Кіріспе
Астрономияда, осьтік еңіс, сондай-ақ көлбеулік деп аталады, – дененің айналу осі мен орбиталық осі арасындағы бұрыш, орбиталық жазықтығына перпендикуляр түсетін сызық; немесе экваторлық жазықтығы мен орбиталық жазықтығы арасындағы бұрыш. Бұл орбиталық еңістен өзгеше. 0 градус көлбеулікте екі ось бір бағытқа қаратылады, яғни айналу осі орбиталық жазықтыққа перпендикуляр болады. Мысалы, Жердің айналу осі – Солтүстік және Оңтүстік полюстер арқылы өтетін шартты сызық, ал Жердің орбиталық осі – Жер Күнді айнала қозғалғандағы шартты жазықтыққа перпендикуляр сызық; Жердің көлбеулігі немесе осьтік еңісі – осы екі сызықтың арасындағы бұрыш. Орбиталық айналым кезеңінде көлбеулік көбінесе айтарлықтай өзгермейді және осьтің бағыты жұлдызды аспанға қатысты сақталады. Бұл орбитаның бір жағында бір полюстің Күнге жақындауына, ал екінші жағында Күннен алшақтауына себеп болады – Жердегі жыл мезгілдерінің себебі.
In astronomy, axial tilt, also known as obliquity, is the angle between an object's rotational axis and its orbital axis, which is the line perpendicular to its orbital plane; equivalently, it is the angle between its equatorial plane and orbital plane. It differs from orbital inclination. At an obliquity of 0 degrees, the two axes point in the same direction; that is, the rotational axis is perpendicular to the orbital plane. The rotational axis of Earth, for example, is the imaginary line that passes through both the North Pole and South Pole, whereas the Earth's orbital axis is the line perpendicular to the imaginary plane through which the Earth moves as it revolves around the Sun; the Earth's obliquity or axial tilt is the angle between these two lines. Over the course of an orbital period, the obliquity usually does not change considerably, and the orientation of the axis remains the same relative to the background of stars. This causes one pole to be pointed more toward the Sun on one side of the orbit, and more away from the Sun on the other side—the cause of the seasons on Earth.
Стандарттар
Планетаның еңістігін анықтаудың екі стандартты әдісі бар. Бір жолы планетаның солтүстік полюсіне негізделген, ол Жердің солтүстік полюсінің бағытына қатысты анықталады, ал екінші жолы планетаның оң полюсіне негізделген, ол оң қол ережесі арқылы анықталады: Халықаралық астрономиялық одақ (IAU) планетаның солтүстік полюсін Күн жүйесінің инварианттық жазықтығының Жердің солтүстік жағында орналасқан полюс деп анықтайды; осы жүйе бойынша Венера 3°-қа еңкейген және көптеген басқа планеталардың айналуына қарама-қарсы бағытта айналады. IAU оң қол ережесін бағйтты анықтау үшін оң полюсті анықтау үшін де пайдаланады. Осы конвенцияны қолданумен, Венера 177°-қа ("көккеріліп") еңкейген және проградты айналады.
The International Astronomical Union (IAU) defines the north pole of a planet as that which lies on Earth's north side of the invariable plane of the Solar System; under this system, Venus is tilted 3° and rotates retrograde, opposite that of most of the other planets. The IAU also uses the right hand rule to define a positive pole for the purpose of determining orientation. Using this convention, Venus is tilted 177° ("upside down") and rotates prograde.
Жер
Жердің орбиталық жазықтығы эклиптика жазықтығы деп аталады, ал Жердің еңістігі астрономдарға эклиптиканың көлбеулігі деп белгілі, ол эклиптика мен аспан сферасындағы аспан экваторы арасындағы бұрыш болып табылады. Ол грек әрпі ε арқылы белгіленеді. Қазіргі уақытта Жердің осьтік еңісі шамамен 23,44° құрайды. Бұл мән, осьтік прецессия циклдарында бекітілген орбиталық жазықтыққа қатысты шамамен тұрақты болып қалады. Алайда, эклиптика (яғни Жердің орбитасы) планеталық бұзылыстарға байланысты қозғалады, сондықтан эклиптиканың көлбеулігі тұрақты шама емес. Қазіргі кезде ол ғасыр сайын шамамен 46,8 секундта төмендеп келеді (толық мәліметтер төмендегі "Қысқа мерзімді" бөлімінде келтірілген).
