İçeriğe atla

Ay'ın yörüngesi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Ay çevresindeki bir nesnenin yörüngesi için Ay merkezli yörünge sayfasına bakınız.
Ay'ın yörüngesi
Ay'ın Dünya'ya göre yörüngesinin bir şeması. Açılar doğru ve göreli boyutlar ölçeklidir, ancak mesafeler ölçekli değildir.
Yarı büyük eksen[a]384.748 km (239.071 mi)[1]
Ortalama mesafe[b]385.000 km (239.000 mi)[2]
Ters sinüs paralaksı[c]384.400 km (238.900 mi)
Yerberi3.632.289 km (2.257.000 mi), ort.
(356400–370400 km)
Yeröte405.400 km (251.900 mi), ort.
(404000–406700 km)
Ortalama dış merkezlik0,0549006
(0,026–0,077)[3]
Ortalama eksen eğikliği6,687°[5]
Ortalama eğiklik
ekliptiğe göre yörünge eğikliği5,15° (4,99–5,30)[3]
ekliptiğe göre Ay ekvatorunun eğikliği1,543°
Dönme süresi
Dünya çevresinde (yıldız ayı)27,322 gün
Dünya çevresinde (kavuşum ayı)29,530 gün
Düğüm noktalarının devinimi18,5996 yıl
apsis devinimi8,8504 yıl

Ay, Dünya'nın etrafındaki yörüngesinde doğrusal yönde döner ve İlkbahar Ekinoksu ve yıldızlara göre bir döngüsünü yaklaşık 27,32 günde (Bir dönencel ay ve bir yıldız ayı) ve Güneş'e göre bir döngüsünü yaklaşık 29,53 günde (bir kavuşum ayı) tamamlar. Dünya ve Ay, Dünya'nın merkezinden yaklaşık 4.670 km (2.900 mi) uzaklıkta (Dünya yarıçapının yaklaşık %73'ü) yer alan bir çift merkez (ortak kütle merkezi) odağındaki yörüngelerinde dönerek Dünya-Ay sistemi adı verilen bir uydu sistemi oluştururlar. Ortalama olarak, Ay'a olan uzaklık Dünya'nın merkezinden yaklaşık 385.000 km (239.000 mi) olup, bu da yaklaşık 60 Dünya yarıçapına veya 1,282 ışık saniyesine karşılık gelmektedir.

Ay ve Dünya arasındaki çift merkezi çevresindeki ortalama 1,022 km/s'lik (0,635 mil/s, 2.286 mil/saat)[6] yörünge hızıyla Ay her saatte yaklaşık olarak kendi çapı kadar mesafe kat eder ki bu da gök küre üzerinde yaklaşık yarım derecelik bir mesafe anlamına gelir. Ay'ın diğer gezegenlerin düzenli uydularından farkı, yörüngesinin Dünya'nın ekvator düzlemi yerine ekliptik düzleme daha yakın olmasıdır. Ay'ın yörünge düzlemi ekliptik düzleme göre yaklaşık 5,1° eğikken, Dünya'nın ekvator düzlemi ekliptik düzleme göre yaklaşık 23° eğiktir.

Özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu bölümde açıklanan yörünge özellikleri yaklaşık değerlerdir. Ay'ın Dünya çevresindeki yörüngesi hakkındaki çalışmaların (Ay teorisi) uzun bir geçmişi bulunmakta olup, Güneş ve diğer gezegenlerin kütleçekimsel etkileri sebebiyle çok farklı varyasyonlara (tedirginlik) sahiptir.[7]

Ay'ın yörüngesi ve ölçeklenmiş boyutları
Ay'ın en yakın ve en uzak olduğu konumlardaki görünür büyüklüğünün karşılaştırılması.

Eliptik şekil

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın yörüngesi Dünya'nın etrafında neredeyse dairesel bir elipstir (Yarı büyük ve yarı küçük eksenler sırasıyla 384.400 km ve 383.800 km, arada yalnızca 0,16% fark bulunmaktadır). Elips eşitliği 0,0549'luk bir dışmerkezlik ve sırasıyla 362.600 km (225.300 mil) ve 405.400 km (251.900 mil) perije ve apoje uzaklıklarını verir (%12'lik bir fark).

Daha yakın nesnelerin daha büyük görünmesi sebebiyle Ay'ın görünür büyüklüğü Dünya'dan bakıldığında uzaklaşıp yakınlaştığı dönemlere göre değişmektedir. Süper ay olarak adlandırılan fenomen dolunay döneminde Ay'ın Dünya'ya en yakın olduğu konumda (perije) gerçekleşmektedir. Ay'ın çapının olası en büyük görünümü en küçük olduğu görünüme göre %12 daha büyüktür. Bu noktada görünür bölgesi %25 artarak aynı oranda ışık miktarını Dünya'ya yansıtmaktadır.

