Плоскост на Лаплас

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене

Плоскост на Лаплас (на английски: Laplace plane) се нарича плоскостта преминаваща през центъра на масите на Слънчевата система, перпиндикулярна на вектора на момента на количеството движение. Въведена е като понятие от Лаплас през 1789 г. като основна координатна плоскост спрямо която се описва движението на Слънчевата система.[1]

В началото се е считало, че плоскостта на Лаплас е постоянна за разлика от плоскостите на еклиптиката и екватора. С времето се разбира, че плоскостта на Лаплас прецесира с период около 36000 години[2] За да се определи положението на плоскостта на Лаплас спрямо плоскостта на еклиптиката е необходимо да се знаят точно масите на всички планети. С развитие на астрономията тези величини постепенно се доуточняват. Например за епоха 1950 г. елиптическата дължина на точката на пресичане с еклиптиката е W = 107° 13,3" ± 2,1’, наклонcj i = 1°38"49’’± 22’’.

Плоскостта на Лаплас се използва за описване на орбитите на спътниците на планетите гиганти, зависещи от гравитационното взаимодействие със Слънцето и хармониките на гравитационното поле на планетите[3].

Препратки[редактиране | edit source]

  1. Определение в БСЭ
  2. Бинарная структура Солнечной системы. Кирилл Бутусов
  3. Определение местной плоскости Лапласа на сайте кафедры МГУ

Връзки[редактиране | edit source]