معامل الجاذبية القياسي
| الجسم | μ (m3 s−2) |
|---|---|
| الشمس | 1.32712440018(9)×1020[1] |
| عطارد | 2.2032(9)×1013 |
| الزهرة | 3.24859(9)×1014 |
| الأرض | 3.986004418(9)×1014 |
| القمر | 4.9048695(9)×1012 |
| المريخ | 4.282837(2)×1013[2] |
| سيريس | 6.26325×1010[3][4][5] |
| المشتري | 1.26686534(9)×1017 |
| زحل | 3.7931187(9)×1016 |
| أورانوس | 5.793939(9)×1015[6] |
| نبتون | 6.836529(9)×1015 |
| بلوتو | 8.71(9)×1011[7] |
| إريس | 1.108(9)×1012[8] |
في الميكانيكا السماوية، معامل الجاذبية القياسي μ للأجرام الفلكية هو حاصل ضرب ثابت الجاذبية G في كتلة الجرم M.
في نظام الوحدات الدولي معامل الجاذبية القياسي هو م3 ث−2.ومع ذلك، وحدات كم3 ث−2 كثيرا ما تستخدم في المطبوعات العلمية وفي ملاحة المركبات الفضائية.وقيمة معامل الجاذبية القياسي لعدة أجرام في النظام الشمسي معروفة بدقتها الأكبر من القيم الفردية لثابت الجاذبية وكتلة الجرم.[9]
دوران جسم صغير حول جسم رئيسي[عدل]
يمكن تعريف الجسم الرئيسي (المركزي) في النظام المداري بأنه الجهاز الذي تكون كتلته (M) أكبر بكثير من كتلة الجسم المداري (m)،أو or M ≫ m.هذة المقاربة هي معيار للكواكب التي تدور حول الشمس أو معظم الأقمار ويبسط إلى حد كبير المعادلات. وبموجب قانون الجذب العام لنيوتن، إذا كانت المسافة بين الاجسام r، فإن القوة التي تمارس على الجسم الأصغر هي:
وبالتالي فإن حاصل ضرب G و M مطلوب فقط للتنبؤ بحركة الجسم الأصغر. وعلى العكس من ذلك، لا توفر قياسات مدار الجسم الأصغر سوى معلومات عن ناتج μ، وليس G و M على حدة. وثابت الجاذبية، G، من الصعب قياس قيمتة بدقة عالية،[10] بينما يمكن قياس المدارات، على الأقل في النظام الشمسي، بدقة كبيرة وتستخدم لتحديد قيمة μ بدقة مماثلة.
مراجع[عدل]
- ^ "Astrodynamic Constants". ناسا/JPL. 27 فبراير 2009. مؤرشف من الأصل في 2019-03-21. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-27.
- ^ "Mars Gravity Model 2011 (MGM2011)". Western Australian Geodesy Group. مؤرشف من الأصل في 2016-07-08.
- ^ "Asteroid Ceres P_constants (PcK) SPICE kernel file". مؤرشف من الأصل في 2019-03-31. اطلع عليه بتاريخ 2015-11-05.
- ^ E.V. Pitjeva (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets — EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. ج. 39 ع. 3: 176. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2012-09-07.
- ^ D. T. Britt؛ D. Yeomans؛ K. Housen؛ G. Consolmagno (2002). "Asteroid density, porosity, and structure". في W. Bottke؛ A. Cellino؛ P. Paolicchi؛ R.P. Binzel (المحررون). Asteroids III. University of Arizona Press. ص. 488. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2017-06-01.
- ^ R.A. Jacobson؛ J.K. Campbell؛ A.H. Taylor؛ S.P. Synnott (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". المجلة الفلكية. ج. 103 ع. 6: 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. DOI:10.1086/116211.
- ^ M.W. Buie؛ W.M. Grundy؛ E.F. Young؛ L.A. Young؛ وآخرون (2006). "Orbits and photometry of Pluto's satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005 P2". المجلة الفلكية. ج. 132: 290. arXiv:astro-ph/0512491. Bibcode:2006AJ....132..290B. DOI:10.1086/504422.
- ^ M.E. Brown؛ E.L. Schaller (2007). "The Mass of Dwarf Planet Eris". ساينس. ج. 316 ع. 5831: 1586. Bibcode:2007Sci...316.1585B. DOI:10.1126/science.1139415. PMID:17569855.
- ^ يعود ذلك في الغالب إلى أن μ يمكن قياسها بواسطة علم الفلك الرصدي فقط كما هو الحال لعدة قرون.وتقسيمها إلى G وM يجب أن يتم عن طريق قياس قوة الجاذبية في شروط المختبر الدقيقة، كما حدث لأول مرة في تجربة كافنديش
- ^ George T. Gillies (1997)، "The Newtonian gravitational constant: recent measurements and related studies"، Reports on Progress in Physics، ج. 60، ص. 151–225، Bibcode:1997RPPh...60..151G، DOI:10.1088/0034-4885/60/2/001، مؤرشف من الأصل في 2019-12-13. A lengthy, detailed review.
