Среднее движение - Mean motion

В орбитальная механика, среднее движение (представлена п) это угловая скорость требуется телу для завершения одного витка, предполагая постоянную скорость в круговая орбита который завершается одновременно с изменением скорости, эллиптическая орбита фактического тела.^[1] Эта концепция одинаково применима к маленькому телу, вращающемуся вокруг большого массивного основного тела, или к двум относительно одинаковым по размеру телам, вращающимся вокруг общего центр массы. Хотя номинально иметь в виду, и теоретически так в случае движение двух тел, на практике среднее движение обычно не является средний с течением времени для орбит реальных тел, что только приблизительно соответствует предположению о двух телах. Это скорее мгновенное значение, которое удовлетворяет указанным выше условиям, рассчитанное по текущему гравитационный и геометрический обстоятельства постоянно меняющегося тела, возмущенный орбита.

Среднее движение используется как приближение к фактической орбитальной скорости при первоначальном расчете положения тела на его орбите, например, из набора орбитальные элементы. Это среднее положение уточняется Уравнение Кеплера для получения истинного положения.

Определение

Определить орбитальный период (период времени, за который тело совершит один оборот) как п, с измерением времени. Среднее движение - это просто один оборот, разделенный на это время, или

${\displaystyle n={\frac {2\pi }{P}},\qquad n={\frac {360^{\circ }}{P}},\quad {\mbox{or}}\quad n={\frac {1}{P}},}$

с размерами радианы в единицу времени, градусы в единицу времени или оборотов в единицу времени.^[2][3]

Величина среднего движения зависит от условий конкретной гравитирующей системы. В системах с большим количеством масса тела будут двигаться по орбите быстрее, в соответствии с Закон всемирного тяготения Ньютона. Точно так же тела, расположенные ближе друг к другу, также будут вращаться быстрее.

Среднее движение и законы Кеплера

3-й закон движения планет Кеплера состояния, то квадрат из периодическое время пропорционально куб из среднее расстояние,^[4] или же

${\displaystyle {a^{3}}\propto {P^{2}},}$

куда а это большая полуось или среднее расстояние, и п это орбитальный период как указано выше. Константа пропорциональности определяется выражением

${\displaystyle {\frac {a^{3}}{P^{2}}}={\frac {\mu }{4\pi ^{2}}}}$

куда μ это стандартный гравитационный параметр, постоянная для любой конкретной гравитационной системы.

Если среднее движение дано в радианах за единицу времени, мы можем объединить его в приведенное выше определение 3-го закона Кеплера:

${\displaystyle {\frac {\mu }{4\pi ^{2}}}={\frac {a^{3}}{\left({\frac {2\pi }{n}}\right)^{2}}},}$

и сокращение,

${\displaystyle \mu =a^{3}n^{2},}$

что является еще одним определением 3-го закона Кеплера.^[3][5] μ, коэффициент пропорциональности,^{[6][примечание 1]} - гравитационный параметр, определяемый массы рассматриваемых органов и Ньютоновская гравитационная постоянная, грамм (Смотри ниже). Следовательно, п также определяется^[7]

${\displaystyle n^{2}={\frac {\mu }{a^{3}}},\quad {\mbox{or}}\quad n={\sqrt {\frac {\mu }{a^{3}}}}.}$

Расширение среднего движения путем расширения μ,

${\displaystyle n={\sqrt {\frac {G(M+m)}{a^{3}}}}\,\!,}$

куда M обычно представляет собой массу основного тела системы и м масса тела меньшего размера.

Это полное гравитационное определение среднего движения в двухчастная система. Часто в небесная механика, первичное тело намного больше любого из вторичных тел системы, т. е. M ≫ м. Именно в этих условиях м становится неважным, и 3-й закон Кеплера приблизительно постоянен для всех более мелких тел.

2-й закон движения планет Кеплера состояния, линия, соединяющая планету, и Солнце сметает равные площади в равные промежутки времени,^[6] или же

${\displaystyle {\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}}={\text{constant}}}$

для двухчастичной орбиты, где dА/dт скорость изменения площадь прокатился.

Смотрите также: Обозначения Лейбница

Сдача dt = п, период обращения, охватываемая площадь - это вся площадь эллипс, dА = πab, куда а это большая полуось и б это малая полуось эллипса.^[8] Следовательно,

${\displaystyle {\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}}={\frac {\pi ab}{P}}.}$

Умножая это уравнение на 2,

${\displaystyle 2\left({\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}}\right)=2\left({\frac {\pi ab}{P}}\right).}$

Из приведенного выше определения среднее движение п = 2π/п. Подставляя,

${\displaystyle 2{\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}}=nab,}$

и среднее движение также

${\displaystyle n={\frac {2}{ab}}{\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}},}$

который сам по себе постоянен как а, б, и dА/dт все постоянны в движении двух тел.

Среднее движение и постоянные движения

Из-за характера движение двух тел в консервативный гравитационное поле, два аспекта движения не меняются: угловой момент и механическая энергия.

Первая константа, называемая удельный угловой момент, можно определить как^[8][9]

${\displaystyle h=2{\frac {\operatorname {d} A}{\operatorname {d} t}},}$

и подставив в вышеприведенное уравнение, среднее движение также

${\displaystyle n={\frac {h}{ab}}.}$

Вторая константа, называемая удельная механическая энергия, можно определить,^[10][11]

${\displaystyle \xi =-{\frac {\mu }{2a}}.}$

Перестановка и умножение на 1/а²,

${\displaystyle {\frac {-2\xi }{a^{2}}}={\frac {\mu }{a^{3}}}.}$

Сверху квадрат среднего движения п² = μ/а³. Подставляя и переставляя, среднее движение также может быть выражено,

${\displaystyle n={\frac {1}{a}}{\sqrt {-2\xi }},}$

где −2 показывает, что ξ должно быть определено как отрицательное число, как это принято в небесная механика и астродинамика.