Тарих
Ежелгі гректер шамамен б.з.д. 350 жылдан бастап көлбеуліктің жақсы өлшемдерін білген, Марсельдік Питея жазғы күн тоғысында гномонның көлеңкесін өлшеген. 830 жылы Бағдад халифасы Әл-Мамун астрономдарына көлбеулікті өлшеуді тапсырды, және нәтиже араб әлемінде көп жылдар бойы қолданылды. 1437 жылы Улуғ Бег Жердің осьтік еңістігін 23°30′17″ (23.5047°) деп анықтады. Орта ғасырларда прецессия және Жердің көлбеулігі 672 жылдық кезеңмен орташа мәнге айналып тұрады деп кеңінен сенеді, бұл идея күн мен түн теңдігінің қозғалысы деп аталады. Тарихи кезеңде бұл дұрыс емес екенін бірінші болып он төртінші ғасырда Ибн әл-Шатир түсіндірді, ал көлбеулік салыстырмалы тұрақты жылдамдықпен төмендеп бара жатқанын 1538 жылы Фракасторо бірінші болып анықтады. Көлбеулікке қатысты ең алғашқы дәл, заманауи батыстық байқаулар, шамамен 1584 жылы Даниялық Тихо Браге жасаған байқаулар болды, бірақ Әл-Мамун, Әл-Туси, Пурбах, Региомонтан және Вальтер сияқты басқа да байқаулар да ұқсас мәліметтер беруі мүмкін еді.
Маусымдар
Жер осі гироскоп эффектісінің арқасында жыл бойы (орбитада қай жерде болса да) фондық жұлдыздарға қатысты бір бағытта еңкейіп қалады. Бұл, бір полюс (және Жердің оған сәйкес жарты шарлары) орбитаның бір жағында Күннен алыстатылып, жарты орбитадан кейін (жарты жылдан кейін) сол полюс Күнге қарай бағытталады дегенді білдіреді. Осының салдарынан Жерде жыл мезгілдері ауысады. Солтүстік жарты шарда жаз, солтүстік полюс Күнге қарай бағытталғанда болады. Жер осінің еңістігінің өзгеруі маусымдарға әсер ете алады және ұзақ мерзімді климаттық өзгерістерге ықпал етеді (Миланкович циклдерін де қараңыз).
Қысқа мерзімді
Бұрыштықтың нақты бұрыштық мәні Жер мен планеталардың көп жылдар бойы қозғалысын бақылау арқылы анықталады. Астрономдар байқаудың дәлдігі жақсарған сайын және динамиканы түсіну артып, жаңа негізгі эфемерлерді жасайды, ал осы эфемерлерден әртүрлі астрономиялық шамалар, соның ішінде көлбеулік шығарылады. Жылдық альманахтар жарияланады, онда алынған мәндер мен оларды қолдану әдістері тізімделген. 1983 жылға дейін, Astronomical Almanac-тың кез келген күндік орташа көлбеуліктің бұрыштық мәні Ньюкомбтың еңбектеріне негізделген, ол 1895 жылға дейін планеталардың орналасуын талдаған:
мұнда ε – көлбеулік, ал T – B1900.0-дан сұраныс күніне дейінгі тропикалық ғасырлар. 1984 жылдан бастап, Jet Propulsion Laboratory-ның DE сериялы компьютерлік эфемерлер Астрономиялық альманахтың негізгі эфемерлері ретінде қабылданды. 1911-1979 жылдар аралығындағы бақылауларды талдаған DE200-ге негізделген көлбеулік есептелді:
мұнда әрі қарай T – J2000.0-дан бастап Юлиан ғасырлары. JPL-дің негізгі эфемерлер үнемі жаңартылып отырады. Мысалы, 2006 жылғы IAU шешімімен P03 астрономиялық моделіне сәйкес, 2010 жылғы Астрономиялық альманахта:
Бұл көлбеулік үшін өрнектер салыстырмалы түрде қысқа уақыт аралығында, мысалы ± бірнеше ғасырларда жоғары дәлдікке арналған. Жак Ласкар 1000 жылға 0.02″-қа дейін және 10 000 жылға бірнеше доғалық секундқа дейін жақсы T^(10) ретіндегі өрнекті есептеп шығарды. мұнда t – J2000.0-дан бастап 10 000 Юлиан жылдың еселері. Бұл өрнектер «орташа көлбеулік» деп аталады, яғни қысқа мерзімдік өзгерістерден таза көлбеулік. Ай мен Жердің орбитадағы кезеңдік қозғалыстары Жердің айналу осінің өте кішкентай (9.2 доғалық секундтық) қысқа мерзімді (шамамен 18.6 жылдық) тербелісін тудырады, ол «нуттация» деп аталады және Жердің көлбеулігіне кезеңдік компонент қосады. Нақты немесе сәттегі көлбеулік осы нуттацияны қамтиды.
