Eksentrisyys
Eksentrisyys eli epäkeskisyys e on kartioleikkauksen kuten ellipsin tai hyperbelin muotoa kuvaava parametri, joka on suuruudeltaan leikkauksen polttopisteiden välimatkan suhde isoakselin pituuteen. Ellipsillä eli soikiolla se on aina 0:n ja 1:n välillä, ja on sitä suurempi, mitä pitkänomaisempi ellipsi on. Ympyrän eksentrisyys on nolla.[1] Eksentrisyys voidaan määritellä myös paraabelille, jolla se on 1, ja hyperbelille, jolla se on suurempi kuin 1.[2]
Koska taivaankappaleiden radat ovat ellipsin muotoisia, on käsitteellä huomattava merkitys myös tähtitieteessä.
Ellipsin eksentrisyys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Ellipsin isoakseli on sen suurin pituus. Ellipsillä on kaksi polttopistettä: F1 ja F2. Ellipsin reuna kiertää ellipsin määritelmän mukaisesti polttopisteitä siten, että missä hyvänsä reunan pisteessä P kolmion F1F2P ympärysmitta pysyy aina saman pituisena. Mitä soikeampi ellipsi on, sitä kauempana polttopisteet ovat toisistaan. Näin eksentrisyys ilmoittaa polttopisteiden välisen etäisyyden suhteen ellipsin isoakselin pituuteen; polttopisteiden väli ikään kuin venyttää ellipsiä. Ympyrässä polttopisteet sulautuvat keskipisteeksi.
Jos eksentrisyys on nolla ( e = 0 ), kyseessä on ympyrä. Mitä suurempi eksentrisyys on ellipsillä, sitä soikeampi tämä on. Ympyrän eksentrisyys on nolla, ellipsillä se on nollan ja yhden välillä (0 < e < 1).[2]
Taivaankappaleiden ratojen eksentrisyys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Keplerin ensimmäisen lain mukaan planeetat kiertävät aurinkoa ellipsin muotoisia ratoja, joiden toisessa polttopisteessä Aurinko sijaitsee. Taivaanmekaniikassa radan eksentrisyys on yksi kappaleen rataa kuvaavista rataelementeistä.[3] Jos jonkin radan eksentrisyys on lähellä nollaa, kyse on ympyrämäisestä radasta. Maan radan eksentrisyys on 0,0167[4], mikä tarkoittaa sitä, että Maan etäisyys Auringosta vaihtelee muutaman prosentin verran sen kiertojakson aikana. Maan radan soikeus vaihtelee aikojen kuluessa välillä 0–0,05. Aurinkokunnan planeettojen ratojen eksentrisyydet ovat enimmäkseen alle 0,05. Merkuriuksella ja Marsilla eksentrisyyden arvo on kuitenkin suurempi.[4] Nämä radat näyttävät paperille piirrettyinä jo silminnähden soikeilta. Yleensä taivaankappaleen radan eksentrisyyttä pidetään suurena, jos se on suurempi kuin 0,1.
Komeetat kiertävät Aurinkoa hyvin soikeilla radoilla. Myös esimerkiksi Sedna-nimisellä Aurinkokunnan ulko-osissa kiertävällä pikkuplaneetalla on hyvin suuri eksentrisyys: 0,855.[5]
Erityyppisten käyrien eksentrisyys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Muita eksentrisyyden määritelmiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Taivaanmekaniikassa käytetään usein planeetan radan eksentrisyysvektoria, jonka itseisarvo on yhtä suuri kuin radan eksentrisyys, ja suunta osoittaa, millä puolella Aurinkoa planeetta on ollessaan perihelissä.[6] Tämä vektori mahdollistaa radan eksentrisyyden laskemisen, jos kappaleen paikka- ja nopeusvektorit jollakin ajanhetkellä tunnetaan.
Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- ↑ Otavan iso Fokus, 1. osa (A-El), s. 612, art. ellipsi. Otava, 1973. ISBN 951-1-00273-2.
- ↑ a b Eccentricity MathWorld. Viitattu 7.7.2011.
- ↑ Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 158. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Valtion painatuskeskus, 1984. ISBN 951-859-367-1.
- ↑ a b Tähtitieteen perusteet, taulukko sivulla 581
- ↑ Sedna Astronomy Now. Arkistoitu 15.2.2013. Viitattu 7.7.2011.
- ↑ Tähtitieteen perusteet, s. 155-157
Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Eksentrisyys Wikimedia Commonsissa
