FANDOM


Εκκεντρότης

Eccentricity , Εκκεντρότης


Eccentricity-01-goog

εκκεντρότητα.

Eccentricity-02-goog

εκκεντρότητα

Eccentricity-03-goog

εκκεντρότητα

Eccentricity-04-goog

Ήλιος και Γη.

Η εκκεντρότητα είναι ένα μέγεθος που χαρακτηρίζει κάθε Κωνική Τομή. Ουσιαστικά είναι ένα μέτρο του πόσο η κωνική τιμή "απέχει" από το να είναι τέλειος κύκλος.

ΕτυμολογίαEdit

Η ονομασία "Εκκεντρότητα" σχετίζεται ετυμολογικά με την λέξη "έκκεντρο".

ΠεριγραφήEdit

Ειδικότερα:

  • Η εκκεντρότητα ενός κύκλου είναι μηδέν
  • Η εκκεντρότητα μιας έλλειψης είναι μεγαλύτερη του μηδενός και μικρότερη του 1
  • Η εκκεντρότητα της παραβολής είναι ακριβώς 1
  • Η εκκεντρότητα της υπερβολής είναι μεγαλύτερη του 1 και πεπερασμένη
  • Η εκκεντρότητα μιας ευθείας είναι 1 ή άπειρο, ανάλογα με τον ορισμό.

Ο μαθηματικός τύπος που δίνει την εκκεντρότητα είναι:

$ e=\sqrt{1-k\frac{b^2}{a^2}}\,\! $

όπου $ a\,\! $ είναι το μήκος του μεγάλου ημιάξονα της κωνικής τομής, $ b\,\! $ το μήκος του μικρού ημιάξονα, και το $ k\,\! $ είναι ίσο με +1 για την έλλειψη, 0 για την παραβολή και -1 για την υπερβολή.

Λέγεται επίσης πρώτη εκκεντρότητα όταν χρειάζεται να διακριθεί από τη δεύτερη εκκεντρότητα e', που χρησιμοποιείται μερικές φορές για ευκολία στους υπολογισμούς.

Η δεύτερη εκκεντρότητα είναι:

$ e'=\sqrt{k\frac{a^2}{b^2}-1}\,\! $

και σχετίζεται με την πρώτη εκκεντρότητα μέσω της εξίσωσης:

$ 1=(1-e^2)(1+e'^2)\,\! $

ΓεωμετρίαEdit

ΈλλειψηEdit

Σε μια έλλειψη, όπου το μήκος του μεγάλου ημιάξονα είναι $ a\,\! $ και το μήκος του μικρού ημιάξονα $ b\,\! $ η εκκεντρότητα, $ e\,\! $, είναι το ημίτονο της γωνιακής εκκεντρότητας, που δίνεται από τον τύπο:

 $ o\!\varepsilon=\arccos\left(\frac{b}{a}\right)=2\arctan\left(\sqrt{\frac{a-b}{a+b}}\right)\,\! $
$ e=\sin(o\!\varepsilon)=\sqrt{1-\frac{b^2}{a^2}}\,\! $

Η εκκεντρότητα είναι ο λόγος της απόστασης μεταξύ των εστιών ($ F_1\,\! $ και $ F_2\,\! $) προς το μήκος του μεγάλου άξονα ($ AB\,\! $):

$ {}_{\left(\frac{\overline{F_1F_2}}{\overline{AB}}\right)}\,\! $.

Παρόμοια, η δεύτερη εκκεντρότητα είναι η εφαπτομένη της γωνιακής εκκεντρότητας:

$ e'=\tan(o\!\varepsilon)=\sqrt{\frac{a^2}{b^2}-1}\,\! $

ΕυθείαEdit

Μια ευθεία ή ευθύγραμμο τμήμα μπορεί να θεωρηθεί σαν έλλειψη με μικρό άξονα μηδενικού μήκους. Έτσι το είναι μηδέν, και αν αντικαταστήσουμε αυτή την τιμή στην εξίσωση της εκκεντρότητας, το αποτέλεσμα είναι 1.

Αν ορίσουμε μια κωνική τομή ως τον γεωμετρικό τόπο των σημείων Q γύρω από ένα σημείο P και τη διευθέτουσα L, όπου $ \overline{PQ} = e\overline{LQ} $ με $ \overline{LQ} $ την κάθετη απόσταση από τη διευθετούσα στο Q και e η εκκεντρότητα, τότε η τιμή e=∞ θα δώσει μια ευθεία.