Ұзақ мерзімді
Күн жүйесінің бірнеше миллион жыл бойындағы мінез-құлқын сандық әдістермен модельдеу арқылы Жер орбитасының ұзақ мерзімді өзгерістері, соның салдарынан оның көлбеулігі зерттелді. Соңғы 5 миллион жыл ішінде Жердің көлбеулігі 22°2′33″ және 24°30′16″ аралығында өзгерген, орташа периоды 41,040 жылды құрайды. Бұл цикл – прецессия мен эклиптика қозғалысының ең үлкен компонентінің комбинациясы. Келесі 1 миллион жыл ішінде цикл көлбеулікті 22°13′44″ және 24°20′50″ аралығында өзгертеді. Ай Жердің көлбеулігіне тұрақтандыратын әсер етеді. 1993 жылы жүргізілген жиілік картасының талдауы, Ай болмаған жағдайда орбиталық резонанстар мен Күн жүйесінің хаотикалық мінез-құлқына байланысты көлбеулік шапшаң өзгеріске ұшырауы мүмкін екенін, тіпті бірнеше миллион жылдың ішінде 90°-қа дейін жете алатынын көрсетті (Ай орбитасына да қараңыз). Дегенмен, 2011 жылы жасалған жаңа сандық модельдеулер, Ай болмаған жағдайда да Жердің көлбеулігі осылай тұрақсыз болмауы мүмкін екенін көрсетті; ол шамамен 20–25° ғана өзгереді. Бұл қайшылықты шешу үшін көлбеуліктің диффузиялық жылдамдығы есептелді, нәтижесінде Жердің көлбеулігі 90°-қа жуықтау үшін миллиардтан астам жыл қажет екені анықталды. Айдың тұрақтандыратын әсері екі миллиард жылдан кем уақытқа созылады. Ай Жерден жарық жылдамдығының әсерінен шегінуді жалғастыра бергенде, резонанстар пайда болуы мүмкін, бұл көлбеуліктің үлкен тербелістеріне әкелуі мүмкін.
