Ay tedirginliği

Astronomide, Ay tedirginliği veya eveksiyon, Ay'ın Dünya etrafındaki yörüngesi boyunca Güneş kaynaklı olarak ortaya çıkan ciddi düzeyli bir eşitsizliktir. Eskiden Ay'ın ikinci anomalisi olarak adlandırılan bu durum, antik çağlardan itibaren yaklaşık olarak bilinmektedir. Bu fenomenin keşfi Batlamyus'a atfedilmektedir.[1] Mevcut kavramın kullanımı ise çok daha yakın bir tarih olan 17. yüzyıla dayanmaktadır: Bullialdus tarafından Ay'ın hareketine ilişkin kendi teorisiyle bağlantılı olarak ortaya atılmıştır.[2]

Ay tedirginliği, Ay'ın tutulum boylamının yaklaşık ± 1,274° (derece ) kadar değişmesine neden olur ve yaklaşık 31,8 günlük bir sürede bir periyodik olarak gerçekleşir. Boylamdaki evre şu şekilde gösterilmektedir: + 4586.45 ″ sin ⁡ ( 2 D − ℓ ) {\displaystyle +4586.45''\sin(2D-\ell )} , bu formülde D {\displaystyle D} Ay'ın Güneş'e olan ortalama açısal uzaklığı ve ℓ {\displaystyle \ell } ise Ay'ın yerberi noktasına olan ortalama açısal uzaklığıdır (ortalama anomali).[3]

Söz konusu fenomen, Ay'ın yörüngesinin eksantrikliğinin yaklaşık altı aylık dönemde gerçekleşen periyodik değişiminden ve Güneş'in etkisiyle birlikte Ay'ın yerberi konumuna benzer periyottaki bir salınımdan kaynaklanır.[4][5]

Ay tedirginliği, Yeniay ve Dolunay evresinde Ay'ın merkez denklemini negatif yönde, çeyrek evrelerde ise merkez denklemini pozitif yönde etkiler. Bu, merkez denkleminin baş teriminin tedirginlik denklemi ile birleştirilmesiyle görülebilir: + 22639.55 ″ sin ⁡ ( ℓ ) + 4586.45 ″ sin ⁡ ( 2 D − ℓ ) . {\displaystyle +22639.55''\sin(\ell )+4586.45''\sin(2D-\ell ).}

Yeniay ve Dolunay evrelerinde, D=0° veya 180°, 2D her iki durumda da esasında sıfır değerini alır ve birleşik ifade şu şekilde yeniden kurgulanır: + ( 22639.55 − 4586.45 ) ″ sin ⁡ ( ℓ ) . {\displaystyle +(22639.55-4586.45)''\sin(\ell ).}

Çeyrek evrelerde, D=90° veya 270°, 2D her iki durumda da esasında 180° değerindedir, bu da ifadenin işaretini değiştirmekte olup, birleşik ifade şu şekilde yeniden kurgulanır: + ( 22639.55 + 4586.45 ) ″ sin ⁡ ( ℓ ) {\displaystyle +(22639.55+4586.45)''\sin(\ell )} .

Kaynakça

  1. ^ Neugebauer, 1975.
  2. ^ R Taton & C Wilson, 1989
  3. ^ Brown, 1919.
  4. ^ Encyclopædia Britannica 11th edition (1911), vol X, p. 5.
  5. ^ Godfray, 1871.

Bibliyografya

  • Brown, E.W. An Introductory Treatise on the Lunar Theory. Cambridge University Press, 1896 (republished by Dover, 1960).
  • Brown, E.W. Tables of the Motion of the Moon. Yale University Press, New Haven CT, 1919, at pp. 1–28.
  • H Godfray, An Elementary Treatise on the Lunar Theory, (London, 1871, 3rd ed.).
  • O Neugebauer, A History of Ancient Mathematical Astronomy (Springer, 1975), vol. 1, at pp. 84–85.
  • R Taton & C Wilson (eds.), Planetary astronomy from the Renaissance to the rise of astrophysics, part A: Tycho Brahe to Newton, (Cambridge University Press, 1989), at pp. 194–195.