Perihelikiertymä

Perihelikiertymä eli periheliliike on ilmiö, joka tarkoittaa, että planeetan tai muun taivaankappaleen periheli eli sen radan Aurinkoa lähimpänä oleva kohta ei pysy aina samalla puolella Aurinkoa.

Aurinkoa kiertävän komeetan rata. Periheli on piste, jossa komeetta on lähimpänä Aurinkoa (A). Apheli (C) on piste, jossa komeetta on kauimpana Auringosta.

Merkuriuksen radan perihelikiertymä

Merkuriuksen radan perihelin kiertymä on ollut vaikeimmin selitettäviä ilmiöitä tähtitieteessä, ja sen selittämiseen on kaatunut moni uusi teoria.^lähde?

Merkuriuksen radan periheli kiertyy hieman joka kierroksella. Havainnoitu liike on yli 1,5 astetta vuosisadassa. 90 % tästä selittyy planeetan pyörimisakselin suunnan muutoksesta, prekessiosta. Jäljelle jäävä kiertymä on 531 kaarisekuntia vuosisadassa, eli noin 0,15 astetta. Tästä Venus aiheuttaa puolet ja muiden planeettojen aiheuttamien häiriöiden poiston jälkeen jää jäljelle 43 kaarisekunnin ylimääräinen kiertymä vuosisadassa.

Ylimääräisen, selittymättömän, kiertymän syyksi arveltiin aikoinaan hypoteettista Vulkanus-planeettaa, joka oletettiin kiertävän Aurinkoa Merkuriuksen radan sisäpuolella. Kiertoratansa takia se olisi käytännössä ollut näkyvissä vain täydellisten auringonpimennysten aikana. 1800- ja 1900-lukujen vaihteessa monet tähtitieteilijät yrittivätkin etsiä sitä aina auringonpimennyksen sattuessa. Vulkanuksesta ei kuitenkaan saatu yhtään luotettavaa havaintoa.

Vasta Albert Einsteinin vuonna 1916 kehittelemä yleinen suhteellisuusteoria kykeni selittämään Merkuriuksen perihelikiertymän poikkeaman ilman tuntematonta planeettaa. Einstein osoitti, että jos planeetan kiertoradan isoakselin puolikas on $\alpha$, radan eksentrisyys e ja kiertoaika T, suhteellisuus­teoreettiset ilmiöt saavat aikaan, että yhden kierroksen aikana periheli kiertyy kulman

$\epsilon =24\pi ^{3}{\frac {\alpha ^{2}}{T^{2}c^{2}(1-e^{2})}}$

verran (radiaaneina), missä c on valonnopeus. Kun tähän sijoitetaan Merkuriuksen radan arvot: iso­akselin puolikas noin 57,9 miljoonaa kilometriä eli 57,9 · 10⁹ m, radan eksentrisyys 0,206 ja kiertoaika 87,97 d eli noin 7,6 · 10⁶ s sekä valonnopeus 3 · 10⁸ m/s, saadaan tulokseksi $\epsilon$ = 5,028 · 10^-7 radiaania, toisin sanoen noin 2,88 · 10^-5 astetta eli 0,104 kaarisekuntia. Sadassa vuodessa Merkurius tekee noin 415 kierrosta, joten tästä aiheutuva kiertymä tämän pituisena aikana on noin 43 kaari­sekuntia, mikä varsin tarkoin vastaa havaittua periheli­kiertymän poikkeamaa.

Maan perihelikiertymä ja sen vaikutus ilmastoon

Maan radan perihelikiertymän vaikutus vuodenaikoihin pohjoisella pallonpuoliskolla. Ylhäällä nykyinen tilanne (Maa perihelissä 4. tammikuuta), oikealla tilanne 5000 vuoden kuluttua (periheli kevätpäiväntasauksen aikoihin), alhaalla tilanne 10 000 vuoden kuluttua (periheli kesäpäivänseisauksen aikoihin), vasemmalla tilanne 15 000 vuotta sitten tai 5000 vuotta sitten (periheli syyspäiväntasauksen aikoihin).

^lähde?

Myös Maan radan periheli kiertyy siten, että Maan perihelin argumentti kasvaa noin 0,27 astetta vuosisadassa. Kestää 134 000 vuotta, ennen kuin Maan radan periheli on jälkeen samalla puolella Aurinkoa kiinto­tähtien suhteen. ^lähde?

Samaan aikaan Maan pyörimis­akseli kiertyy eli suorittaa prekessio­liikettä, ja kestää noin 25 771 vuotta, ennen kuin se on jälleen samassa asennossa tähtien suhteen. Samassa ajassa ne kohdat Maan radasta, jossa Maa on tiettyinä aikoina vuodessa esimerkiksi kevät- ja syys­päivän­tasauksena, tekevät täyden kierroksen Auringon ympäri. Nämä kaksi ilmiötä, periheli­kiertymä ja prekessio, saavat yhdessä aikaan, että noin 21 000 vuoden välein Maa on perihelissä samaan aikaan vuodessa. Nykyisin Maa on perihelissä vuosittain 4. tammikuuta, mutta 5000 vuotta sitten tämä tapahtui syys­päivän­tasauksen, 5000 vuoden kuluttua kevät­päivän­tasauksen aikoihin.^lähde?

Näiden ilmiöiden vuoksi eri vuoden­aikojen pituus vaihtelee, ja niiden arvellaan osaltaan vaikuttaneen ilmaston vaihteluihin ja esimerkiksi jääkausien syntyyn. Tämä 21 000 vuoden jakso onkin yksi ilmastonmuutosten selitykseksi esitetyistä Milankovićin jaksoista.

Oheinen kaavio esittää ilmiön vaikutusta vuoden­aikojen pituuksiin pohjoisella pallon­puoliskolla. Keplerin toisen lain mukaan vuoden­aikojen pituudet ovat verrannollisia niitä vastaavien, radan sisäpuolelle jäävien alueiden pinta-aloihin. Kun radan eksentrisyys on suurimmillaan, ne päivän­tasausten ja -seisausten mukaan määritellyt vuoden­ajat, jolloin Maa kulloinkin on kauimpana Auringosta, ovat merkittävästi muita vuoden­aikoja pidempiä.^lähde?