Күн жүйесінің денелері
Күн жүйесінің ең ішкі төрт тасты планетасының да бұрыштығы бұрын үлкен өзгерістерге ұшыраған болуы мүмкін. Бұрыштық – айналу осі мен орбиталық жазықтыққа перпендикуляр бағыт арасындағы бұрыш болғандықтан, ол басқа планеталардың әсерінен орбиталық жазықтық өзгерген сайын өзгеріп отырады. Бірақ айналу осі планетаның экваторлық бүгілуіне Күннің әсер етуімен қозғалуы мүмкін (осілік прецессия). Жер сияқты, барлық тасты планеталар да осьтік прецессияны көрсетеді. Егер прецессия жылдамдығы өте жылдам болса, орбиталық жазықтық өзгерген кезде де көлбеулік тұрақты болып қалар еді. Бұл жылдамдық түрлі факторларға байланысты өзгеріп отырады. Планетаның прецессиясы белгілі бір мәндерге жақындағанда, орбиталық резонанстар көлбеулікте үлкен өзгерістерге әкелуі мүмкін. Резонанстық жылдамдықтардың біріне ие үлестің амплитудасы резонанстық жылдамдық пен прецессия жылдамдығының айырмашылығына бөлінеді, сондықтан екеуі ұқсас болған кезде ол үлкен болады. Кейбір авторлар Марстың қисықтығы хаотикалық екенін жоққа шығарады және оның Меркурий мен Венераға ұқсас толығымен демптелген күйге жетуі үшін су тасқыны мен тұтқыр ядролық мантияның бірігуі жеткілікті екенін көрсетеді. Марстың осьтік еңісіндегі кездейсоқ ауысулар Марстың өмір сүру барысында өзендер мен көлдердің пайда болуы мен жоғалуының түсіндірмесі ретінде ұсынылды. Мұндай ауысу атмосфераға метанды шашып, жылынуға әкелуі мүмкін, бірақ кейін метаны жойылып, климат қайтадан құрғақ болады. Сыртқы планеталардың көлбеулігі салыстырмалы түрде тұрақты болып саналады. + Күн жүйесінің таңдалған денелерінің осьтері мен айналуы NASA, J2000.0 эпохасы IAU, 0 сағат 0 қаңтар 2010 TT эпохасы Осілік еңіс (дәрежеде) Солтүстік полюс Айналма кезеңі (сағат) Осілік еңіс (дәрежеде) Солтүстік полюс Айналма (дәреже/күн) Р. А. (дәреже) Деклинация (дәреже) Р. А. (дәреже) Деклинация (дәреже) Күн 7.25 286.13 63.87 609.12 7.25 286.15 63.89 14.18 Меркурий 0.03 281.01 61.41 1407.6 0.01 281.01 61.45 6.14 Венера 2.64 272.76 67.16 −5832.6 2.64 272.76 67.16 −1.48 Жер 23.44 0.00 90.00 23.93 23.44 90.00 360.99 Ай 6.68 – 655.73 1.54 270.00 66.54 13.18 Марс 25.19 317.68 52.89 24.62 25.19 317.67 52.88 350.89 Юпитер 3.13 268.06 64.50 9.93 3.12 268.06 64.50 870.54 Сатурн 26.73 40.59 83.54 10.66 26.73 40.59 83.54 810.79 Уран 82.23 257.31 −15.18 −17.24 82.23 257.31 −15.18 −501.16 Нептун 28.32 299.33 42.95 16.11 28.33 299.40 42.95 536.31 Плутон 57.47 312.99 6.16 −153.29 60.41 312.99 6.16 −56.36
Күннен тыс планеталар
Жұлдыздық көлбеулік ψs, яғни жұлдыздың планетасының орбиталық жазықтығына қатысты осьтік еңісі, тек бірнеше жүйе үшін ғана анықталды. 2012 жылға дейін 49 жұлдыздың аспандағы спин-орбиталық теңсіздігі λ байқалды, бұл ψs үшін ең төменгі шекті көрсетеді. Осы өлшемдердің көп бөлігі Росситер-МакЛафлин әсеріне негізделген. Кеплер ғарыш телескобы сияқты ғарышқа шығарылған телескоптардың пайда болуы экзопланеталардың көлбеулігін анықтауға және бағалауға мүмкіндік берді. Планетаның айналудан туындаған жазықталуы және оның серіктері мен/немесе сақиналары, жоғары дәлдікті фотометрия арқылы анықталады, планеталық көлбеулік ψp-ге қолжетімділік береді. Көптеген экзопланеталардың көлбеулігі анықталды, мысалы, Кеплер 186f және Кеплер 413b. Астрофизиктер су ағыны теорияларын қолданып, экзопланеталардың көлбеулігін болжады. Төмен массалы жұлдыздардың тұруға жарамды аймағындағы экзопланеталардың көлбеулігі 10⁹ жылдан кем уақыт ішінде тозығына ұшырайтыны көрсетілді, яғни оларда Жердегідей еңіс тудыратын маусымдар болмайды.