Inclinaison axiale

Dans l'astronomie , l'inclinaison axiale est l'angle de l'inclination de l'axe de rotation du d'une planète de par rapport à une perpendiculaire avec son avion orbital . Ce s'appelle également le l'inclination axiale ou l'obliquité . L'inclinaison axiale est exprimée comme angle fait par l'axe et une ligne de la planète tracés par le central perpendiculaire de la planète avec l'avion orbital.

Obliquité

L'inclinaison axiale peut d'une manière equivalente être exprimée en termes d'avion orbital de la planète et perpendiculaire d'avion à son axe. Dans notre système solaire , l'avion orbital de la terre est connu comme écliptique , et ainsi l'inclinaison axiale de la terre s'appelle officiellement l'obliquité de de l'écliptique . Dans les formules elle est abrégée avec le ε grec de de la lettre (epsilon).

La terre a une inclinaison axiale environ de 23. L'axe est incliné dans la même direction tout au long d'une année ; cependant, comme orbites terrestres le Sun , l'hémisphère (demi de partie de la terre) incliné à partir du Sun deviendra graduellement incliné vers le Sun, et vice versa. Cet effet est la cause principale des saisons (voir l'effet de de l'angle du soleil sur le climat ). N'importe quel hémisphère est actuellement incliné vers les expériences de Sun plus d'heures de la lumière du soleil chaque jour, et la lumière du soleil à midi frappe également la terre sous un angle plus près le vertical et fournit ainsi plus de chaleur .

L'obliquité inférieure fait recevoir des régions polaires moins de rayonnement solaire , produisant des conditions plus favorables au glaciation . Comme des changements de la précession et de l'excentricité , les changements de l'inclinaison influencent la force relative des saisons, mais les effets du cycle d'inclinaison sont en particulier prononcés dans les latitudes élevées où les grandes périodes glaciaires ont commencé. L'obliquité est un facteur important dans fluctuations glaciaires/interglaciaires (voir les cycles de Milankovitch de ).

L'obliquité de l'écliptique n'est pas une quantité fixe mais changement avec le temps. C'est un effet très lent connu sous le nom de nutation , et au niveau de l'exactitude auquel les astronomes travaillent, doit être tenu compte quotidiennement. Noter que l'obliquité et la précession des équinoxes sont calculées à partir de la même théorie et sont ainsi rapportées entre eux. Un plus petit ε signifie un plus grand p (précession dans la longitude) et vice versa. Pourtant l'indépendant d'acte de deux mouvements entre eux, allant dans des directions mutuellement perpendiculaires.

Mesure

La connaissance de l'obliquité de l'écliptique (ε) est critique pour des calculs et des observations astronomiques de la surface de la terre (astronomie terre-basée et de position).

Pour saisir rapidement une idée de sa valeur numérique une peut regarder comment l'angle du soleil au-dessus de l'horizon varie avec les saisons ; c'était la manière que les astronomes chinois l'ont déterminée dans 1000 BCE. Ils ont mesuré la différence entre les angles du Sun au-dessus de l'horizon à midi les plus longs et les plus courts jours de l'année. Cette différence dans les angles est deux fois l'obliquité.

La déclinaison nordique et méridionale extrême du Sun pendant l'année sont égale à l'obliquité. La plus longue journée de l'année la terre est inclinée vers le soleil et nous disons que la déclinaison du du soleil est + 23° 26'. À un observateur sur l'équateur tenant tout le regard long d'année en haut, le soleil sera directement aérien à midi en mars (équinoxe vernal ), puis balance au nord jusqu'à ce que ce soit des degrés de ε à partir du zénith en juin (solstice d'été ). En septembre (équinoxe automnal ) il sera de retour aérien, puis au solstice d'hiver en décembre ce sera des degrés de ε à partir de la verticale encore.

Exemple : un observateur à la latitude du 50° (nord ou sud) verra le Sun 63° 26' au-dessus de l'horizon à midi la plus longue journée de l'année, mais seulement 16° 34' le jour le plus court. La différence est 2ε = 46° 52', et ainsi ε = 23° 26'.

(90° - 50°) + 23.4394° en mesurant des angles de l'horizon (90° - 50°) - 23.5606°

À l'équateur, ce serait 90° + 23.5606° (mesurant toujours à partir de l'horizon méridional ).

Valeurs

L'inclinaison axiale de la terre varie entre 22.5° (mais voir ci-dessous), avec une période de 41.000 ans, et actuellement, l'inclinaison est décroissant. En plus de cette diminution régulière, il y a également des variations à court terme beaucoup plus petites (de 18.6 ans), connues sous le nom de nutation .