Kepler'in ikinci yasasında belirtildiği üzere Ay'ın yörünge mesafesindeki değişimler teğetsel ve açısal hızlarına göre farklılaşır. Dünya-Ay çift merkezinde bulunduğu varsayılan hayali bir gözlemciye göre ortalama açısal hareket doğu yönünde günde 13,176°'dir (J2000,0 devir).

Dünya ve Ay arasındaki minimum, ortalama ve maksimum mesafelerin açısal çap ile Dünya yüzeyinden görünüşü, ölçekli. Ay'ı görebilmek için sağa kaydırın.

Uzanım

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'ın uzanımı, herhangi bir zamanda Güneş'in doğusuna doğru olan açısal uzaklığıdır. Yeniayda uzanım değeri sıfırdır ve Ay'ın kavuşum halinde olduğu ifade edilir. Dolunayda ise uzanım 180°'dir ve karşı konumda olarak adlandırılır. Her iki durumda da Ay, syzygy konumundadır yani Güneş, Ay ve Dünya neredeyse aynı hizadadır. Uzanım 90° ya da 270° olduğunda ise, Ay'ın dördün evresinde olduğu söylenir.

Devinim

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Ay devinimi
Kubbemsi yalpalanma - Ay'ın eliptik yörüngesinin ana ekseni her 8,85 yılda bir Ay'ın kendi dönüşü ile aynı yönde bir tam tur dönmektedir. Bu görüntü Dünya'nın güney kutbundan yukarı doğru bakmaktadır ve Ay'ın yörüngesinin eliptik şekli (presesyonu belirgin hale getirmek için neredeyse dairesel şeklinden büyük ölçüde abartılmıştır) beyazdan daha gri yörüngelere doğru dönmektedir.
Ay'ın Dünya'nın çevresindeki hareketinin bir animasyonu
      Ay ·       Dünya
Üstteki resim: kutup görünümü; alttaki resim: ekvatordan görünüm
Dünya Ay yörüngesinin tedirginlikleri

Yörüngenin yönü uzayda sabit değildir ancak zaman içinde yer değiştirir. Bu yörüngesel devinime kubbemsi yalpalanma (apsisli devinim) denir ve bu durum Ay'ın yörüngesinin yörünge düzlemi içinde dönmesi, yani elipsin eksenlerinin yön değiştirmesi olarak tanımlanır. Ay yörüngesinin ana ekseni - yörüngenin en uzun çapı, sırasıyla en yakın ve en uzak noktaları olan yerberi ve yeröteyi birleştirir - Ay'ın kendisiyle aynı yönde yavaşça dönerken (doğrudan hareket) her 8,85 Dünya yılında veya 3.232,6054 günde bir tam bir devinim gerçekleştirir - yani 360° doğuya doğru devinir. Ay'ın apsidal devinimi, yörünge düzleminin düğüm noktası deviniminden ve Ay'ın kendisinin eksenel deviniminden farklıdır.

Eğiklik

[değiştir | kaynağı değiştir]
Yörünge eğikliği - Ay'ın yörüngesi ekliptiğe göre 5,14° eğiktir. Bu, büyük kuzey ay dönümündeki özel konumunu (Ay'ın en uzak kuzey noktasına ulaşması) açıklamaktadır. Bu dönemlerde Dünya'nın kuzey kutbu Ay'a dönüktür ve Ay ekliptiğin kuzeyindedir.

Ekliptik düzleme göre Ay yörüngesinin ortalama eğimi 5,145°'dir. Teorik değerlendirmeler halihazırda ekliptik düzleme bağlı eğimin Dünya'nın ekvatoruna göre oldukça sabit bir eğime sahip daha önceki bir Dünya'ya yakın yörüngeden gelgit evrimi ile yükseldiğini göstermektedir.[8] Ekliptiğe göre günümüzdeki %5'lik bir eğim üretmek için ekvatora göre geçmişteki yörüngenin eğikliğinin yaklaşık %10 düzeyinde olması gereklidir. En başta ekvatora göre eğimin sıfıra yakın olduğunu ancak Dünya'ya düşerken Ay'ın yakınından geçen gezegenimsilerin etkileri kaynaklı olarak %10'a yükselmiş olabileceği düşünülmektedir.[9] Eğer bu hadise gerçekleşmemiş olsaydı günümüzde çok daha sık olarak tutulmalar yaşanır ve Ay ekliptiğe göre çok daha yakın bir konumda bulunurdu.[10]

