การเอียงตามแกน
ในทางดาราศาสตร์มุมเอียงแกนหรือที่เรียกว่า มุม เอียงเฉียงคือมุม ระหว่าง แกนหมุนของวัตถุกับ แกนวง โคจรซึ่งเป็นเส้นตั้งฉากกับระนาบวงโคจรหรือเทียบเท่ากับมุมระหว่าง ระนาบ เส้นศูนย์สูตรกับระนาบวงโคจร[ 1 ]ซึ่งแตกต่างจาก ความเอียงของ วงโคจร
เมื่อมุมเอียงเป็น 0 องศา แกนทั้งสองจะชี้ไปในทิศทางเดียวกัน กล่าวคือ แกนการหมุนจะตั้งฉากกับระนาบวงโคจร
ตัวอย่างเช่น แกนหมุนของโลกคือเส้นสมมุติที่ผ่านทั้งขั้วโลกเหนือและขั้วโลกใต้ในขณะที่แกนโคจรของโลกคือเส้นที่ตั้งฉากกับระนาบ สมมุติ ที่โลกเคลื่อนที่ผ่านขณะโคจรรอบดวงอาทิตย์ความเอียงของแกนโลกหรือมุมเอียงของแกนโลกคือมุมระหว่างเส้นทั้งสองนี้
ตลอดช่วงวงโคจร หนึ่งรอบ ความเอียงของแกนหมุนมักจะไม่เปลี่ยนแปลงมากนัก และทิศทางของแกนหมุนจะคงที่เมื่อเทียบกับฉากหลังของดวงดาวส่งผลให้ขั้วหนึ่งหันเข้าหาดวงอาทิตย์มากกว่าในด้านหนึ่งของวงโคจร และหันออกห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่าในอีกด้านหนึ่ง ซึ่งเป็นสาเหตุของการเกิดฤดูกาลบนโลก
มาตรฐาน
มีสองวิธีที่เป็นมาตรฐานในการระบุการเอียงของดาวเคราะห์ วิธีหนึ่งอิงตามขั้วเหนือ ของดาวเคราะห์ ซึ่งกำหนดโดยสัมพันธ์กับทิศทางของขั้วเหนือของโลก และอีกวิธีหนึ่งอิงตามขั้วบวก ของดาวเคราะห์ ซึ่งกำหนดโดยกฎมือขวา :
- สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล( IAU) กำหนดขั้วเหนือของดาวเคราะห์ว่าอยู่ทางด้านเหนือของโลกบนระนาบคงที่ของระบบสุริยะ [ 2 ]ภายใต้ระบบนี้ดาวศุกร์จะเอียง 3° และหมุนย้อนกลับซึ่งตรงข้ามกับดาวเคราะห์ส่วนใหญ่[ 3 ] [ 4 ]
- IAU ยังใช้กฎมือขวาเพื่อกำหนดขั้วบวก[ 5 ]เพื่อวัตถุประสงค์ในการกำหนดทิศทาง โดยใช้ธรรมเนียมนี้ ดาวศุกร์จะเอียง 177° ("กลับหัว") และหมุนตามทิศทาง
โลก
ระนาบวงโคจรของโลกเรียกว่าระนาบสุริยวิถี และความเอียงของโลกเป็นที่รู้จักในหมู่นักดาราศาสตร์ว่าความเอียงของสุริยวิถีซึ่งเป็นมุมระหว่างสุริยวิถีและเส้นศูนย์สูตรท้องฟ้าบน ทรง กลมท้องฟ้า[ 6 ]โดยใช้สัญลักษณ์เป็นอักษรกรีกε
ปัจจุบันโลกมีแกนเอียงประมาณ 23.44° [ 7 ]ค่านี้ยังคงใกล้เคียงกันเมื่อเทียบกับระนาบวงโคจรคงที่ตลอดวัฏจักรของ การ หมุนรอบแกน[ 8 ]แต่ระนาบสุริยวิถี (เช่น วงโคจรของโลก) เคลื่อนที่เนื่องจากการรบกวน ของดาวเคราะห์ และความเอียงของระนาบสุริยวิถีไม่ใช่ค่าคงที่ ปัจจุบันกำลังลดลงในอัตราประมาณ46.8″ [ 9 ]ต่อศตวรรษ ( ดูรายละเอียดในระยะสั้นด้านล่าง)
