin, Dünya'dan gözlemlerin neden olduğu ölçüde, artık her gezegen için ayrı ayrı modellenmesi gerekmiyor. Ek olarak, gezegenler ve güneş arasındaki mesafeler onun sisteminde (böylece astronomik bir birim haline gelen dünya yörüngesinin yarıçapı birimlerinde ) ve dolayısıyla yörünge hızları belirlenebilir. Ancak o zaman z yaptı. B. mesafe ile döngü süresinin arttığını ve yol hızının azaldığını. Kopernik, gök cisimlerinin yalnızca önceden belirlenmiş yörüngelerde hareket edeceğine dair Aristotelesçi temel fikre bağlı kaldı. Bu nedenle, Kopernik modelinden doğrulukta gözle görülür bir gelişme sağlanamadı, böylece Ptolemaios modeline dayalı tablolar efemeris ve burçların hesaplanması için kullanılmaya devam edildi.

Kopernik sisteminde, dünya, güneş sisteminin merkezinden, Orta Çağ'dan modern çağa kadar olan ayaklanmanın tetikleyicilerinden biri olarak kabul edilen birkaç gezegenden birine indirgenmiştir. Ancak, dünya hala özel bir rol oynadı. Dünyanın yörüngesi, merkezinde merkezi güneşin bulunduğu ve yörünge düzlemlerinin ve diğer tüm gezegenlerin apsidal çizgilerinin kesiştiği tam bir dairesel yörüngeye sahip olan tek yörüngedir .

Gezegenlerin düzgün dairesel hareketlerine ilişkin temel Aristoteles fikrinden ancak 17. yüzyılın başında Johannes Kepler vazgeçildi . Tycho Brahe'nin öncekinden çok daha doğru olan ve hepsinden öte, gezegen yörüngelerinin tüm görünür kısmına yayılan uzun vadeli gözlemlerinin yardımıyla, yörüngelerin şeklini ve yörüngedeki değişimi belirleyebildi. hız. Gezegenlerin bir odak noktasında (gerçek) güneş ile bir elips üzerinde hareket ettiği bir model geliştirdi ( 1. Kepler yasası ), bu sayede yörünge hızı, güneşe olan mesafeye bağlı olarak belirli bir yasaya göre değişir ( 2. Kepler yasası). ) Kepler Yasası ). Daha sonra hesaplanan gezegen konumları, gözlemlerden yalnızca 1 ′ kadar sapmıştır.

Gezegen hareketlerinin mekaniği

Kepler ayrıca bu hareketlerin güneşten gelen sürekli bir etki tarafından belirlendiği konusunda ayrıntılı değerlendirmelerde bulundu. Yörünge hareketlerinin, cisimler arasında hareket eden kuvvetler hakkındaki basit ifadelerden matematiksel olarak türetilebileceği fiziksel teoriye sıçrama henüz tamamlanmamıştı. Bu yalnızca sağlandı Isaac Newton eserinde, Philosophiae Naturalis Principia Mathematica ( “Doğal Felsefenin Matematiksel İlkeleri”) sadece formüle etki mekanizmasını yerçekimi geliştirerek araçlarını temin ayrıca, fakat sonsuz hesabın o ( adlandırılır yerçekimi yasasından kaynaklanan hareketlerin hesaplanabildiği fluxion matematiği ) . Bu hesaplamalara göre, Kepler yasaları, yalnızca iki gök cismi ile sınırlıysa tam olarak geçerlidir, örn. B. Güneş ve bir gezegen. Ayın hareketinin düzensizlikleri için bile, dünyanın ve güneşin kuvvetlerini hesaba katmak zorundaydı. Principia Mathematica 18. yüzyılın sonuna kadar genel olarak gök mekaniği ve mekanik üzerine yetkili standart çalışmalarını kalmıştır.

Newton'un yerçekimi yasası, gezegenlerin konumlarını eskisinden çok daha kesin bir şekilde hesaplamayı mümkün kıldı. Kepler'in yörünge bozuklukları olarak adlandırılan yörüngelerinden sapmaları diğer gezegenlerin çekiciliğine kadar takip etmek mümkündü. 19. yüzyılda daha sonra, bilinmeyen başka bir gezegenin varlığının Uranüs'ün yörünge bozukluklarından çıkarılabileceği ve yaklaşık konumunun hesaplanabileceği meşhur oldu (aşağıya bakınız. Neptün'ün Keşfi ).

