Ewekcja
Ewekcja (łac. evectio – podniesienie) – duża nierówność w ruchu obiegowym Księżyca wokół Ziemi, związana z perturbacjami wywołanymi wpływem grawitacyjnym Słońca[1].
Ewekcja jest drugą pod względem wielkości nierównością w ruchu Księżyca w stosunku do jednostajnego ruchu kołowego (po okręgu), zaraz po równaniu środka znanym już przez Hipparchosa (II wiek p.n.e.)[1]. Została odkryta przez Ptolemeusza (II wiek n.e.) i uwzględniona (jednak niedokładnie) w jego modelu ruchu Księżyca w ramach teorii geocentrycznej[2].
W XVII wieku była badana przez angielskiego astronoma i duchownego Jeremiaha Horrocksa[3], natomiast francuski astronom Ismail Bouillaud (1605–1694) nadał jej współczesną nazwę[1].
Opis zjawiska
edytujZ powodu różnej odległości Słońca od Ziemi i od Księżyca przyciąganie grawitacyjne Słońca wywołuje różne przyśpieszenie tych dwóch ciał, zmienne w czasie obiegu Księżyca wokół Ziemi. W różnych częściach orbity Księżyca następuje przyśpieszenie lub zwolnienie prędkości jego ruchu. Powoduje to nierówność obiegu, zwaną wariacją – przyśpieszenie lub opóźnienie w długości ekliptycznej o amplitudzie 39’. Odkrył ją arabski astronom Abu al-Wafa w X wieku n.e.[1]
Dla orbity eliptycznej Księżyca następuje dodatkowy efekt nierówności ruchu w długości ekliptycznej, zwany ewekcją[1], związany ze zmianą położenia elipsy orbity Księżyca w stosunku do kierunku Ziemia–Słońce. Wskutek ruchu obiegowego układu Ziemia-Księżyc wokół Słońca, w ciągu miesiąca anomalistycznego Księżyc nie wraca do poprzedniego położenia w układzie Ziemia-Słońce. (Oś elipsy jego orbity obraca się znacznie wolniej, niż wynosi wartość prędkości kątowej obiegu Ziemi wokół Słońca.) Dlatego perturbacyjne oddziaływanie Słońca nie jest w symetryczny sposób wzajemnie znoszone w ciągu jednego obiegu, np. od perygeum do kolejnego perygeum, ponieważ w tym czasie zmienia się położenie Słońca względem orbity Księżyca. Związana z tą asymetrią[1] część zaburzeń wprowadzona przez Słońce do układu Ziemia-Księżyc obserwowana jest jako cykliczne przyśpieszenie lub opóźnienie w długości ekliptycznej o amplitudzie 1° 16,4’[4], z okresem wynoszącym ok. 32 dni[1].
Przypisy
edytuj- ↑ a b c d e f g Tomasz Kwast, Ewekcja i inne nierówności ruchu Księżyca, „Urania”, 6/1984, s. 170–172.
- ↑ Zenon E. Roksal, Geneza i ewolucja epicykliczno-deferencjalnego modelu ruchu Księżyca, „Kwartalnik Historii Nauki i Techniki”, rocznik 45, numer 3-4, 2000, s. 59–76.
- ↑ T. Zbigniew Dworak, Jeremiah Horrocks (1618–1641) [online], Urania – Postępy Astronomii [dostęp 2020-02-14].
- ↑ Sławomir Breiter, Historia teorii ruchu Księżyca, „Postępy Astronomii”, 4/1987, s. 219, 220.