Enberi açısı

Enberi açısını (ω) da içeren yörünge öğeleri diyagramı.

Enberi açısı (veya enberi argümanı), bir Kepler yörüngesinin yörünge düzlemi içindeki yönelimini belirleyen temel yörünge öğelerinden biridir ve ω (omega) sembolüyle gösterilir. Bu kavram için İngilizcede Argument of Periapsis ve alternatif olarak argument of perifocus ya da argument of pericenter ifadeleri kullanılır.

Enberi açısı bir yörünge parametresi olarak cismin hareket ettiği yörünge düzlemi içinde tanımlanır. Bu düzlem üzerinde enberi açısı, çıkış düğümünden başlayarak cismin hareket yönünde enberi noktasına ulaşmak için yörüngede ne kadar ilerlenmesi gerektiğini gösteren açısal mesafedir.

Gök cisimlerinin hareket ettiği yörüngenin türüne bağlı olarak bu genel kavram için farklı terimler de kullanılır. Örneğin, Güneş etrafındaki (günmerkezli) yörüngeler için günberi açısı, Dünya etrafındaki (yermerkezli) yörüngeler için yerberi açısı veya bir yıldız sistemi içindeki yörüngeler söz konusu olduğunda periastron açısı gibi daha spesifik kullanımlara rastlanır (daha fazla bilgi için apsis sayfasına bakınız).

Enberi açısının 0° olması, yörüngedeki cismin referans düzlemini güneyden kuzeye doğru geçtiği anda merkezi cisme en yakın konumda (enberi noktasında) bulunacağı anlamına gelir. Eğer bu açı 90° ise, cisim referans düzlemine göre en kuzeydeki konumundayken yörüngesinin enberi noktasına ulaşacaktır.

Enberi açısının çıkış düğümü boylamına eklenmesiyle, yörüngenin bir diğer önemli parametresi olan enberi boylamı elde edilir. Ancak astronomi literatüründe, özellikle çift yıldızlar ve ötegezegenler üzerine yapılan çalışmalarda, "enberi boylamı" veya "periastron boylamı" terimlerinin zaman zaman "enberi açısı" ile eş anlamlı olarak kullanıldığı görülür.

Enberi açısının pratik uygulamalarından biri özellikle dış merkezli (eliptik) yörüngelerde bulunan uyduların görev planlamasında görülür. Yörüngenin enöte noktası, bir uydunun en yavaş hareket ettiği ve dolayısıyla belirli bir bölge üzerinde en uzun süre kalabildiği yerdir. Enberi açısı ayarlanarak hem enberi hem de enöte noktasının konumu kontrol edilebilir. Bu sayede, örneğin bir iletişim veya gözlem uydusunun Dünya üzerindeki hedef bir bölge üzerinde maksimum "görüş süresi" veya "kalış süresi" elde etmesi sağlanır.

Hesaplama

Yörünge mekaniğinde enberi açısı ω, aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

$\omega =\arccos {{\mathbf {n} \cdot \mathbf {e} } \over {\mathbf {\left|n\right|} \mathbf {\left|e\right|} }}$

eğer e_z < 0 ise, ω → 2π − ω olur.

burada:

• n, çıkış düğümüne doğru yönelen bir vektördür (yani n vektörünün z-bileşeni sıfırdır),
• e, dışmerkezlik vektörüdür (enberiye doğru yönelen bir vektör).

Herhangi bir çıkış düğümüne sahip olmayan ekvatoral yörüngeler durumunda bu açı kesin olarak tanımsızdır. Ancak, çıkış düğümü boylamı Ω'nın 0 olarak belirlenmesi kuralına uyulursa, ω değeri iki boyutlu durumdan aşağıdaki gibi elde edilir: $$\omega =\mathrm {atan2} \left(e_{y},e_{x}\right)$$

Yörünge saat yönündeyse (yani (r × v)_z < 0), o zaman ω → 2π − ω olarak hesap yapılır.

burada:

• e_x ve e_y dışmerkezlik vektörünün (e) x- ve y- bileşenleridir.

Dairesel yörüngeler söz konusu olduğunda durum biraz daha farklıdır. Mükemmel dairesel bir yörüngede dış merkezlik sıfır olduğu için, yörüngenin her noktası merkezi cisme eşit uzaklıktadır. Bu nedenle, belirgin bir enberi noktası olmadığından kesin bir enberi açısı da tanımlanamaz. Bununla birlikte, enberi noktasının çıkış düğümünde yer aldığı ve bu nedenle ω = 0 olduğu sıkça varsayılır. Ancak, ötegezegenler alanında çalışan uzmanlar arasında dairesel yörüngeler için ω = 90° kabul edilmesi daha yaygındır. Bu yaklaşımın avantajı, bir gezegenin alt kavuşum zamanının (geometri uygun olsaydı gezegenin geçiş yapacağı zaman) periastron zamanına eşit olmasıdır.

Ayrıca bakınız

• Kubbemsi yalpalanma
• Kepler yörüngesi
• Yörünge mekaniği
• Yörünge düğümü