ประวัติศาสตร์
ชาวกรีกโบราณมีการวัดความเอียงของแกนโลกที่ดีมาตั้งแต่ราว 350 ปีก่อนคริสตกาล เมื่อพีเทียสแห่งมาร์เซย์วัดเงาของนาฬิกาแดดในวันครีษมายัน[ 10 ]ประมาณปี 830 คริสตกาล กาหลิบอัล-มามูนแห่งแบกแดดได้สั่งให้นักดาราศาสตร์ของเขาทำการวัดความเอียงของแกนโลก และผลลัพธ์นี้ถูกนำไปใช้ในโลกอาหรับเป็นเวลาหลายปี[ 11 ]ในปี 1437 อูลูห์ เบกได้กำหนดค่าความเอียงของแกนโลกเป็น 23°30′17″ (23.5047°) [ 12 ]
ในยุคกลางมีความเชื่อกันอย่างแพร่หลายว่าทั้งการเคลื่อนที่ของแกนโลกและการเอียงของแกนโลกจะแกว่งไปมารอบค่าเฉลี่ย โดยมีคาบเวลา 672 ปี ซึ่งเป็นแนวคิดที่เรียกว่าการแกว่งไปมาของจุดวิษุวัต บางทีคนแรกที่ตระหนักว่าสิ่งนี้ไม่ถูกต้อง (ในช่วงเวลาทางประวัติศาสตร์) อาจเป็นIbn al-Shatirในศตวรรษที่ 14 [ 13 ]และคนแรกที่ตระหนักว่าการเอียงของแกนโลกกำลังลดลงในอัตราที่ค่อนข้างคงที่คือFracastoroในปี 1538 [ 14 ]การสังเกตการเอียงของแกนโลกที่ถูกต้องและทันสมัยครั้งแรกของชาวตะวันตกน่าจะเป็นของTycho Braheจากเดนมาร์กในราวปี 1584 [ 15 ]แม้ว่าการสังเกตโดยคนอื่นๆ อีกหลายคน รวมถึงal-Ma'mun , al-Tusi , [ 16 ] Purbach , RegiomontanusและWaltherอาจให้ข้อมูลที่คล้ายคลึงกัน
ฤดูกาล
แกนโลกยังคงเอียงไปในทิศทางเดียวกันเมื่อเทียบกับดวงดาวพื้นหลังตลอดทั้งปี (ไม่ว่าจะอยู่ที่ใดในวงโคจร ) – ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าการขนานของแกนโลกหมายความว่า ขั้วโลกหนึ่ง (และซีกโลก ที่เกี่ยวข้อง ) จะหันออกจากดวงอาทิตย์ในด้านหนึ่งของวงโคจร และครึ่งรอบวงโคจรต่อมา (ครึ่งปีต่อมา) ขั้วโลกนี้จะหันเข้าหาดวงอาทิตย์ นี่คือสาเหตุของฤดูกาลต่างๆบน โลก ฤดูร้อนเกิดขึ้นในซีกโลกเหนือ เมื่อขั้วโลกเหนือหันเข้าหาดวงอาทิตย์และขั้วโลกใต้หันออกจากดวงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงของการเอียงแกนโลกสามารถส่งผลต่อฤดูกาลและน่าจะเป็นปัจจัยหนึ่งใน การเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ ในระยะยาว( ดูเพิ่มเติมที่ วัฏจักร Milankovitch )
การสั่น
ระยะสั้น
ค่าเชิงมุมที่แน่นอนของความเอียงของแกนโลกนั้นได้มาจากการสังเกตการเคลื่อนที่ของโลกและดาวเคราะห์ ต่างๆ เป็นเวลาหลายปี นักดาราศาสตร์สร้างปฏิทินดาราศาสตร์พื้นฐาน ใหม่ๆ ขึ้นมา เรื่อยๆ เมื่อความแม่นยำในการสังเกตดีขึ้นและความเข้าใจในพลศาสตร์เพิ่มมากขึ้น และจากปฏิทินดาราศาสตร์เหล่านี้ ค่าทางดาราศาสตร์ต่างๆ รวมถึงค่าความเอียงของแกนโลก ก็ถูกคำนวณออกมาได้