Ay'ın dönme ekseni kendi yörünge düzlemine dik değildir, bu nedenle Ay ekvatoru yörünge düzleminde yer almaz, ancak 6,688°'lik sabit bir değerle bu düzleme eğimlidir (bu eksen eğikliği yani oblikliktir). Jacques Cassini tarafından 1722'de keşfedildiği üzere, Ay'ın dönme ekseni yörünge düzlemi ile aynı hızda ilerler, ancak 180° evresinin dışındadır (bkz. Cassini Yasaları). Bu nedenle, Ay'ın dönme ekseni yıldızlara göre sabit olmasa bile, ekliptik ile Ay ekvatoru arasındaki açı her zaman 1,543°'dir.[11] Bu aynı zamanda, Ay ekliptiğin en kuzeyindeyken, Dünya'dan görülen kısmın merkezinin Ay ekvatorunun yaklaşık 67° güneyinde olduğu ve güney kutbunun görülebildiği, Ay ekliptiğin en güneyindeyken ise görünen kısmın merkezinin ekvatorun 6,7° kuzeyinde olduğu ve kuzey kutbunun görülebildiği anlamına gelir. Bu olaya enlem librasyonu/salınımı adı verilir.

Düğümler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Ay düğümü

Düğümler Ay'ın yörüngesinin ekliptik ile kesiştiği noktalardır. Ay, aynı düğüm noktasıyla ejder ayı olarak da adlandırılan her 27,2122 günde bir kesişir. İki ayrı düzlem arasındaki kesişim noktaları olan düğüm hattı ters yönlü bir harekete sahiptir. Dünya'dan bakan bir gözlemci için 18,6 yıl veya yılda 19,3540° ile ekliptik boyunca batı yönünde döner. Cismin kuzeyinden bakıldığında ise, düğümler Dünya çevresinde saat yönünde, Dünya'nın kendi dönüşü ile Güneş etrafındaki dönüşünün tersi yönünde hareket eder. Ay veya Güneş tutulması, düğüm noktaları Güneş ile aynı hizaya geldiğinde, kabaca 173,3 günde bir meydana gelmektedir. Ay yörüngesinin eğikliği aynı zamanda tutulma olaylarında etkilidir. Güneş, Dünya ve Ay üç boyutlu olarak hizalandığında ve düğümler dolunay ve yeniaya denk geldiğinde yaklaşık her altı ayda bir tutulma olayı gerçekleşmektedir.

Aslında bu, Ay'daki “bir güneş yılının” yalnızca 347 gün uzunluğunda olduğu anlamına gelmektedir. Buna drakonik (ejder) yılı ya da tutulma yılı adı verilmektedir. Ay'daki “mevsimler” bu zaman aralığına denk düşer. Bu drakonik yılın yaklaşık yarısında Güneş, Ay ekvatorunun kuzeyinde (fakat en fazla 1,543°), diğer yarısında ise Ay ekvatorunun güneyindedir. Bununla birlikte, bu mevsimlerin etkisi, Ay gecesi ile Ay gündüzü arasındaki farka kıyasla çok önemsizdir. Kutuplarda, yaklaşık 15 Dünya gününden oluşan olağan ay gündüz ve gecesi yerine, Güneş 173 gün boyunca “yukarıda” olacaktır; kutuplarda güneşin doğuşu ve batışı her yıl 18 gün sürer. Buradaki “yukarı” Güneş'in merkezinin ufkun üzerinde olduğu anlamına gelir.[12] Ay'ın kutupsal gündoğum ve günbatımları tutulma zamanlarında meydana gelir. Örneğin, 9 Mart 2016'daki Güneş tutulmasında, Ay alçalan düğüm noktasına ve Güneş gökyüzünde Ay'ın ekvatorunun ekliptiği kestiği noktaya yakın konumda bulunmuştur. Güneş bu noktaya ulaştığında, Güneş'in merkezi Ay'ın kuzey kutbunda batar ve Ay'ın güney kutbunda doğar.

Aynı yılın 1 Eylül'ünde gerçekleşen Güneş tutulmasında, Ay yükselen düğümüne ve Güneş de gökyüzünde Ay'ın ekvatorunun ekliptikle kesiştiği noktaya yakın konumda bulunmuştur. Güneş bu noktaya ulaştığında, Güneş'in merkezi Ay'ın kuzey kutbundan doğup güney kutbundan batmaktadır.

