Perturbace (astronomie): Porovnání verzí

[[File:Moon perturbation diagram.PNG|thumb|300px|alt=Vector diagram of the Sun's perturbations on the Moon. When the gravitational force of the Sun common to both the Earth and the Moon is subtracted, what is left is the perturbations.|Perturbační (odchylující) síly [[Slunce]] na [[Měsíc]] na dvou místech jeho [[orbit]]u. Modré šipky reprezentují [[Euklidův prostor|směřsměr a velikost]] gravitační síly na [[země|Zemi]]. Aplikace toho na pozici Země a Měsíce neruší jejich vzájemnou pozici. Když se to odečte od síly na Měsíc (černé šipky), to co zůstane je perturbační síla (červené šipky) na Měsíc relativně k Zemi. Protože perturbační síla se liší ve směru a velikosti na opačných stranách orbitu, vyvolá změnu tvaru orbitu.]]

Studium perturbací začalo s prvními pokusy předpovědět pohyby planet na obloze, i když v starověku příčiny zůstávali mýtické. [[Isaac Newton|Newton]] když formuloval [[NewtonoveNewtonovy pohybové zákony|pohybové pohybuzákony]] a [[NewtonovNewtonův gravitační zákon|zákon všeobecné gravitace|gravitace]], aplikoval je na první analýzu perturbací, spoznajíc komplexní složitost jejich kalkulace.výpočtu<ref>Newton in 1684 wrote: "By reason of the deviation of the Sun from the center of gravity, the centripetal force does not always tend to that immobile center, and hence the planets neither move exactly in ellipses nor revolve twice in the same orbit. Each time a planet revolves it traces a fresh orbit, as in the motion of the Moon, and each orbit depends on the combined motions of all the planets, not to mention the action of all these on each other. But to consider simultaneously all these causes of motion and to define these motions by exact laws admitting of easy calculation exceeds, if I am not mistaken, the force of any human mind." (quoted by Prof G E Smith (Tufts University), in [http://google.com/search?q=cache:8RItNNOcJJoJ:www.stanford.edu/dept/cisst/SmithPowerpointTalk1.ppt "Three Lectures on the Role of Theory in Science"] 1. Closing the loop: Testing Newtonian Gravity, Then and Now); and Prof R F Egerton (Portland State University, Oregon) after quoting the same passage from Newton concluded: [http://physics.pdx.edu/~egertonr/ph311-12/newton.htm "Here, Newton identifies the "many body problem" which remains unsolved analytically."]</ref> .

Mnoho jiných velkých matematiků od té doby věnovalivěnovalo pozornost souvisícímsouvisejícím problémům, v 18. a 19. století byl požadavek na přesné tabulky pozicí Měsíce a planet pro navigaci na moři.

Komplexní pohyby gravitačních perturbací možno rozdělit. Hypotetický pohyb daného tělesa pod gravitačním vlivem pouze jiného tělesa je obvykle [[kónický výřezkuželosečka]] (kuželovitá sekce) a lze jí lehce popsat metodami [[geometrie]]. Nazývá se to [[problém dvou těles]] nebo neodchýlený [[Keplerův orbit]]. Rozdíly mezi tím a skutečným pohybem tělesa jsou perturbace pro další gravitační vlivy jiného tělesa nebo těles. Pokud existuje pouze jedno další důležité těleso, pak perturbační (odchýlený) pohyb je [[problém tří těles]]. Pokud existuje víc jiných těles, je to [[problém n těles]]. Analytická řešení (matematické výrazy na predikci pozicí a pohybů v jakémkoli budoucím čase) pro problém dvou a tří těles existuje, ale zatím nejsou pro problém ''n'' těles kromě některých speciálních případů. Dokonce i problém dvou těles se stane neřešitelnýneřešitelným, akpokud má jedno z těles nepravidelný tvar.<ref name="roy">{{cite book |last = Roy |first = A.E. | title = Orbital Motion |publisher = Institute of Physics Publishing |edition = third |isbn = 0-85274-229-0 |date=1988}}, chapters 6 and 7.</ref>

V metodách všeobecných perturbací se obecné diferenciální rovnice, buď pohybu nebo změny [[orbitálníElementy elementydráhy|orbitálních elementů]], řeší analyticky obvykle použitím [[rozvoj řady|rozvojů řad]]. Výsledek je obvykle vyjádřen pomocí algebraických a trigonometrických funkcí orbitálních elementů daného tělesa a perturbujících těles. Tento postup lze obecně aplikovat na mnoho různých podmínek a není specifický pro nějakou určitou sestavu gravitačnýchgravitačních objektů.

[[File:Eccentricity rocky planets.jpg|thumb|300px|[http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/what.html Gravitační simulační] graf měnící se [[orbitálníExcentricita excentricitadráhy|orbitální excentricity dráhy]] [[Merkur]]u, [[Venuše]], [[Země]] a [[Mars]]u pro dalších 50 000 let. Bod 0 na tomto grafu je rok 2007.]]

VVe sluneční soustavě je mnoho rušení jedné planety druhou periodických, složených z malých impulzů vznikajících pokaždé, když se planety přiblíží na svém orbitu. To způsobuje, že tělesa konají pohyby, které jsou periodické nebo kvázi periodickékvaziperiodické, např. Měsíc ve svém [[lunární teorie|silně odchýleném]] [[měsíční fáze|orbitu]], který je předmětem [[lunární teorie]]. Tato periodicita vedla k [[Johann Gottfried Galle#objev NeptunuNeptuna|objevu NeptunuNeptuna]] v roce 1846 jako výsledek jeho perturbací na orbit [[Uran]]u.