Среднее движение и гравитационные постоянные

Обычно используются две гравитационные постоянные Солнечная система небесная механика: грамм, то Ньютоновская гравитационная постоянная и k, то Гауссовская гравитационная постоянная. Из приведенных выше определений среднее движение равно

${\displaystyle n={\sqrt {\frac {G(M+m)}{a^{3}}}}\,\!.}$

Нормализуя части этого уравнения и делая некоторые предположения, его можно упростить, обнаружив связь между средним движением и константами.

Установка массы солнце к единству, M = 1. Масса планет намного меньше, м ≪ M. Следовательно, для любой конкретной планеты

${\displaystyle n\approx {\sqrt {\frac {G}{a^{3}}}},}$

а также принимая большую полуось за одну астрономическая единица,

${\displaystyle n_{1\;{\text{AU}}}\approx {\sqrt {G}}.}$

Гауссова гравитационная постоянная k = √грамм,^{[12][13][заметка 2]} следовательно, при тех же условиях, что и выше, для любой конкретной планеты

${\displaystyle n\approx {\frac {k}{\sqrt {a^{3}}}},}$

и снова принимая большую полуось за одну астрономическую единицу,

${\displaystyle n_{1\;{\text{AU}}}\approx k.}$

Среднее движение и средняя аномалия

Среднее движение также представляет собой скорость изменения средняя аномалия, и, следовательно, также может быть вычислено,^[14]

${\displaystyle n={\frac {M_{1}-M_{0}}{t}}}$

куда M₁ и M₀ - средние аномалии в определенные моменты времени, и т это время, прошедшее между ними. M₀ называется средняя аномалия на эпоха, и т это время с эпохи.

Формулы

Для параметров орбиты спутника Земли среднее движение обычно измеряется в оборотах на день. В таком случае,

${\displaystyle n={\frac {d}{2\pi }}{\sqrt {\frac {G(M+m)}{a^{3}}}}=d{\sqrt {\frac {G(M+m)}{4\pi ^{2}a^{3}}}}\,\!}$

куда

• d это количество времени в день,
• грамм это гравитационная постоянная,
• M и м являются массы орбитальных тел,
• а это длина большая полуось.

Чтобы преобразовать радианы в единицу времени в количество оборотов в день, примите во внимание следующее:

${\displaystyle {\rm {{\frac {radians}{time\ unit}}\times {\frac {1\ revolution}{2\pi \ radians}}\times }}{\frac {d\ {\rm {time\ units}}}{1{\rm {\ day}}}}={\frac {d}{2\pi }}{\rm {\ revolutions\ per\ day}}}$

Сверху среднее движение в радианах в единицу времени равно:

${\displaystyle n={\frac {2\pi }{P}},}$

поэтому среднее количество оборотов в день равно

${\displaystyle n={\frac {d}{2\pi }}{\frac {2\pi }{P}}={\frac {d}{P}},}$

куда п это орбитальный период, как указано выше.

Смотрите также

• Астрономический портал

• Гауссовская гравитационная постоянная
• Орбита Кеплера
• Средняя аномалия
• Средняя долгота
• Средний резонанс движения
• Орбитальные элементы

Примечания

1. Не путайте μ, то гравитационный параметр с μ, то уменьшенная масса.
2. В Гауссовская гравитационная постоянная, k, обычно имеет единицы радиан в день, а Ньютоновская гравитационная постоянная, грамм, обычно дается в Система СИ. Будьте осторожны при конвертации.

Рекомендации

1. Зайдельманн, П. Кеннет; Урбан, Шон Э., ред. (2013). Пояснительное приложение к астрономическому альманаху (3-е изд.). Научные книги университета, Милл-Вэлли, Калифорния. п. 648. ISBN  978-1-891389-85-6.
2. Рой, A.E. (1988). Орбитальное движение (третье изд.). Издательство Института Физики. п. 83. ISBN  0-85274-229-0.
3. Брауэр, Дирк; Клеменс, Джеральд М. (1961). Методы небесной механики. Академическая пресса. стр.20–21.
4. Валладо, Дэвид А. (2001). Основы астродинамики и приложений (второе изд.). Эль-Сегундо, Калифорния: Microcosm Press. п. 29. ISBN  1-881883-12-4.
5. Баттин, Ричард Х. (1999). Введение в математику и методы астродинамики, исправленное издание. Американский институт аэронавтики и астронавтики, Inc. стр. 119. ISBN  1-56347-342-9.
6. Валладо, Дэвид А. (2001). п. 31.
7. Валладо, Дэвид А. (2001). п. 53.
8. Валладо, Дэвид А. (2001). п. 30.
9. Бейт, Роджер Р .; Мюллер, Дональд Д .; Уайт, Джерри Э. (1971). Основы астродинамики. Dover Publications, Inc., Нью-Йорк. п.32. ISBN  0-486-60061-0.
10. Валладо, Дэвид А. (2001). п. 27.
11. Бейт, Роджер Р .; Мюллер, Дональд Д .; Уайт, Джерри Э. (1971). п. 28.
12. Военно-морская обсерватория США, Управление морского альманаха; H.M. Управление морского альманаха (1961). Пояснительное приложение к астрономическим эфемеридам и американским эфемеридам и морскому альманаху. H.M. Канцелярский офис, Лондон. п. 493.
13. Смарт, У. М. (1953). Небесная механика. Longmans, Green and Co., Лондон. п. 4.
14. Валладо, Дэвид А. (2001). п. 54.

внешняя ссылка

• Глоссарий среднее движение в Военно-морской обсерватории США Астрономический альманах онлайн