Ekvatora olan eğim ve Ay'ın duraklaması

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Ay duraklaması

Her 18,6 yılda bir, Ay'ın yörüngesi ve Dünya'nın ekvatoru arasındaki açı 28°36′ olan (Dünya'nın eksen eğikliği 23°27′ ve Ay'ın yörünge eğikliği 5°09′ toplamı) maksimum değere ulaşır. Bu duruma büyük Ay duraklaması adı verilir. Bu dönemde Ay'ın dik açıklığı 28°36′ ila +28°36′ arasında değişir. Son olarak, 2006 yılında büyük Ay duraklaması yaşanmıştır. Bu durumun tam tersi olarak, büyük Ay duraklaması yaşanan tarihten itibaren geçecek 9,3 veya 10 yılda bir Ay'ın yörüngesi ve Dünya'nın ekvatoru arasındaki açı 18°20′ olan minimum değere ulaşır. Bu duruma ise küçük Ay duraklaması adı verilmektedir. Son olarak Ekim 2015'te küçük Ay duraklaması yaşanmış olup, bir sonrakinin, büyük Ay duraklaması tarihi olan 2024 yılını takiben 2034 yılı içinde gerçekleşmesi beklenmektedir.[13]

Ay'ın ışığı, Kuzey Kutbunda Güneş aylarca ufkun altında kaldığı zamanlarda zooplanktonlar tarafından kullanılmaktadır[14] ve bu ışık, iklimin daha sıcak olduğu zamanlarda Kutup bölgelerinde yaşayan canlılara faydalı olabilmektedir.

Ölçekli model

[değiştir | kaynağı değiştir]
Dünya-Ay sisteminin Ölçekli modeli: Boyut ve mesafeler ölçeklendirilmiştir. Her iki cismin de ortalama yörünge mesafeleri ve yarıçapları gösterilmektedir. Ay'ı görebilmek için sağa kaydırınız.

Gözlem ve ölçüm tarihleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Her gece Dünya'dan görülen Ay'ın gökyüzündeki görünür yörüngesi geniş bir elips şeklindedir, ancak bu yol yılın zamanına ve enleme göre değişir.

M.Ö. 1000 yıllarında Babilliler, Ay gözlemlerinin tutarlı bir kaydını tuttuğu bilinen ilk uygarlıktır. Günümüz Irak topraklarında bulunan o döneme ait kil tabletlerde, Ay'ın doğuş ve batış zamanları ve tarihleri, Ay'ın yakınından geçtiği yıldızlar ve dolunay zamanında hem Güneş'in hem de Ay'ın doğuşu ve batışı arasındaki zaman farkları çivi yazısıyla kaydedilmiştir. Babil astronomisi Ay'ın hareketinin üç ana dönemini keşfetmiş ve geleceğe uzanan ay takvimleri oluşturmak için veri analizini kullanmıştır.[7] Deneysel verilere dayalı tahminler yapmak için ayrıntılı, sistematik gözlemlerin bu şekilde kullanılması insanlık tarihindeki ilk bilimsel çalışma olarak kabul edilebilir. Ancak Babilliler verilerini geometrik ya da fiziksel olarak yorumlamaktan yoksun kalmış gibi görünmektedirler ve (her ne kadar olası tutulma zamanlarından önce “uyarılar” yayınlanmış olsa da) gelecekteki ay tutulmalarını tahmin edememişlerdir.

Antik Yunan astronomları gökyüzündeki nesnelerin hareketlerinin matematiksel modellerini ilk olarak ortaya koyup analiz edenlerdir. Batlamyus Ay'ın hareketini, Taşıyıcı ve ikincil çember (episikl) ve Ay tedirginliği kavramlarını kullanan iyi tanımlanmış bir geometrik model ile açıklamıştır.[7]

Sir Isaac Newton mekanik hareket yasalarını tam olarak ilk geliştiren kişidir ve Ay hareketlerine ilişkin gözlemleriyle teorisini test etmiştir.[7]

Ay dönemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Kameri ay ve Ay (zaman)
İsim Süre (gün) Tanımı
Yıldız ayı 27,321662 Uzak yıldızlarla ilgili olarak (her bir Güneş yörüngesinde 13,36874634 geçiş )
Kavuşum ayı 29,530589 Güneş çevresindeki yörüngeyle ilgili olarak (Ay'ın evresi, her bir Güneş yörüngesinde 12,36874634 geçiş)
Dönencel ay 27,321582 İlkbahar ekinoksu ile ilgili olarak (~26,000 yılda bir devinim)
Ayrıksı ay 27,554550 Yerberi noktasıyla ilgili olarak (3232.6054 gün= 8,850578 yılda devinim)
Ejder ayı 27,212221 Yükselen düğüm ile ilgili olarak (6793.4765 gün= 18,5996 yılda bir devinim)