มีการตีพิมพ์ ปฏิทินดาราศาสตร์ประจำปีซึ่งระบุค่าที่ได้มาและวิธีการใช้งาน จนถึงปี 1983 ค่าเชิงมุมของความเอียงเฉลี่ยของ แกนโลกในปฏิทินดาราศาสตร์สำหรับแต่ละวันจะคำนวณจากงานของนิวคอมบ์ซึ่งวิเคราะห์ตำแหน่งของดาวเคราะห์จนถึงประมาณปี 1895:
- ε = 23°27′8.26″ − 46.845″ T − 0.0059″ T 2 +0.001 81 ″ T 3
โดยที่εคือความเอียง และTคือศตวรรษเขตร้อนจากB1900.0ถึงวันที่กำหนด[ 17 ]
ตั้งแต่ปี 1984 ชุด ข้อมูลตำแหน่งดาวที่สร้างขึ้นด้วยคอมพิวเตอร์ชุด DE ของห้องปฏิบัติการ Jet Propulsion Laboratory ได้เข้ามาแทนที่ในฐานะ ชุดข้อมูลตำแหน่งดาวพื้นฐานของปฏิทินดาราศาสตร์ (Astronomical Almanac ) ค่าความเอียงของแกนโลกที่คำนวณจาก DE200 ซึ่งวิเคราะห์ข้อมูลการสังเกตการณ์ตั้งแต่ปี 1911 ถึง 1979 มีดังนี้:
- ε = 23°26′21.448″ − 46.8150″ T − 0.00059″ T 2 +0.001 813 ″ T 3
โดยที่T ต่อไปนี้ คือศตวรรษจูเลียนนับจากJ2000.0 [ 18 ]
ปฏิทินดาราศาสตร์พื้นฐานของ JPL ได้รับการปรับปรุงอย่างต่อเนื่อง ตัวอย่างเช่น ตามมติของ IAU ในปี 2549 ที่เห็นชอบกับแบบจำลองทางดาราศาสตร์ P03 ปฏิทินดาราศาสตร์สำหรับปี 2553 ระบุว่า: [ 19 ]
- ε = 23°26′21.406″ −46.836 769 ″ T −0.000 1831 ″ T 2 +0.002 003 40 ″ T 3 − 5.76″ × 10 −7 T 4 − 4.34″ × 10 −8 T 5
นิพจน์เหล่านี้สำหรับความเอียงมีจุดประสงค์เพื่อความแม่นยำสูงในช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้น อาจจะ±หลายศตวรรษ[ 20 ] Jacques Laskarคำนวณนิพจน์ถึงลำดับT 10ที่ดีถึง 0.02″ ตลอด 1,000 ปี และหลายอาร์คเซคอนด์ตลอด 10,000 ปี
- ε = 23°26′21.448″ − 4680.93″ t − 1.55″ t 2 + 1999.25″ t 3 − 51.38″ t 4 − 249.67″ t 5 − 39.05″ t 6 + 7.12″ t 7 + 27.87″ t 8 + 5.79″ t 9 + 2.45″ t 10
โดยที่t ใน ที่นี้ เป็นจำนวนเท่าทวีคูณของ 10,000 ปีจูเลียนจากJ2000.0 [ 21 ]
นิพจน์เหล่านี้ใช้สำหรับสิ่งที่เรียกว่าความ เอียง เฉลี่ยนั่นคือ ความเอียงที่ปราศจากการเปลี่ยนแปลงระยะสั้น การเคลื่อนที่แบบเป็นคาบของดวงจันทร์และของโลกในวงโคจรทำให้เกิดการแกว่งตัวระยะสั้น (ประมาณ 18.6 ปี) ที่เล็กกว่ามาก (9.2 อาร์คเซคอนด์ ) ของแกนหมุนของโลก ซึ่งเรียกว่านิวเทชันซึ่งเพิ่มองค์ประกอบแบบเป็นคาบให้กับความเอียงของโลก[ 22 ] [ 23 ]ความ เอียง ที่แท้จริงหรือทันทีทันใดรวมถึงนิวเทชันนี้ด้วย[ 24 ]
ระยะยาว
