Perihelikiertymä

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Aurinkoa kiertävän komeetan rata. Periheli on piste, jossa komeetta on lähimpänä Aurinkoa (A). Apheli (C) on piste, jossa komeetta on kauimpana Auringosta.

Perihelikiertymä eli periheliliike on se ilmiö, että planeetan tai muun taivaankappaleen periheli eli sen radan Aurinkoa lähimpänä oleva kohta ei pysy aina samalla puolella Aurinkoa.

Merkuriuksen radan perihelikiertymä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Merkuriuksen radan perihelin kiertymä on ollut vaikeimmin selitettäviä ilmiöitä tähtitieteessä ja sen selittämiseen on kaatunut moni uusi teoria.

Merkuriuksen radan periheli kiertyy hieman joka kierroksella. Havainnoitu liike on yli 1,5 astetta vuosisadassa.[1] 90 % tästä selittyy planeetan pyörimisakselin suunnan muutoksesta, prekessiosta.lähde? Jäljelle jäävä kiertymä on 531 kaarisekuntia vuosisadassa, eli noin 0,15 astetta. Tästä Venus aiheuttaa puolet ja muiden planeettojen aiheuttamien häiriöiden poiston jälkeen jää jäljelle 43 kaarisekunnin ylimääräinen kiertymä vuosisadassa.[1]

Ylimääräisen, selittymättömän, kiertymän syyksi arveltiin aikoinaan hypoteettista Vulkanus-planeettaa, joka oletettiin kiertävän Aurinkoa Merkuriuksen radan sisäpuolella. Kiertoratansa takia se olisi käytännössä ollut näkyvissä vain täydellisten auringonpimennysten aikana. 1800- ja 1900-lukujen vaihteessa monet tähtitieteilijät yrittivätkin etsiä sitä aina auringonpimennyksen sattuessa. Vulkanuksesta ei kuitenkaan saatu yhtään luotettavaa havaintoa.[2]

Vasta Albert Einsteinin vuonna 1916 kehittelemä yleinen suhteellisuusteoria kykeni selittämään Merkuriuksen perihelikiertymän poikkeaman ilman tuntematonta planeettaa.[1] Einstein osoitti, että jos planeetan kiertoradan isoakselin puolikas on \alpha, radan eksentrisyys e ja kiertoaika T, suhteellisuus­teoreettiset ilmiöt saavat aikaan, että yhden kierroksen aikana periheli kiertyy kulman

\epsilon = 24 \pi^3 \frac{\alpha^2}{T^2 c^2 (1-e^2)}

verran (radiaaneina), missä c on valonnopeus.[3] Kun tähän sijoitetaan Merkuriuksen radan arvot: iso­akselin puolikas noin 57,9 miljoonaa kilometriä eli 57,9 · 109 m, radan eksentrisyys 0,206 ja kiertoaika 87,97 d[4] eli noin 7,6 · 106 s sekä valonnopeus 3 · 108 m/s, saadaan tulokseksi \epsilon = 5,028 · 10-7 radiaania, toisin sanoen noin 2,88 · 10-5 astetta eli 0,104 kaarisekuntia. Sadassa vuodessa Merkurius tekee noin 415 kierrosta, joten tästä aiheutuva kiertymä tämän pituisena aikana on noin 43 kaari­sekuntia, mikä varsin tarkoin vastaa havaittua periheli­kiertymän poikkeamaa.

Maan perihelikiertymä ja sen vaikutus ilmastoon[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Maan radan perihelikiertymän vaikutus vuodenaikoihin pohjoisella pallonpuoliskolla. Ylhäällä nykyinen tilanne (Maa perihelissä 4. tammikuuta), oikealla tilanne 5000 vuoden kuluttua (periheli kevätpäiväntasauksen aikoihin), alhaalla tilanne 10 000 vuoden kuluttua (periheli kesäpäivänseisauksen aikoihin), vasemmalla tilanne 15 000 vuotta sitten tai 5000 vuotta sitten (periheli syyspäiväntasauksen aikoihin).

Myös Maan radan periheli kiertyy siten, että Maan perihelin argumentti kasvaa noin 0,27 astetta vuosisadassa. Kestää 134 000 vuotta, ennen kuin Maan radan periheli on jälkeen samalla puolella Aurinkoa kiinto­tähtien suhteen.

Samaan aikaan Maan pyörimis­akseli kiertyy eli suorittaa prekessioliikettä, ja kestää noin 25 771 vuotta, ennen kuin se on jälleen samassa asennossa tähtien suhteen. Samassa ajassa ne kohdat Maan radasta, jossa Maa on tiettyinä aikoina vuodessa esimerkiksi kevät- ja syys­päivän­tasauksena, tekevät täyden kierroksen Auringon ympäri. Nämä kaksi ilmiötä, periheli­kiertymä ja prekessio, saavat yhdessä aikaan, että noin 21 000 vuoden välein Maa on perihelissä samaan aikaan vuodessa.[5] Nykyisin Maa on perihelissä vuosittain 4. tammikuuta, mutta 5000 vuotta sitten tämä tapahtui syys­päivän­tasauksen, 5000 vuoden kuluttua kevät­päivän­tasauksen aikoihin.

Näiden ilmiöiden vuoksi eri vuoden­aikojen pituus vaihteee, ja niiden arvellaan osaltaan vaikuttaneen ilmaston vaihteluihin ja esimerkiksi jääkausien syntyyn. Tämä 21 000 vuoden jakso onkin yksi ilmastonmuutosten selitykseksi esitetyistä Milankovićin jaksoista.[6]

Oheinen kaavio esittää ilmiön vaikutusta vuoden­aikojen pituuksiin pohjoisella pallon­puoliskolla. Keplerin toisen lain mukaan vuoden­aikojen pituudet ovat verrannollisia niitä vastaavien, radan sisäpuolelle jäävien alueiden pinta-aloihin. Kun radan eksentrisyys on suurimmillaan, ne päivän­tasausten ja -seisausten mukaan määritellyt vuoden­ajat, jolloin Maa kulloinkin on kauimpana Auringosta, ovat merkittävästi muita vuoden­aikoja pidempiä.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b c Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 208. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 1984. 951-859-367-1.
  2. Richard Baum ja William Sheehan: Vulkanus - suuri planeetanmetsästys. Art House, 1998. ISBN ISBN 951-884-235-3.
  3. Stephen Hawking: On the shoulders of giants : the great works of physics and astronomy, s. 1243, artikkeli Foundation of the General Relativity (käännös Albert Einsteinin vuonna 1916 laatimasta artikkelista Die Grundlage der Allgemeine Relativitätstheorie, alun perin julkaistu Annalen der Physikin numerossa 49). Philadelphia, Pennsylvania, USA: Running Press. ISBN 0-7624-1348-4.
  4. Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 581, taulukko. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Valtion painatuskeskus, 1984. ISBN 951-859-367-1.
  5. The Seasons and the Earth's Orbit United States Naval Observatory. Viitattu 24.7.2014.
  6. Björn Kurtén: Jääkausi, s. 38. Suom. Virve Kajaste. WSOY, 1972. ISBN 951-0-00149-X.