Ay'ın yörüngesi ile ilişkilendirilen birkaç garklı dönem bulunmaktadır.[15] Yıldız ayı, sabit yıldızlar baz alınarak Dünya çevresindeki bir tam yörüngenin alınması için gerekli olan yaklaşık 27,32 günlük zamanı ifade etmektedir. Kavuşum ayı, Ay'ın bir evredeyken aynı evreye tekrar ulaşıncaya kadar geçen zamanı ifade etmektedir ve yıl boyunca çeşitlilik arz etmekle birlikte ortalama 29,53 gün sürmektedir. Kavuşum döngüsü yıldız döngüsünden daha uzun olmasının nedeni Dünya-Ay sisteminin aynı zamanda beraber her bir yıldız ayında Güneş çevresinde de dönüyor olmasıdır ki bu durum Dünya, Güneş ve Ay'ın aynı hizaya ulaşması için daha uzun bir süre gerekmesidir.[16] Ayrıksı ay ise Ay'ın yerberi noktasına tekrar ulaşması için gereken süredir ve 27,55 gündür. Dünya-Ay ayrıklığı gelgit eksinin yoğunluğunu belirlemektedir.

Ejder ayı ise yükselen düğüm noktasına tekrar ulaşması için gereken süredir. Aynı ekliptik boylamın birbirini izleyen iki geçişi arasındaki süreye dönencel ay adı verilmekte olup, son dönemlerde yıldız ayından biraz farklılaşmaktadır.

Aylık takvimin ortalama uzunluğu yaklaşık 30,4 gündür. Bu süre, tarihi olarak görünür ay evreleri ile ilgili olması nedeniyle ay periyodu olarak kabul edilmemektedir.

Ay'ın Dünya'dan uzaklığı ve 2014'teki Ay evreleri. Ay evreleri: 0 (1)-yeni ay, 0,25-ilk dördün, 0,5-dolunay, 0,75-son dördün

Gelgit evrimi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Gelgit, Gelgitsel ivme ve Eksen eğikliği § Uzun dönem

Ay'ın Dünya'ya uyguladığı çekim kuvveti hem okyanuslarda hem de Dünya'nın katı yüzeyinde gelgitlere neden olur; Güneş'in gelgit etkisi ise daha azdır. Yerküre, gelgit kuvvetindeki herhangi bir değişikliğe hızlı bir şekilde tepki verir ve oluşan bozulma, kabaca Ay'ın altında ve Dünya'nın karşı tarafında bulunan yüksek noktaları olan bir elipsoit şeklini alır. Bu, Dünya'nın içindeki sismik dalgaların yüksek hızının bir sonucudur.

Ancak sismik dalgaların hızı sonsuz değildir ve Dünya içindeki enerji kaybının etkisiyle birlikte bu durum, Ay'dan kaynaklanan maksimum zorlamanın karşı tarafa geçişi ile azami Dünya gelgiti arasında hafif bir gecikmeye neden olur. Dünya, Ay'ın kendi yörüngesi etrafındaki hareketinden daha hızlı döndüğünden, bu küçük açı Dünya'yı yavaşlatan ve Ay'ı yörüngesinde hızlandıran bir yerçekimi torku üretir.

Okyanus gelgitleri söz konusu olduğunda, okyanustaki gelgit dalgalarının hızı[17] Ay'ın gelgit kuvvetinin hızından çok daha yavaştır. Sonuç olarak, okyanus hiçbir zaman gelgit kuvvetiyle dengeye yakın değildir. Bunun yerine, kuvvet, ya derin okyanusta ya da sığ kıta sahanlıklarında türbülans yoluyla enerjilerini kaybedene kadar okyanus havzaları etrafında yayılan uzun okyanus dalgaları üretir.

Her ne kadar okyanusun tepkisi daha karmaşık olsa da, okyanus gelgitlerini Ay'ı etkileyen küçük bir elipsoit dönem ve hiçbir etkisi olmayan ikinci bir dönem olarak ikiye ayırmak mümkündür. Okyanusun elipsoit dönemi de Dünya'yı yavaşlatır ve Ay'ı hızlandırır, ancak okyanus çok fazla gelgit enerjisi dağıttığı için, mevcut okyanus gelgitleri Dünya'nın tekil gelgitlerinden çok daha büyük bir etkiye sahiptir.

Elipsoitlerin neden olduğu gelgit torku nedeniyle, Dünya'nın açısal (ya da dönme) momentumunun bir kısmı yavaş yavaş Dünya-Ay ikilisinin çiftmerkez olarak adlandırılan ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüşlerine aktarılmaktadır. Daha ayrıntılı bir açıklama için gelgit ivmesine bakınız.