ΥπερβολήEdit

Για κάθε υπερβολή, ο τύπος που δίνει την εκκεντρότητα είναι:

$ e=\sqrt{1+\frac{b^2}{a^2}}\,\! $
όπου:
$ a\,\! $ το μήκος του μεγάλου ημιάξονα
$ b\,\! $ το μήκος του μικρού ημιάξονα.

ΕπιφάνειεςEdit

Η εκκεντρότητα μιας επιφάνειας είναι η εκκεντρότητα μιας ορισμένης τομής της.

Για παράδειγμα, σε ένα τρισδιάστατο ελλειψοειδές η μεσημβρινή εκκεντρότητα είναι αυτή της έλλειψης που σχηματίζεται από μια τομή που περιέχει το μεγάλο και το μικρό άξονα (ένας από τους οποίους θα είναι ο πολικός άξονας) και η ισημερινή εκκεντρότητα είναι της έλλειψης που δημιουργείται από μια τομή που διέρχεται από το κέντρο, κάθετα στον πολικό άξονα.

Εκκεντρότητα τροχιάςEdit

Σύμφωνα με τα αξιώματα της Αστροδυναμικής, κάθε τροχιά ενός σώματος γύρω από ένα άλλο σε πεδίο βαρυτικών δυνάμεων είναι Κωνική Τομή. Η εκκεντρότητα αυτής της κωνικής τομής, ή αλλιώς τροχιακή εκκεντρότητα ή εκκεντρότητα τροχιάς, είναι σημαντική παράμετρος που καθορίζει το σχήμα της, και εξαρτάται μεταξύ άλλων και από τα ενεργειακά χαρακτηριστικά της.

Όπως και στον μαθηματικό ορισμό της, η εκκεντρότητα της τροχιάς ($ e\,\! $) παίρνει τις ακόλουθες τιμές:

Για τις ελλειπτικές τροχιές μπορεί εύκολα να αποδειχτεί ότι το sin−1$ e $ δίνει τη γωνία προβολής ενός τέλειου κύκλου σε έλλειψη εκκεντρότητας $ e $. Έτσι, για να αντιληφθούμε την εκκεντρότητα της τροχιάς π.χ. του Ερμή (με εκκεντρότητα 0.2056), υπολογίζουμε σύμφωνα με τον παραπάνω τύπο γωνία προβολής 11,86 μοιρών. Αν τώρα γείρουμε ένα κυκλικό αντικείμενο, ειδωμένο από πάνω, κατ' αυτή τη γωνία σε σχέση με το οριζόντιο, η φαινόμενη έλλειψη που θα αντικρίσουμε θα έχει την ίδια εκκεντρότητα με την τροχιά του πλανήτη.

ΥπολογισμόςEdit

Η εκκεντρότητα μιας τροχιάς μπορεί να υπολογιστεί από τα διανύσματα της θέσης και της ταχύτητας ενός κινητού ως μέτρο του "διανύσματος της εκκεντρότητας":

$ e= \left | \mathbf{e} \right | $

όπου

  • $ \mathbf{e}\,\! $ είναι το διάνυσμα της εκκεντρότητας.

Για τις ελλειπτικές τροχιές μπορεί επίσης να υπολογιστεί από την απόσταση ανάμεσα στο περίκεντρο και το απόκεντρο:

$ e={{d_a-d_p}\over{d_a+d_p}} $
$ =1-\frac{2}{(d_a/d_p)+1} $

όπου:

  • $ d_p\,\! $ είναι η απόσταση στο περίκεντρο (πλησιέστερο σημείο της τροχιάς στο κέντρο),
  • $ d_a\,\! $ είναι η απόσταση στο απόκεντρο (στο σημείο της τροχιάς που απέχει περισσότερο από το κέντρο).

Εκκεντρότητες Ουρανίων ΣωμάτωνEdit

Η εκκεντρότητα της τροχιάς της Γης είναι σήμερα 0,0167. Με την διέλευση των αιώνων, η εκκεντρότητα αυτή μεταβάλλεται από σχεδόν 0 σε περίπου 0,05 ως αποτέλεσμα της Βαρυτικής Αλληλεπίδρασης με τα άλλα σώματα του Ηλιακού Συστήματος.

Ο πλανήτης Ερμής (με εκκεντρότητα 0,2056) είναι ο πλανήτης με την πιο έκκεντρη τροχιά στο Ηλιακό Σύστημα.

Πριν τον επανακαθορισμό της έννοιας του πλανήτη από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση το 2006, ο νάνος πλανήτης Πλούτων κατείχε τον τίτλο, με εκκεντρότητα 0,0248. Η τροχιά της Σελήνης επίσης χαρακτηρίζεται από μεγάλη εκκεντρότητα (0,0554) σε σχέση με τις τροχιές των άλλων σωμάτων του Ηλιακού Συστήματος.

