معامل الجاذبية القياسي

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
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)،او or Mm.هذة المقاربة هى 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]

  1. ^ "Astrodynamic Constants". ناسا/JPL. 27 February 2009. اطلع عليه بتاريخ 27 July 2009. 
  2. ^ "Mars Gravity Model 2011 (MGM2011)". Western Australian Geodesy Group. 
  3. ^ "Asteroid Ceres P_constants (PcK) SPICE kernel file". اطلع عليه بتاريخ 5 November 2015. 
  4. ^ E.V. Pitjeva (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets — EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. 
  5. ^ D. T. Britt؛ D. Yeomans؛ K. Housen؛ G. Consolmagno (2002). "Asteroid density, porosity, and structure" (PDF). In W. Bottke؛ A. Cellino؛ P. Paolicchi؛ R.P. Binzel. Asteroids III. University of Arizona Press. صفحة 488. 
  6. ^ 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. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
  7. ^ 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. 132: 290. Bibcode:2006AJ....132..290B. arXiv:astro-ph/0512491Freely accessible. doi:10.1086/504422. 
  8. ^ M.E. Brown؛ E.L. Schaller (2007). "The Mass of Dwarf Planet Eris". ساينس. 316 (5831): 1586. Bibcode:2007Sci...316.1585B. PMID 17569855. doi:10.1126/science.1139415. 
  9. ^ 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
  10. ^ George T. Gillies (1997)، "The Newtonian gravitational constant: recent measurements and related studies"، Reports on Progress in Physics، 60 (2): 151–225، Bibcode:1997RPPh...60..151G، doi:10.1088/0034-4885/60/2/001  . A lengthy, detailed review.
العلاقة بين خصائص الكتلة والثوابت الفيزيائية المرتبطة بها. ويعتقد أن كل جسم ضخم يظهر جميع الخصائص الخمسة. ولكن وبسبب الثوابت الكبيرة للغاية أو الصغيرة للغاية، فمن المستحيل عموما التحقق من أكثر من خاصيتين أو ثلاثة خصائص لأي جسم.