Bu biraz daha büyük yörüngesel açısal momentum, Dünya-Ay mesafesinin yılda yaklaşık 38 milimetre artmasına neden olur.[18] Açısal momentumun korunumu, Dünya'nın eksenel dönüşünün giderek yavaşladığı ve bu nedenle bir günün her yıl yaklaşık 24 mikrosaniye uzadığı anlamına gelir (buzul geri tepmesi hariç). Her iki rakam da sadece kıtaların mevcut dağılımı için geçerlidir. Günümüzden 620 milyon yıl öncesine ait gelgit ritmleri, yüz milyonlarca yıl boyunca Ay'ın yılda ortalama 22 mm (0,87 inç) (yüz milyon yılda 2200 km ya da Dünya-Ay mesafesinin %0,56'sı) geri çekildiğini ve günün yılda ortalama 12 mikrosaniye (ya da yüz milyon yılda 20 dakika) uzadığını göstermektedir ki bunların her ikisi de bugünkü değerlerinin yaklaşık yarısı kadardır.

Günümüzdeki yüksek oran, doğal okyanus frekansları ile gelgit frekansları arasındaki yakın rezonanstan kaynaklanıyor olabilir.[19] Bir başka açıklama da, geçmişte Dünya'nın çok daha hızlı döndüğü, erken Dünya'da bir günün muhtemelen sadece 9 saat sürdüğüdür. Okyanusta ortaya çıkan gelgit dalgaları o zamanlar çok daha kısa ve uzun dalga boylu gelgit zorlamasının kısa dalga boylu gelgitleri uyarması daha zor oluyor olmalıydı.[20]

Ay giderek Dünya'dan daha yüksek bir yörüngeye doğru çekilmektedir ve hesaplamalar bunun yaklaşık 50 milyar yıl boyunca devam edeceğini göstermektedir.[21][22] O zamana kadar, Dünya ve Ay, Ay'ın Dünya'nın yörüngesinde yaklaşık 47 günde (şu anda 27 gün) döneceği ve hem Ay'ın hem de Dünya'nın kendi eksenleri etrafında aynı zamanda döneceği ve her zaman aynı tarafla birbirlerine bakacakları karşılıklı bir spin-yörünge rezonansı veya gelgit kilitlenmesi içinde olacaklardır. Bu durum Ay için zaten gerçekleşmiştir - her zaman aynı tarafı Dünya'ya dönüktür - ve yavaş yavaş Dünya için de gerçekleşmektedir. Ancak Dünya'nın dönüşündeki yavaşlama, diğer etkiler durumu değiştirmeden önce dönüşün bir aya kadar uzaması için yeterince hızlı değildir: bundan yaklaşık 2,3 milyar yıl sonra, Güneş'in radyasyonundaki artış Dünya'nın okyanuslarının buharlaşmasına neden olacak,[23] gelgit sürtünmesinin ve ivmesinin büyük kısmını ortadan kaldıracaktır.

Librasyon

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Librasyon
Ay'ın evrelerindeki döngüsünü gösteren animasyon. Ay'ın görünen yalpalamasına librasyon denir.

Ay senkronize bir şekilde döner, yani her zaman aynı yüzü Dünya'ya dönüktür. Bu eşzamanlı dönüş sadece ortalama olarak geçerlidir çünkü Ay'ın yörüngesi belirli bir dışmerkezliğe sahiptir. Sonuç olarak, Ay'ın açısal hızı Dünya'nın yörüngesinde dönerken değişir ve bu nedenle her zaman Ay'ın daha sabit olan dönme hızına eşit değildir. Ay yerberi konumundayken, yörüngesel hareketi kendi etrafındaki dönüşünden daha hızlıdır. O sırada Ay kendi ekseni etrafındaki dönüşüne göre yörüngesinde bir miktar ileridedir ve bu da doğu (sağ) uzak tarafının sekiz dereceye kadar boylamını görmemizi sağlayan bir perspektif etkisi yaratır. Bunun tersine, Ay yeröteye ulaştığında, yörünge hareketi dönüşünden daha yavaş olur ve batı (sol) uzak tarafının sekiz derecelik boylamını ortaya çıkarır. Bu, boylamın optik librasyonu olarak adlandırılır.

Ay'ın dönme ekseni, ekliptik düzleminin normaline göre toplam 6,7° eğimlidir. Bu durum, kuzey-güney yönünde benzer bir perspektif etkisine yol açarak enlemde optik kayma olarak adlandırılır ve uzak tarafta kutbun neredeyse 7° ötesini görülmesini sağlar. Son olarak, Ay Dünya'nın kütle merkezinden sadece yaklaşık 60 Dünya yarıçapı uzakta olduğu için, gece boyunca Ay'ı gözlemleyen ekvatordaki bir gözlemci yanal olarak bir Dünya çapı kadar hareket eder. Bu durum, bir kişinin Ay'ın bir derecelik bir bölümünü daha görmesini sağlayan günlük bir sapmaya yol açar.