Οι περισσότεροι αστεροειδείς του Ηλιακού Συστήματος έχουν εκκεντρότητες μεταξύ 0 και 0,35, με μέση τιμή 0,17.[1] Οι μεγάλες αυτές τιμές οφείλονται στη βαρυτική επίδραση του Δία και σε παλαιότερες συγκρούσεις.

Η εκκεντρότητα των κομητών είναι συνήθως κοντά στο 1. Οι περιοδικοί κομήτες έχουν τροχιές μεγάλης εκκεντρότητας, λίγο κάτω από 1. Η ελλειπτική τροχιά του Κομήτη Halley έχει εκκεντρότητα 0,967.

Οι μη-περιοδικοί κομήτες, δηλαδή αυτοί που δεν επιστρέφουν στο Ηλιακό Σύστημα, ακολουθούν σχεδόν παραβολικές τροχιές κι έτσι η εκκεντρότητά τους πλησιάζει το 1.

Παραδείγματα αποτελούν ο "Κομήτης Χέιλ-Μποπ" με 0.995086 και ο "Κομήτης Μακνώτ" με 1.000030. Ο κομήτης Χέϊλ Μποπ έχει εκκεντρότητα μικρότερη του 1, δηλαδή η τροχιά του είναι ελλειπτική και τελικά θα επιστρέψει, όμως αυτό θα συμβεί το έτος 4.380. Η τροχιά του κομήτη Μακνώτ, από την άλλη, είναι υπερβολική κι έτσι ο κομήτης θα εγκαταλείψει το ηλιακό σύστημα για πάντα.

Ο δορυφόρος Τρίτων του πλανήτη Ουρανού πιστεύεται ότι είναι το μοναδικό ουράνιο σώμα, στο Ηλιακό Σύστημα τουλάχιστον, του οποίου η τροχιά είναι απόλυτα κυκλική με εκκεντρότητα μηδέν.

Εκκεντρότητα και κλίμαEdit

Η διάρκεια των εποχών είναι ανάλογη με το εμβαδό που σαρώνει το διάνυσμα θέσης της Γης μεταξύ ισημεριών και ηλιοστασίων, κι έτσι όταν η εκκεντρότητα είναι μεγάλη οι εποχές που εμφανίζονται όταν ο πλανήτης είναι στο πιο απομακρυσμένο σημείο της τροχιάς του (αφήλιο) θα είναι μεγαλύτερες σε διάρκεια.

Σήμερα, ο χειμώνας και το φθινόπωρο του βόρειου ημισφαιρίου εμφανίζονται στο περιήλιο, όταν η Γη κινείται με την μεγαλύτερη ταχύτητα. Ως αποτέλεσμα, οι δυο αυτές εποχές είναι λίγο συντομότερες από την άνοιξη και το καλοκαίρι,

Το 2006, το θέρος ήταν 4,66 ημέρες μεγαλύτερο από το χειμώνα και η άνοιξη 2,9 μέρες μεγαλύτερη σε διάρκεια από το φθινόπωρο. [2] Η μετάπτωση των ισημεριών μεταβάλλει βαθμιαία το σημείο της τροχιάς όπου σημειώνονται τα ηλιοστάσια και οι ισημερίες. Στα επόμενα 10.000 έτη, οι χειμώνες του βόρειου ημισφαιρίου θα γίνουν προοδευτικά μεγαλύτεροι σε διάρκεια και τα καλοκαίρια μικρότερα. Η θερμοκρασία του πλανήτη όμως δεν θα ελαττωθεί λόγω αυτού του γεγονότος, καθώς η εκκεντρότητα της τροχιάς της Γης θα έχει πέσει τότε στη μισή τιμή από τη σημερινή, κάτι που σημαίνει μικρότερη μέση απόσταση από τον Ήλιο και μεγαλύτερες θερμοκρασίες λόγω μεγαλύτερης εισροής ηλιακής ενέργειας.

ΠίνακαςEdit

conic section equation eccentricity (e)
Circle $ x^2+y^2=r^2 $ $ 0 $
Ellipse $ \frac{x^2}{a^2}+\frac{y^2}{b^2}=1 $ $ \sqrt{1-\frac{b^2}{a^2}} $
Parabola $ x^2=4ay $ $ 1 $
Hyperbola $ \frac{x^2}{a^2}-\frac{y^2}{b^2}=1 $ $ \sqrt{1+\frac{b^2}{a^2}} $

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

ΙστογραφίαEdit


Ikl Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Community content is available under CC-BY-SA unless otherwise noted.