Newton'un ardından teorisi uygulandı, geliştirildi ve rafine edildi. 18. yüzyılın başlarında Edmond Halley, kuyruklu yıldızların izlediği yolları inceleyerek, şimdiye kadar gözlemlenen birçok kuyruklu yıldızın bireysel fenomenler değil, tek ve aynı kuyruklu yıldızın, yani Halley kuyruklu yıldızının periyodik görünümü olduğu sonucuna varmayı başardı. , onun yenisi 1758/1759 yılının başında yeni yılın görünümünü başarılı bir şekilde tahmin etti. Matematikteki ilerlemelerle el ele giden göksel mekanik aletlerin daha da geliştirilmesi ve iyileştirilmesinde, matematikçiler Euler , Clairaut ve d'Alembert , üç cisim problemi , pertürbasyon teorisi ve ay üzerindeki çalışmalarıyla önemli katkılarda bulundular. teori. Bu süre bulguları anıtsal çalışmaları özetlenmiştir Traité de mécanique céleste tarafından Pierre-Simon Laplace .

Bir sonraki büyük adım, cüce gezegen Ceres'in keşfiyle bağlantılı olarak geldi . Nesne 1 Ocak 1801'de Giuseppe Piazzi tarafından keşfedildi ve birkaç hafta takip edildi, ardından güneşin arkasında kayboldu ve büyük çabalara rağmen bir daha bulunamadı. Eylül ayından itibaren Carl Friedrich Gauß , yörünge hesaplamasına tamamen yeni bir yaklaşım izleyerek, yani yörüngenin şekli ve konumu hakkında herhangi bir varsayımda bulunmadan mevcut gözlemlere en iyi karşılık gelen Keplerelli'yi bulmak için kendini bu soruna adadı. Hataları en aza indirmeye yönelik bu aşırı değerli görev , günümüzde en küçük kareler yöntemi olarak bilinir ve gök mekaniğinin dışında sayısız uygulamaya sahiptir. Gauss'un hesaplamalarına göre Ceres, Aralık 1801'de Franz Xaver von Zach tarafından tekrar bulundu .

Göksel mekanik yöntemlerdeki bir başka ilerleme, 1781'de keşfedilen Uranüs gezegeninin konumunda , önceden belirlenmiş yörüngeden (yukarıda bahsedildiği gibi) başlangıçta açıklanamayan sapmalardan kaynaklandı . İlk önce eski gözlemlerin kalitesini sorguladıktan sonra, Newton'un yerçekimi yasasından sapmaları göz önünde bulundurarak ve varsayımsal bir Uranüs uydusundan olası rahatsızlıkları araştırdıktan sonra, 1840'tan itibaren, yalnızca daha önce keşfedilmemiş bir gezegenden gelen rahatsızlıkların, gözlemleri tatmin edici bir şekilde açıklayabileceği görüşü hakim oldu. . "Ters" pertürbasyon teorisinin karmaşık bir problemi ortaya çıktı, burada enterferans yapan cismin pozisyonunun gözlemlenen pertürbasyonlardan çıkarılması gerekiyordu. Hemen hemen aynı zamanda, Urbain Le Verrier ve John Couch Adams çözümü üzerinde çalıştılar ve 1845'te, ancak henüz bireysel olarak ele alınmayan ilk sonuçlara ulaştılar. Yalnızca George Biddell Airy , ardından Astronom Kraliyet içinde Greenwich , Le Verrier ve Adams sonuçları yaklaşık aynıydı o bir arama başlatmak yaptığını fark ettim. Ancak bu arada Le Verrier, Alman gökbilimci Johann Gottfried Galle'den varsayılan gezegeni hesaplanan konumda aramasını istemişti. Sonuç olarak, 23 Eylül 1846'da Galle, yeni keşfedilen gezegen Neptün'ün hareketiyle yakında bir gezegen olduğu ortaya çıkan tahminden yalnızca bir derecelik bir yay mesafesinde açıklanmayan bir yıldız bulabildi .

genel görelilik kuramı

Bir sonraki büyük adım, yine 20. yüzyılın başında, bu kez Merkür gezegeninin yörüngesinde açıklanamayan sapmalardan ortaya çıktı . Merkür'ün günberisinin , güneşin ve bilinen gezegenlerin yerçekimi ile açıklanabileceğinden biraz daha fazla (yüzyılda 43 ″) değiştiği bulundu . Geçici olarak " volkan " olarak adlandırılan ve güneşin hemen yakınında hareket etmesi gereken bilinmeyen bir gezegeni olağan şekilde çıkarma girişimi başarısız oldu. Sadece aracılığıyla Albert Einstein'ın genel görelilik kuramı olabilir perihelion Merkür'ün edilmesi tam olarak açıklanmıştır tarafından uzayın eğriliği güneşin neden olduğu . Takip eden yıllarda, gözlem doğruluğu o kadar iyileştirildi ki, artık güneş sistemindeki diğer tüm cisimlerin hareketlerine göreli düzeltmeler de dahil edildi .