Dünya'daki bir gözlemci için perspektif değişikliğinden kaynaklanan bu “optik titreşimlerin” yanı sıra, Ay'ın uzaydaki dönüş kutbunun yönündeki gerçek üğrümler olan “fiziksel titreşimler” de mevcuttur: ancak bunlar çok küçüktür.

Güneş etrafındaki Ay ve Dünya'nın yörüngesi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Dünya'nın ve Ay'ın Güneş etrafındaki yörüngelerinin bir kesiti[24]

Kuzey gök kutbundan bakıldığında (yani Polaris yıldızının yaklaşık yönünden) Ay Dünya'nın etrafında saat yönünün tersine, Dünya da Güneş'in etrafında saat yönünün tersine ve Ay ile Dünya da kendi eksenleri etrafında saat yönünün tersine dönerler.

Açısal hızın yönünü belirtmek için sağ el kuralı kullanılabilir. Sağ elin başparmağı kuzey gök kutbunu gösteriyorsa, parmaklar Ay'ın Dünya'nın etrafında döndüğü, Dünya'nın Güneş'in etrafında döndüğü ve Ay ile Dünya'nın kendi eksenlerinde döndüğü yönde kıvrılır.

Dünya-Ay sistemi ikili bir gezegen sistemi olarak kabul edildiğinde, ağırlık merkezi Dünya'nın içinde, Dünya'nın merkezinden yaklaşık 4.671 km (2.902 mi)[25] veya Dünya'nın yarıçapının %73,3'ü kadardır. Bu ağırlık merkezi, Dünya günlük dönüşünü tamamlarken Dünya ve Ay merkezleri arasındaki çizgi üzerinde kalır. Dünya-Ay sisteminin Güneş yörüngesindeki yolu, bu ortak ağırlık merkezinin Güneş etrafındaki hareketi olarak tanımlanır. Sonuç olarak, Ay ortak ağırlık merkezi etrafındaki yörüngesinde hareket ederken, Dünya'nın merkezi her sinodik ay boyunca Güneş yörünge yolunun içine ve dışına sapar.[26]