การใช้วิธีการเชิงตัวเลขเพื่อจำลอง พฤติกรรม ของระบบสุริยะ ในช่วงระยะเวลาหลายล้านปี ทำให้สามารถตรวจสอบการเปลี่ยนแปลงระยะยาวในวงโคจร ของโลก และด้วยเหตุนี้จึงส่งผลต่อความเอียงของวงโคจรของโลกได้ ในช่วง 5 ล้านปีที่ผ่านมา ความเอียงของวงโคจรของโลกมีการเปลี่ยนแปลงระหว่าง 22°2′33″และ24°30′16″โดยมีคาบเฉลี่ย 41,040 ปี วัฏจักรนี้เป็นการรวมกันของการหมุนควงและพจน์ ที่ใหญ่ที่สุด ในการเคลื่อนที่ของระนาบสุริยวิถีในอีก 1 ล้านปีข้างหน้า วัฏจักรนี้จะทำให้ความเอียงของวงโคจรอยู่ระหว่าง22°13′44″และ24°20′50 ″ [ 25 ]
ดวงจันทร์มีผลในการรักษาเสถียรภาพของความเอียงของโลก การวิเคราะห์แผนที่ความถี่ที่ดำเนินการในปี 1993 ชี้ให้เห็นว่า หากไม่มีดวงจันทร์ ความเอียงอาจเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วเนื่องจากเรโซแนนซ์วงโคจรและพฤติกรรมที่วุ่นวายของระบบสุริยะโดยอาจสูงถึง 90° ในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี ( ดูวงโคจรของดวงจันทร์ ด้วย ) [ 26 ] [ 27 ]อย่างไรก็ตาม การจำลองเชิงตัวเลขล่าสุด[ 28 ]ที่ทำในปี 2011 ระบุว่า แม้ในกรณีที่ไม่มีดวงจันทร์ ความเอียงของโลกอาจจะไม่แปรปรวนมากนัก โดยอาจเปลี่ยนแปลงเพียงประมาณ 20–25° เพื่อแก้ไขความขัดแย้งนี้ จึงได้คำนวณอัตราการแพร่กระจายของความเอียง และพบว่าต้องใช้เวลามากกว่าพันล้านปีจึงจะถึงระดับใกล้ 90° [ 29 ]ผลในการรักษาเสถียรภาพของดวงจันทร์จะคงอยู่เป็นเวลาน้อยกว่าสองพันล้านปี เมื่อดวงจันทร์เคลื่อนห่างจากโลกมากขึ้นเรื่อยๆ เนื่องจากการเร่งความเร็วของกระแสน้ำขึ้นลงอาจเกิดการสั่นพ้องซึ่งจะทำให้เกิดการแกว่งตัวขนาดใหญ่ของความเอียง[ 30 ]
วัตถุในระบบสุริยะ
ดาวเคราะห์หินชั้นในสุดทั้งสี่ดวงของระบบสุริยะอาจเคยมีการเปลี่ยนแปลงความเอียงของแกนหมุนอย่างมากในอดีต เนื่องจากความเอียงของแกนหมุนคือมุมระหว่างแกนหมุนกับทิศทางที่ตั้งฉากกับระนาบวงโคจร มันจึงเปลี่ยนแปลงไปตามการเปลี่ยนแปลงของระนาบวงโคจรอันเนื่องมาจากอิทธิพลของดาวเคราะห์ดวงอื่น แต่แกนหมุนก็สามารถเคลื่อนที่ได้เช่นกัน ( การหมุนควงของแกน ) อันเนื่องมาจากแรงบิดที่ดวงอาทิตย์กระทำต่อส่วนนูนของเส้นศูนย์สูตรของดาวเคราะห์ เช่นเดียวกับโลก ดาวเคราะห์หินทั้งหมดแสดงการหมุนควงของแกน หากอัตราการหมุนควงเร็วมาก ความเอียงของแกนหมุนก็จะคงที่ค่อนข้างคงที่แม้ว่าระนาบวงโคจรจะเปลี่ยนแปลงไปก็ตาม[ 32 ]อัตราดังกล่าวแตกต่างกันไปเนื่องจากการสูญเสียพลังงานจากกระแสน้ำ ขึ้นลง และ การปฏิสัมพันธ์ระหว่าง แกนกลางและ เนื้อ โลกเป็นต้น เมื่ออัตราการหมุนควงของดาวเคราะห์เข้าใกล้ค่าบางค่าการสั่นพ้องของวงโคจรอาจทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างมากในความเอียงของแกนหมุน แอมพลิจูดของการมีส่วนร่วมที่มีอัตราการสั่นพ้องหนึ่งจะถูกหารด้วยความแตกต่างระหว่างอัตราการสั่นพ้องและอัตราการหมุนวน ดังนั้นมันจะมีขนาดใหญ่เมื่อทั้งสองคล้ายกัน[ 32 ]
ดาวพุธและดาวศุกร์น่าจะมีความเสถียรเนื่องจากการกระจายพลังงานจากแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ โลกมีความเสถียรเนื่องจากดวงจันทร์ ดังที่กล่าวมาข้างต้น แต่ก่อนการก่อตัวโลกก็อาจเคยผ่านช่วงเวลาที่ไม่เสถียรเช่นกัน ความเอียงของ ดาวอังคารมีความแปรปรวนค่อนข้างมากในช่วงหลายล้านปี และอาจอยู่ในสภาวะที่วุ่นวาย โดยมีความแปรปรวนมากถึง 0° ถึง 60° ในช่วงหลายล้านปี ขึ้นอยู่กับการรบกวนของดาวเคราะห์[ 26 ] [ 33 ]ผู้เขียนบางคนโต้แย้งว่าความเอียงของดาวอังคารนั้นวุ่นวาย และแสดงให้เห็นว่าการกระจายพลังงานจากแรงดึงดูดและการเชื่อมต่อระหว่างแกนกลางและเนื้อโลกที่มีความหนืดนั้นเพียงพอที่จะทำให้ดาวอังคารอยู่ในสภาวะที่ลดทอนพลังงานได้อย่างสมบูรณ์ คล้ายกับดาวพุธและดาวศุกร์[ 3 ] [ 34 ]
การเปลี่ยนแปลงเป็นครั้งคราวของการเอียงแกนของดาวอังคารได้รับการเสนอให้เป็นคำอธิบายสำหรับการปรากฏและการหายไปของแม่น้ำและทะเลสาบตลอดช่วงเวลาการดำรงอยู่ของดาวอังคาร การเปลี่ยนแปลงอาจทำให้เกิดการระเบิดของมีเทนเข้าสู่ชั้นบรรยากาศ ทำให้เกิดภาวะโลกร้อน แต่จากนั้นมีเทนก็จะถูกทำลายและสภาพภูมิอากาศก็จะแห้งแล้งอีกครั้ง[ 35 ] [ 36 ]
โดยทั่วไปแล้ว ค่าความเอียงของแกนหมุนของดาวเคราะห์ชั้นนอกนั้นถือว่าค่อนข้างคงที่
| ร่างกาย | NASA , J2000.0 [ 37 ]ยุค | IAU , 0h 0 มกราคม 2010 TT [ 38 ]ยุค | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| มุมเอียงตามแกน(องศา) | ขั้วโลกเหนือ | ระยะเวลาการหมุนเวียน(ชั่วโมง) | มุมเอียงตามแกน(องศา) | ขั้วโลกเหนือ | อัตราการหมุน(องศา/วัน) | |||
| RA (ระดับปริญญา) | ธันวาคม (องศา) | RA (ระดับปริญญา) | ธันวาคม (องศา) | |||||
| ดวงอาทิตย์ | 7.25 | 286.13 | 63.87 | 609.12 [ A ] | 7.25 [ B ] | 286.15 | 63.89 | 14.18 |
| ปรอท | 0.03 | 281.01 | 61.41 | 1407.6 | 0.01 | 281.01 | 61.45 | 6.14 |
| ดาวศุกร์ | 2.64 | 272.76 | 67.16 | −5832.6 | 2.64 | 272.76 | 67.16 | −1.48 |
| โลก | 23.44 | 0.00 | 90.00 | 23.93 | 23.44 | ไม่ได้กำหนด | 90.00 | 360.99 |