Yeni sorular

Son olarak, günümüzün gök mekaniği hem yeni olasılıklar hem de yeni problemlerle karakterize edilir. Bir yandan, bilgisayarların kullanımıyla yeni olanaklar ortaya çıktı ve böylece mevcut bilgi işlem gücünde muazzam bir artış oldu. Geçmişte yıllarca hesaplama gerektiren problemler, şimdi dakikalar içinde büyük bir doğrulukla çözülebilir. Modern teleskopların büyüklük sıraları ile artan performansı ve uzayda aletlerin mevcudiyeti, örneğin ötegezegenler ve yörüngeleri gibi bugün tamamen yeni göksel mekanik fenomenleri görünür kılmaktadır . Güneş sisteminin kararlılığı, gezegen sistemlerinin gelişiminin dinamikleri veya tüm galaksilerin oluşumu ve çarpışması gibi daha önce yalnızca başlangıçta ele alınabilen problemler , artık uygun şekilde güçlü bilgisayarlar tarafından simüle edilebilir.

Klasik metinler

Edebiyat

  • Hans Bucerius: Gök mekaniği üzerine dersler (2 cilt). Bibliyografik Enstitüsü, Mannheim 1966f.
  • Andreas Guthmann: Gök mekaniğine ve efemeris hesaplamasına giriş - teori, algoritmalar, sayısal. Spektrum, Heidelberg 2000, ISBN 3-8274-0574-2 .
  • Jean Meeus : Astronomik Algoritmalar. Barth, Leipzig 1992, ISBN 3-335-00318-7 .
  • Franz Pichler: Gezegen teorilerinden gök mekaniğine. Trauner, Linz 2004, ISBN 3-85487-780-3 .
  • Manfred Schneider : Gök Mekaniği (4 cilt). Spektrum, Heidelberg 1992ff.
  • Karl Stumpff : Heavenly Mechanics (3 cilt). VEB Deutscher Verlag der Wissenschaften, Berlin
    • Cilt 1. İki cisim problemi ve gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların yörüngesini belirleme yöntemleri. 2. baskı, 1973.
    • Cilt 2. Üç cisim problemi. 1965.
    • Cilt 3. Genel bozukluklar. 1974.
  • Alessandra Celletti ve diğerleri: Modern gök mekaniği - teoriden uygulamaya. Kluwer, Dordrecht 2002, ISBN 1-4020-0762-0 .
  • Norriss S. Hetherington: Gezegensel hareketler - tarihsel bir perspektif. Greenwood Press, Westport 2006, ISBN 0-313-33241-X .
  • Archie E. Roy: Yörünge hareketi. Fizik Enstitüsü, Bristol 2005, ISBN 0-7503-1015-4 .

İnternet linkleri

Commons : Gök Mekaniği  - Görüntüler, videolar ve ses dosyaları koleksiyonu
Vikisözlük: gök mekaniği  - anlam açıklamaları, kelime kökenleri, eş anlamlılar, çeviriler
Vikikitaplar: Amatörler için Astronomik Hesaplamalar / Gök Mekaniği  - Öğrenme ve öğretme materyalleri

Bireysel kanıt

  1. ↑ Düden makalesi Astrodinamik
  2. ↑ gök mekaniği mi yoksa astrodinamik mi? (Florian Freistetter'in blog yazısı)
  3. ↑ Guthmann: Giriş 2000, s. 17
  4. ↑ a b C.A. Gearhart: Epicycles, eksantrikler ve elipsler: Kopernik gezegen modellerinin tahmin yetenekleri . İçinde: Kesin Bilimler Tarihi Arşivi . kaset 32 , hayır. 3 , 1985, s. 207-222 , doi : 10.1007 / BF00348449 .
  5. ↑ Guthmann: Giriş 2000, s. 20
  6. ↑ Thomas Bührke: Büyük astronomi anları: Copernicus'tan Oppenheimer'a. Münih 2001, s. 150.
  7. ↑ Guthmann: Giriş 2000, s. 24-26
  8. ↑ James Lequeux: Le Verrier - Muhteşem ve Detestable Astronom. Springer Verlag, 2013, sayfa 23.