Güneş'in Ay üzerindeki yerçekimi etkisi Dünya'nın Ay üzerindeki etkisinin iki katından fazladır; sonuç olarak Ay'ın yörüngesi her zaman dışbükeydir[26][27](Dünya-Ay Güneş yörüngesinin dışında büyük bir mesafeden Güneş-Dünya-Ay sisteminin tamamına Güneş'e doğru bakıldığında görüldüğü gibi) ve hiçbir yerde içbükey (aynı perspektiften) veya ilmekli değildir.[24][26]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Ay'ın eliptik yörüngesinin yarı büyük ekseni olan yörüngedeki (ELP) geometrik ortalama mesafe Kepler yasaları.
  2. ^ Mesafe için ELP ifadelerindeki sabit, zaman içinde ortalaması alınan ortalama mesafedir.
  3. ^ Ters sinüs paralaksı ɑ/sin π genellikle Ay'ın Dünya'dan ortalama uzaklığını (merkezden merkeze) ifade eder, burada ɑ<! -- Latince alfa --> Dünya'nın ekvator yarıçapı ve π Ay'ın ɑnın uçları arasındaki paralaksıdır.[3] IAU 1976 Astronomi Sabitleri'nden üçü "Ay'ın Dünya'ya olan ortalama mesafesi" 384.400 km, "ortalama uzaklıkta ekvatoral yatay paralaks" 3422,608″, ve "Dünya'nın ekvatoral yarıçapı" 6.378,14 km'dir.[4]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ M. Chapront-Touzé; J. Chapront (1983). "The lunar ephemeris ELP-2000". Astronomy & Astrophysics. 124: 54. Bibcode:1983A&A...124...50C. 
  2. ^ M. Chapront-Touzé; J. Chapront (1988). "ELP2000-85: a semi-analytical lunar ephemeris adequate for historical times". Astronomy & Astrophysics. 190: 351. Bibcode:1988A&A...190..342C. 
  3. ^ a b c Meeus, Jean (1997), Mathematical Astronomy Morsels, Richmond, VA: Willmann-Bell, ss. 11-12, 22-23, ISBN 0-943396-51-4 
  4. ^ Seidelmann, P. Kenneth, (Ed.) (1992), Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books, ss. 696, 701, ISBN 0-935702-68-7 
  5. ^ Lang, Kenneth R. (2011), The Cambridge Guide to the Solar System 14 Aralık 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 2nd ed., Cambridge University Press.
  6. ^ "Moon Fact Sheet". NASA. 23 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2014. 
  7. ^ a b c d Martin C. Gutzwiller (1998). "Moon-Earth-Sun: The oldest three-body problem". Reviews of Modern Physics. 70 (2): 589-639. Bibcode:1998RvMP...70..589G. doi:10.1103/RevModPhys.70.589. 
  8. ^ Peter Goldreich (Nov 1966). "History of the Lunar Orbit". Reviews of Geophysics. 4 (4): 411. Bibcode:1966RvGSP...4..411G. doi:10.1029/RG004i004p00411.  Jihad Touma & Jack Wisdom (Nov 1994). "Evolution of the Earth-Moon system". The Astronomical Journal. 108: 1943. Bibcode:1994AJ....108.1943T. doi:10.1086/117209. 
  9. ^ Kaveh Pahlevan & Alessandro Morbidelli (26 Kasım 2015). "Collisionless encounters and the origin of the lunar inclination". Nature. 527 (7579): 492-494. arXiv:1603.06515 $2. Bibcode:2015Natur.527..492P. doi:10.1038/nature16137. PMID 26607544. 
  10. ^ Jacob Aron (28 Kasım 2015). "Flying gold knocked the moon off course and ruined eclipses". New Scientist. 30 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ağustos 2024. 
  11. ^ "View of the Moon". U. of Arkansas at Little Rock. 23 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Mayıs 2016. 
  12. ^ Calculated from arcsin(0.25°/1.543°)/90° times 173 days, since the angular radius of the Sun is about 0.25°.
  13. ^ Simon, J. L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touze, M.; Francou, G.; Laskar, J. (1 Şubat 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and the planets". Astronomy and Astrophysics. 282: 663. ISSN 0004-6361. 23 Temmuz 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ağustos 2024. 
  14. ^ "Moonlight helps plankton escape predators during Arctic winters". New Scientist. 16 Ocak 2016. 30 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ağustos 2024. 
  15. ^ Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (February 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 669. Bibcode:1994A&A...282..663S. 
  16. ^ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 354. From 1900–2100, the shortest time from one new moon to the next is 29 days, 6 hours, and 35 min, and the longest 29 days, 19 hours, and 55 min.
  17. ^ J.B. Zirkir (2013). The Science of Ocean Waves. Johns Hopkins University Press. s. 264. ISBN 9781421410784. 
  18. ^ Williams, James G.; Boggs, Dale H. (2016). "Secular tidal changes in lunar orbit and Earth rotation". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 126 (1): 89-129. Bibcode:2016CeMDA.126...89W. doi:10.1007/s10569-016-9702-3. ISSN 0923-2958. 
  19. ^ Williams, George E. (2000). "Geological constraints on the Precambrian history of Earth's rotation and the Moon's orbit". Reviews of Geophysics. 38 (1): 37-60. Bibcode:2000RvGeo..38...37W. doi:10.1029/1999RG900016. 
  20. ^ Webb, David J. (1982). "Tides and the evolution of the Earth-Moon system". Geophysical Journal of the Royal Astronomical Society. 70 (1): 261-271. Bibcode:1982GeoJ...70..261W. doi:10.1111/j.1365-246X.1982.tb06404.x. 
  21. ^ C.D. Murray; S.F. Dermott (1999). Solar System Dynamics. Cambridge University Press. s. 184. 
  22. ^ Dickinson, Terence (1993). From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House. ss. 79-81. ISBN 0-921820-71-2. 
  23. ^ Caltech Scientists Predict Greater Longevity for Planets with Life 30 Mart 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  24. ^ a b The reference by H. L. Vacher (2001) (details separately cited in this list) describes this as 'convex outward', whereas older references such as "The Moon's Orbit Around the Sun, Turner, A. B. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 6, p. 117, 1912JRASC...6..117T 6 Aralık 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi."; and "H Godfray, Elementary Treatise on the Lunar Theory" describe the same geometry by the words concave to the sun.
  25. ^ Seidelmann, P. Kenneth, (Ed.) (1992), Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books, s. 701, ISBN 0-935702-68-7 
  26. ^ a b c "The Orbit of the Moon around the Sun is Convex!". 31 Mart 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Nisan 2022. 
  27. ^ The Moon Always Veers Toward the Sun at MathPages

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • View of the Moon Good diagrams of Moon, Earth, tilts of orbits and axes, courtesy of U. of Arkansas
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Ay%27ın_yörüngesi&oldid=33810920" sayfasından alınmıştır