| ดวงจันทร์ | 6.68 | – | – | 655.73 | 1.54 [ C ] | 270.00 | 66.54 | 13.18 |
| ดาวอังคาร | 25.19 | 317.68 | 52.89 | 24.62 | 25.19 | 317.67 | 52.88 | 350.89 |
| ดาวพฤหัสบดี | 3.13 | 268.06 | 64.50 | 9.93 [ด] | 3.12 | 268.06 | 64.50 | 870.54 [ D ] |
| ดาวเสาร์ | 26.73 | 40.59 | 83.54 | 10.66 [ D ] | 26.73 | 40.59 | 83.54 | 810.79 [ D ] |
| ยูเรนัส | 82.23 | 257.31 | −15.18 | −17.24 [ D ] | 82.23 | 257.31 | −15.18 | −501.16 [ D ] |
| ดาวเนปจูน | 28.32 | 299.33 | 42.95 | 16.11 [ D ] | 28.33 | 299.40 | 42.95 | 536.31 [ D ] |
| พลูโต[ E ] | 57.47 | 312.99 [ E ] | 6.16 [ E ] | −153.29 | 60.41 | 312.99 | 6.16 | −56.36 |
| ||||||||
ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ
ค่าความเอียงของแกนดาวฤกษ์ψsซึ่งก็คือความเอียงของแกนดาวฤกษ์เมื่อเทียบกับระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงใดดวงหนึ่งนั้น ได้รับการกำหนดแล้วสำหรับระบบดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ระบบ
ภายในปี 2012 ได้มีการวัดค่าความคลาดเคลื่อนของการหมุนรอบวงโคจรที่ฉายบนท้องฟ้าλ สำหรับดาวฤกษ์ 49 ดวง [ 39 ]โดยที่λทำหน้าที่เป็นขีดจำกัดล่างสำหรับψ การวัดส่วนใหญ่เหล่านี้อาศัย ผลของ Rossiter –McLaughlin
ณ ปี 2024 มีการวัดมุมเอียงแกนของดาวเคราะห์นอกระบบ 4 ดวง โดยหนึ่งในนั้น ( VHS 1256 b ) มีมุมเอียงคล้ายกับยูเรนัสที่ 90 องศา ± 25 องศา[ 40 ]
นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ได้นำทฤษฎีกระแสน้ำมาใช้ในการทำนายความเอียงของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะพบว่าความเอียงของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะในเขตที่อยู่อาศัยรอบดาวฤกษ์มวลน้อยมีแนวโน้มที่จะลดลงภายในเวลาไม่ถึงพันล้านปี[ 41 ] [ 42 ]ซึ่งหมายความว่าดาวเคราะห์เหล่านั้นจะไม่มีฤดูกาลที่เกิดจากการเอียงเหมือนกับโลก
ดูเพิ่มเติม
ลิงก์ภายนอก
- ศูนย์ข้อมูลวิทยาศาสตร์อวกาศแห่งชาติ
- Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; และ คณะ (2007). "รายงานของคณะทำงาน IAU/IAG เกี่ยวกับพิกัดแผนที่และองค์ประกอบการหมุน: 2006"กลศาสตร์ท้องฟ้าและดาราศาสตร์เชิงพลศาสตร์ 98 ( 3): 155– 180. Bibcode : 2007CeMDA..98..155S . doi : 10.1007/s10569-007-9072-y .
- เครื่องคำนวณความเอียงของระนาบสุริยวิถี