Le calcul de s de Newcomb Simon le 'à la fin du 19ème siècle pour l'obliquité de l'écliptique a donné une valeur de 23° 27' 8.26 » (époque de 1900), et c'était courant jusqu'à ce que les télescopes améliorés aient permis des observations plus précises, et des ordinateurs électroniques ont permis à des modèles plus raffinés d'être calculés. Le Lieske est venu avec un modèle mis à jour en 1976 avec le ε égal à 23° 26' 21.448 » (époque de 2000), qui fait partie de la formule d'approximation recommandée par l'union astronomique internationale en 2000 :

ε = 84.448 ² du T de − du T du − 46.84024 (59 × 10⁻⁵) + (1.813 × 10⁻⁶) ³ du T , mesuré en secondes d'arc, avec le T étant le temps en siècles de Julian (c'est-à-dire, 36.525 jours) depuis l'époque de l'éphéméride de 2000 (qui s'est produit le jour 2. Une application droite de cette formule à 1900 valeurs de Newcomb des retours (T=-1).

Avec la limite linéaire dans le T étant négatif, actuellement l'obliquité diminue lentement. Il est implicite que cette expression donne seulement une valeur approximative pour le ε et est seulement valide pour une certaine gamme des valeurs du T. sinon, ε approcherait l'infini car le T approche l'infini. Les calculs basés sur un modèle numérique de du système solaire prouvent que le ε a une période d'environ 41.000 ans, les mêmes que les constantes de la précession des équinoxes (bien que pas de la précession elle-même).

D'autres modèles théoriques peuvent venir avec des valeurs pour le ε exprimé avec des puissances plus élevées du T , mais puisque no polynôme (fini) peut jamais représenter une fonction périodique, ils tous vont à l'infini positif ou négatif pour l'assez grand T . À cet égard on peut comprendre la décision de l'union astronomique internationale pour choisir l'équation la plus simple qui est conforme à la plupart des modèles.000 années dans le passé et le futur toutes les formules conviennent, et jusqu'à 9.000 ans dans le passé et le futur, sont plus d'accord sur l'exactitude raisonnable. Pendant des ères plus loin dehors les discrepanies deviennent trop grands.

Variations de longue période

Orbite de l'évolution de Moon#Tidal de l'orbite lunaire Néanmoins l'extrapolation des polynômes moyens donne un ajustement à une courbe de sinus avec une période de 41.013 ans, l'où, selon Wittmann, est égal :

ε = A + péché du B ( C ( T + D )), avec le A = 23.001200°, le B = ± 0.01532 ± siècle de 0.0009 radian/Julian, le D = 4.40 siècles de Julian du ± 0.10, et le T , le temps en siècles de l'époque de 2000 comme ci-dessus.

Ceci signifie une gamme de l'obliquité de 22° 38' à 24° 21', le dernier maximum a été atteint dans 8700 BCE, la valeur moyenne s'est produite environ 1550 et le prochain minimum sera dans 11800. Cette formule devrait donner une approximation raisonnable pendant d'années précédentes et million à venir ou ainsi. Pourtant ce reste une approximation dans laquelle l'amplitude de la vague demeure la même, tandis qu'en réalité, comme vu des résultats du Milankovitch fait un cycle , des variations irrégulières se produisent. La gamme citée pour l'obliquité est de 21° 30' à 24° 30', mais la valeur basse a pu avoir été une jetable dépassée du 22° normal 30'.

Si nous retournons au cours de 5 millions de dernières années, l'obliquité de l'écliptique (ou plus exactement, l'obliquité de l'équateur sur l'écliptique mobile de la date) a varié de 22. Mais pendant un million d'années à venir la gamme sera seulement de 22.

D'autres planètes peuvent avoir une obliquité variable aussi, par exemple sur le Mars on pense que la gamme est entre 15° et 35°. La gamme relativement petite pour la terre est due à l'influence stabilisante de la lune, mais elle ne demeurera pas ainsi. Selon la salle, l'orbite de la lune (qui est sans interruption augmentation due aux effets de marée) sera allée des 60 courants à approximativement 66.5 rayons de la terre en environ 1. Une fois que ceci se produit, une résonance des effets planétaires suivra, entraînant des oscillations de l'obliquité entre 22° et 38°. De plus, dans approximativement 2 milliards d'ans, quand la lune atteint une distance de 68 rayons de la terre, une autre résonance causera encore de plus grandes oscillations, entre 27° et 60°. Ceci aurait des effets extrêmes sur le climat.